2S5 
2S6 
de  l'Académie  de  Saint-Pétersbourg. 
duisant  certaines  modifications  dans  les  calculs  de  mon  père, 
modifications  approuvées  par  l’auteur  lui-même,  le  résultat  de 
la  parallaxe , fourni  par  les  observations  de  Dorpat,  passe  à 
H- 0,229  avec  l’erreur  probable  0^030.  La  différence  restante 
entre  celte  valeur  et  la  nôtre  n’a  plus  rien  de  choquant  et  s’ex- 
plique parfaitement  par  les  erreurs  accidentelles  des  observa- 
tions, accusées  par  les  erreurs  probables  des  deux  détermina- 
tions. La  parallaxe  de  a Lyrae  déterminée  à Dorpat,  trouve 
donc  une  confirmation  très  satisfaisante  dans  les  observations 
de  Poulkova. 
En  combinant  définitivement  les  valeurs  trouvées  à Dorpat 
et  à Poulkova,  entre  elles  et  avec  celle  qui  a été  déduite  par 
M.  Peters  (-t- 0, 103  ± 0,053),  des  observations  faites  au 
grand  cercle  vertical  de  Poulkova,  nous  avons  pour  a Lyrae: 
7t  = -t-  ü",  1 534  avec  l’erreur  probable  0^0088 
Cette  parallaxe  est  proprement  relative  à celle  de  l’étoile  de 
comparaison;  mais  les  recherches  de  mon  père  données  dans 
ses  « Eludes  d’ Astronomie  stellaire»  assignent  aux  étoiles  de  9me 
à 10me  grandeur,  telles  que  notre  étoile  de  comparaison,  en 
moyenne  une  parallaxe  de  quelques  millièmes  de  seconde 
seulement,  de  sorte  qu’en  toute  probabilité  la  parallaxe  abso- 
lue de  a Lyrae  ne  s’élèvera  point  au  dessus  de  U,  KJ. 
Les  observations  de  61  Cygni  ont  commencé  d’une  année 
plus  tard  que  celles  de  a Lyrae,  et  n’ont  été  continuées  que 
pendant  l’espace  de  13  mois,  également  jusqu’au  mois  de  sep- 
tembre 1853.  Dans  cet  espace  j’ai  recueilli  39  observations, 
tant  des  distances  que  des  angles  de  position,  lesquelles,  étant 
régulièrement  distribuées  sur  toute  la  période,  me  paraissaient 
suffisantes  pour  donner  un  résultat  de  très  haute  exactitude. 
A l’époque  où  j’achevai  ces  observations,  M.  Woldstedt  de 
Helsingfors  était  en  visite  à Poulkova.  Sur  mon  invitation 
motivée  par  la  circonstance  que  mon  temps  était  alors  occupé 
en  d’autres  directions,  et  que  je  désirais  soumettre  les  obser- 
vations à la  critique  attentive  et  minutieuse  d’un  astronome 
savant  et  nullement  préoccupé,  M.  Woldstedt  eut  la  com- 
plaisance de  se  charger  de  la  réduction  et  d’un  calcul  préa- 
lable de  ces  observations.  Ce  fut  en  sa  présence  que  je  fis 
les  premiers  extraits  de  mon  journal  d’observations,  relatifs 
à cet  objet.  Je  puis  citer  ici  comme  un  fait  remarquable  que, 
lorsque  M.  Woldstedt  me  présenta  les  mesures  réduites  à 
une  époque  moyenne  à l’aide  du  mouvement  propre  connu, 
je  fus  en  état  de  lui  désigner,  à coup  d’oeil,  les  époques  des 
maxima  et  des  minima  soit  des  distances,  soit  des  angles  de 
position,  si  précisément  que,  dans  aucun  cas,  ces  époques 
indiquées  ne  différaient  de  10  jours  de  celles,  qui  furent  plus 
tard  calculées  comme  exigées  par  la  théorie. 
Les  calculs  achevés  par  M.  Woldstedt  à Helsingfors  don- 
naient pour  résultats: 
par  les  distances  tt  = -+-  0^542  avec  l’err.  prob.  0,033 
par  les  angles  ^ — -t- 0,504  » » 0,045 
Malgré  l’accord  frappant  de  ces  deux  valeurs,je  ne  les  regardais 
pas  encore  comme  des  résultats  définitifs  de  mes  observations. 
