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Bulletin  physico -mathématique 
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Peters  ne  manqua  pas  d’attirer  l’attention  des  astronomes 
sur  cette  question.  Pendant  mon  séjour  à Paris,  en  été  1847, 
il  s’éleva  sur  ce  sujet  une  discussion  entre  M.  Faye  et  moi, 
tant  en  particulier  qu’en  public  dans  la  séance  de  l’Académie 
de  Paris  du  26  juillet.  Par  suite  de  nos  consultations  qui  fixè- 
rent les  avantages  et  les  faiblesses  des  méthodes  suivies  des 
deux  côtés,  M.  Faye  s’engagea  à continuer  ses  recherches, 
et  je  pouvais  annoncer  que  M.  Peters  m avait  déjà  exprimé 
son  intention  de  tâcher  de  parvenir  à une  valeur  plus  exacte 
par  des  observations  réitérées.  Enfin,  d’accord  avec  M.  Faye, 
je  promis  d’engager  M.  O.  Struve  à contribuer  à la  solution 
de  la  question,  par  une  série  d’observations  à faire  à l’aide 
du  grand  réfracteur  de  l'Observatoire  central,  en  suivant  la 
méthode  des  différences  en  déclinaison.  Conformément  à cet 
engagement,  M.  O.  Struve  commença  la  dite  série  d’observa- 
tions le  4 novembre  1847  et  l’a  continuée  jusqu'au  2 décembre 
1849. 
En  attendant,  encore  en  1847,  M.  Wie  h m an  n,  successeur 
de  Schlueter  A l’Oservatoire  de  Koenigsberg,  avait  soumis 
les  observations  de  son  prédécesseur  à un  calcul  rigoureux 
et  en  déduisit  la  valeur  de  la  parallaxe  =— i—  0 , 1 8,  qui  semblait 
confirmer  entièrement  la  valeur  trouvée  par  M.  Peters, 
l’erreur  probable  que  M.  Wich  ma  nu  assigne  à sa  valeur,  ne 
s’élevant  qu’à  0j0J8.  Or,  supposé  que  les  méthodes  suivies 
étaient  justes  dans  les  deux  cas,  l’accord  des  valeurs  trouvées 
par  MM.  Peters  et  Wichmann  ne  laisse  rien  à désirer.  Ce- 
pendant le  résultat  auquel  était  arrivé  M.  Wichmann,  est 
sujet  à quelques  objections  graves,  dont  je  ne  citerai  ici  que 
celle  que  les  mêmes  observations  qui  ont  fourni  la  parallaxe 
— 0^18,  ont  donné  un  changement  annuel  de  la  différence  des 
distances  aux  deux  étoiles  de  comparaison,  produit  par  le  mou- 
vement propre  de  Groombridge  1830,  fautif  de  1^1,  tandisque 
l’erreur  probable,  attribuée  à la  quantité  trouvée,  ne  s’élève 
qu’à  la  septième  partie  de  l’erreur  réelle.  11  s’en  suit,  que 
les  astronomes  ne  pouvaient  avoir  confiance  dans  la  pa- 
rallaxe déduite  par  M.  Wichmann.  En  admettant  encore 
qu  elle  peut  être  regardée  comme  une  négation  par  rapport 
à la  valeur  de  plus  d’une  seconde  trouvée  par  M.  Faye,  elle 
est  néanmoins  bien  loin  d’être  une  valeur  tellement  réelle, 
qu  elle  définisse  la  distance  de  cette  étoile. 
Depuis  1846,  M.  Faye  n'a  rien  publié  de  ses  ti’avaux  ulté- 
rieurs sur  la  parallaxe  de  Groombridge  1830;  et  je  n’ai  pas 
même  appris  s’il  les  a continués  ou  non.  Aussi  M.  Peters, 
reconnaissant  la  supériorité  du  grand  réfracteur  sur  le  cercle 
vertical,  pour  la  solution  du  problème  en  question,  a renoncé 
à la  continuation  de  ses  observations. 
