265 
de  l'Académie  sie  Valsai  » PeiersEsowipg'. 
366 
La  différence  en  déclinaison  entre  fi  et  ad /.i  était  trop  forte 
pour  qu’on  put  exécuter  la  comparaison  directe  des  deux  étoi- 
les entre  elles.  Par  cette  raison  je  fus  obligé  de  joindre  fi  en 
premier  lieu  avec  une  autre  petite  étoile  /t  de  10,ne  grandeur. 
Cette  opération  donna  Yïi/t  = Æ.  fi'  -t-  20'20,y5,  Décl.  fi  = 
Décl.  fi1  — A/9,72.  La  distance  entre  /t  et  adfi  fut  observée 
= 517^36  et  l’angle  de  position  = 2l2016,;  d’où  nous  dé- 
duisons Æ.  [i  = Ai  ad  fi  — 2 50,53,  Décl.  /i'  = Décl.  ad  fi  — • 
4;28^21.  La  combinaison  de  ces  valeurs  donne  la  relation 
entre  fi  et  adfi  citée  dans  la  liste  précédente. 
Aussi  la  détermination,  à l’aide  du  cercle  méridien,  des  po- 
sitions absolues  des  étoiles  de  comparaison  ou  des  étoiles 
auxquelles  les  étoiles  de  comparaison  furent  rapportées,  ne 
put  également  se  faire  avant  l’automne.  C’est  à Aï.  Sabler 
que  nous  devons  cette  détermination.  Comme  toutes  les  ob- 
servations de  cet  astronome  expérimenté,  les  différentes  dé- 
terminations de  ces  étoiles  se  distinguent  par  un  accord  ad- 
mirable, malgré  la  faiblesse  de  quelques  étoiles,  et  contiennent 
ainsi  en  elles -mêmes  la  preuve  de  leur  exactitude.  Chaque 
étoile  fut  observée  trois  fois.  Après  avoir  réduit  les  différentes 
positions  observées  aux  positions  moyennes  pour  le  commen- 
cement de  l’année , nous  avons  trouvé  : 
Étoile. 
Grandeur. 
AR.  moy. 
1851,  0 
Décl.  moy. 
1851,0 
a 
(8.9) 
h m s 
23  23  23,38 
0 < a 
- 1 25  0,5 
ad  ß 
(8.9) 
41  28,83 
- 0 0 9,9 
y 
(8) 
48  54,36 
-4-  0 25  14,6 
ad  S 
(8.9) 
59  13,97 
-+-  1 1 51,7 
ad  £ 
(9.10) 
0 21  35,84 
2 51  9,1 
ad  J 
(8) 
24  17,92 
3 2 21,2 
Étoile. 
Grandeur. 
AR.  moy. 
1851,  0 
Décl.  moy. 
1851,0 
ad  t] 
(9) 
h m s 
30  27,74 
0 1 a 
3 34  38,5 
ad  0 
(9 . 10) 
37  21,80 
4 0 56,3 
ad  Â 
(9 . 10) 
53  13,60 
5 17  12,9 
ad  p 
(9) 
57  58,14 
5 48  36,2 
Les  réductions  qu’il  faut  ajouter  à ces  positions  moyennes 
pour  obtenir  les  positions  apparentes  correspondantes  aux 
jours  d’observation  de  la  comète,  sont  : 
Réductions 
en  AR. 
en  Décl. 
s 
11 
a 
24  Janvier 
- 1,49 
— 8,0 
ad  ß 
1 Février 
— 1,46 
- 8,3 
7 
4 - 
- 1,44 
— 8,8 
ad  S 
7 - 
— 1,42 
— 9,0 
ad  e 
17  — 
— 1,40 
- 9,5 
ad  1 
18  - 
— 1,39 
— 9,5 
ad  rj 
21  - 
— 1,39 
- 9,7 
ad  0 
23  — 
— 1,38 
- 9,7 
ad  Â 
2 Mars 
- 1,37 
- 9,9 
ad  p 
4 - 
- 1,37 
— 10,0 
La  sommation  des  quantités  correspondantes  dans  les  dif- 
férentes tables  précédentes  nous  donne  maintenant  les  posi- 
tions de  la  comète,  .l’ai  aussi  ajouté  à chaque  coordonnée  les 
coefficients  par  lesquels  la  parallaxe  horizontale  de  la  comète 
doit  être  multipliée  pour  donner  les  corrections  correspon- 
dantes de  la  coordonnée. 
1851. 
Temps  moy. 
de  Poulkova. 
AR. 
Com. 
Décl. 
Com. 
Janvier  24 
h 
6 
rn  s 
40  57 
0 f " 
350  45  1,3 
-t-  0,401  p 
— 
0 1 
1 25 
Il 
5,2 
-4-  0,872  p 
Février 
1 
6 
26 
29 
355 
26  50,8 
-4-  0,399  p 
— 
0 5 
0,6 
-4-  0,865  p 
— 
4 
6 
50 
21 
357 
15  15,8 
-4-  0,434  p 
—H 
0 26  39,5 
h-  0,862  p 
— 
7 
7 
10 
11 
359 
4 53,5 
-+-  0,459  p 
— H 
0 58 
55,0 
-4-  0,861  p 
— 
17 
6 
58 
30 
5 
15  13,3 
-4-  0,462  p 
-H 
2 49 
39,4 
-4—  O,8o3  p 
— 
18 
6 
55 
55 
5 
52  49,3 
-+-  0,461  p 
— H 
3 0 
53,6 
A-  0,853  p 
— 
21 
7 
12 
22 
7 
46  54,1 
-+-  0,478  p 
— h 
3 35 
13,0 
-4-  0,852  p 
— 
23 
7 
10 
4 
9 
3 18,5 
0,479  p 
3 58 
10,8 
-4-  0,851  p 
Mars 
2 
7 
33 
54 
13 
34  19,5 
-4-  0,498  p 
-A- 
5 19 
9,4 
-4-  0,852  p 
— 
4 
7 
44 
56 
14 
52  46,4 
-4-  0,503  p 
-4- 
5 42 
9,5 
-4-  0,854  p 
Il  paraît  très  difficile  d’indiquer,  à priori,  le  degré  d’exacti- 
tude de  ces  positions,  car  l’accord  des  différentes  observations 
du  même  soir  entre  elles,  n’y  peut  guère  conduire,  parce  que, 
dans  les  objets  extrêmement  faibles,  mais  qui  possèdent  en- 
core un  diamètre  apparent  considérable,  on  ne  peut  être  sûr 
d’avoir  pointé  toujours  sur  le  même  endroit  de  la  matière  né- 
buleuse. Approximativement , j’estime  l’erreur  probable  de 
chaque  coordonnée,  donnée  dans  la  liste  précédente,  à environ 
2".  Au  moins  je  suis  convaincu  que,  dès  que  la  comparaison 
de  ces  positions  avec  la  théorie  mènerait  à des  différences  ex- 
traordinaires de  plus  de  5,  il  y aurait  un  indice  très  fort  que 
la  position  serait  affectée  d’une  erreur  réelle.  Cette  comparai- 