C’est  que,  pour  ce  cas,  il  me  paraissait  particulièrement  dési- 
rable de  ne  rien  négliger  de  ce  qui  aurait  pu  agir  de  quelque 
sorte  sur  les  quantités  à déduire.  Ayant  reconnu  que  les  cal- 
culs de  M.  Woldstedt  admettaient  encore  quelques  légères 
améliorations,  j ai  refait  ces  calculs  entièrement,  en  introdui- 
sant également  la  différence  des  aberrations  des  deux  étoiles 
comparées,  comme  inconnue  à déterminer  par  les  équations 
de  condition.  Par  cette  voie  j’ai  trouvé  : 
par  les  distances  tv= -t-0^5098  aveé  l’err.  prob.  0^0332 
» angles  de  pos.  7T=-4-0, 5008  » » 0,0435 
ou  en  moyenne  tc=-+- 0,5060  » » 0,0264 
Ce  résultat  jouit  des  mêmes  preuves  de  son  exactitude  que 
celui  trouvé  pour  a Lyrae  II  est  également  basé  sur  deux 
séries  d’observations  exécutées  d’après  des  méthodes  qui  n’ont 
rien  de  commun  entre  elles;  l’accord  des  deux  résultats  indé- 
pendants ne  laisse  rien  à désirer;  le  mouvement  propre  déduit 
d’une  seule  année  d’observations  s’accorde  à 0j04  près  avec 
la  valeur  trouvée  par  les  observations  méridiennes  continuées 
pendant  tout  un  siècle;  enfin  la  valeur  de  la  différence  des 
aberrations  des  deux  étoiles  comparées  est  trouvée  parfaite- 
ment évanouissante;  — mais  le  résultat  s’éloigne  considérable- 
ment de  la  valeur  Besselienne.  Les  observations  de  Königs- 
berg calculées  par  Bessel  lui-même  avaient  donné  en  moy- 
enne 7V  = —t—  0 j 3483  avec  l’erreur  probable  0^0095.  Plus 
tard,  sur  l’invitation  de  mon  père,  M.  Peters  introduisit 
dans  les  équations  de  Bessel  quelques  légères  corrections 
réclamées  par  les  recherches  postérieures  de  Bessel  sur  le 
coefficient  thermométrique  de  la  vis  micrométrique  et  autres, 
et  la  valeur  de  la  parallaxe  passa  à h- 0,3602  avec  l’erreur 
probable  0,0121.  Mais  même  avec  ces  corrections  la  diffé- 
rence , entre  la  valeur  Besselienne  et  la  nôtre,  s’élève  à o!,  1458, 
quantité  trop  forte  pour  trouver  une  explication  satisfaisante, 
dans  une  accumulation  d’erreurs  accidentelles  en  différents 
sens  dans  les  deux  déterminations.  Nous  y reconnaissons  donc 
les  traces  de  l’action  perturbatrice  sur  les  mesures  héliomé- 
triques, dont  l’existence  a été  mise  en  évidence  par  M.  Döl- 
len, dans  sa  critique  des  observations  de  M.  Wichmann. 
Par  cette  raison  il  est  inadmissible  de  combiner  notre  résul- 
tat avec  celui  de  Bessel,  avant  que  des  recherches  ulté- 
rieures que  nous  attendons  de  la  part  des  astronomes  actuels 
de  Königsberg,  n’aient  exactement  fixé  les  lois  et  le  montant 
de  ces  actions  perturbatrices. 
Je  remarque  à cette  occasion  que  la  parallaxe  0,349  déduite 
par  M.  Peters  des  observations  faites  au  cercle  vertical  de 
Poulkova,  quoiqu’elle  s’accorde  au-delà  de  toute  attente  avec 
la  valeur  Besselienne,  n’est  point  opposée  à notre  conclu- 
sion, parce  que  son  erreur  probable,  de  0,080,  admet  encore 
de  regarder  la  détermination  de  M.  Peters  comme  en  par- 
faite harmonie  avec  la  notre.  Au  contraire,  vu  qu  il  n v a 
aucune  raison  de  supposer  l’existence  d’erreurs  systématiques 
ou  périodiques  dans  les  observations  de  M.  Peters,  il  çsl 
permis,  et  il  nous  paraît  même  juste,  de  réunir  le  résultat  qu  il 
a trouvé  avec  le  notre.  Cette  combinaison  faite,  nous  avons, 
pour  61  Cygni; 
je  -+-  0^4907  avec  l’erreur  probable  0,0250. 
Avant  reconnu,  par  les  recherches  déposées  dans  mon  Me- 