Maintenant,  nos  connaissances  sur  la  parallaxe  de  cette 
étoile  ont  fait  un  pas  essentiel  en  avant,  et  c’est  aux  soins  de 
M.  O.  Struve  que  nous  le  devons.  Depuis  l’époque  indi- 
quée plus  haut,  ayant  observé  cette  étoile  à chaque  occasion 
favorable,  il  a réuni  le  nombre  de  près  de  60  observations 
qui  embrassent  trois  minima  et  deux  maxima  de  la  parallaxe 
en  déclinaison.  Pour  l’observation  complète  de  chaque  soirée, 
il  a déterminé  8 différences  en  déclinaison  entre  l’étoile  d’Ar- 
gelander et  chacune  des  deux  petites  étoiles  de  comparai- 
son, dont  l’une  la  précédait  de  3 minutes  en  temps,  l'autre  la 
suivait  de  2 minutes,  la  pi'emière  étant  à peu  près  3 mi- 
nutes au  Nord,  la  seconde  40  secondes  au  Sud  de  l'étoile 
à examiner.  Dans  la  déduction  des  résultats,  il  a rejeté  du 
nombre  de  ses  observations  celles,  où  l'état  de  l’atmosphère 
n’avait  pas  permis  de  les  achever  entièrement. — Je  remarque 
ici  que  chaque  observation  complète  d'un  jour  demanda  à 
peu  près  2 heures  et  démie  de  travail  continuel. — Après  l’ex- 
clusion des  observations  incomplètes,  ils  lui  restaient  47  ob- 
servations sûres,  et  qui  lui  ont  fourni  autant  d’équations  de 
condition  pour  la  détermination  de  la  parallaxe  et  du  mouve- 
ment propre  en  déclinaison.  La  résolution  de  ces  équations, 
d’après  la  méthode  des  moindres  carrés,  lui  a donné  pour 
l’étoile  d’Argelander: 
la  parallaxe  = -t-  0^034  avec  l’erreur  prob.  = 0^029 
le  mouvement 
propre  en  décl.  = — 5^748  » » » =0,024. 
Il  s’entend  qu’avant  de  procéder  à la  résolution  des  équa- 
tions, toutes  les  données  furent  soigneusement  corrigées  pour 
l’effet  de  la  température  sur  le  micromètre,  de  la  réfraction, 
de  l’aberration  etc.  Ayant  substitué  les  valeurs  trouvées  dans 
ses  équations  de  condition,  M.  O.  Struve  déduit  l’erreur  pro- 
bable du  résultat  des  observations  de  chaque  soir  = 0,078. 
Après  avoir  soigneusement  examiné  le  travail  de  M.  O. 
Struve,  je  me  suis  persuadé  que  l’exactitude  et  la  méthode 
de  ses  observations  est  A l’abri  de  toute  objection,  et  par  con- 
séquent je  regarde  le  résultat  obtenu  par  lui  comme  décisif 
dans  la  question.  Je  résumerai  ici  les  conclusions  principales 
qui  s’en  déduisent: 
1)  La  grande  parallaxe  assignée  à l’étoile  d’Argelander 
par  M.  Faye,  a trouvé  son  origine  dans  une  imperfection 
de  la  méthode  suivie  par  cet  astronome  distingué,  imper- 
fection dont  je  lui  indiquai  l’origine  déjà  lors  de  mon  sé- 
jour à Paris. 
2)  Parmi  les  déterminations  antérieures,  celle  de  M.  Pe- 
ters s’approche  assez  de  la  vérité,  vu  que  cet  astro- 
nome a assigné  à sa  détermination  une  erreur  probable 
presque  égale  à l’erreur  réelle  de  sa  valeur,  tandisque 
M.  Wichmann,  ayant  trouvé  un  nombre  plus  petit  que 
celui  de  M.  Peters,  s’est  mépris  évidemment  à la  cer- 
titude de  son  évaluation. 
3)  La  parallaxe  trouvée  par  M.  O.  Struve,  comparée  à| 
celles  de  61  Cygni  et  de  a Lyrae,  nous  montre  que  le 
mouvement  propre  n’est  pas  un  indice  plus  sur  que  l’é- 
clat des  étoiles,  pour  juger  de  leurs  distances. 
4)  La  quantité  trouvée  de  la  parallaxe  de  l’étoile  d’Arge- 
lander et  qui  n’atteint  pas  même  le  double  de  son  erreur 
probable,  est  si  petite  qu  elle  échappe  presque  aux  ob- 
