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M. LiAPOUNOV, 



représentation graphique de toutes les distances et angles mesurés pour rapporter les 

 étoiles de la nébuleuse à Ѳ' Orionis. 



Pour gagner un contrôle des résultats de ces mesures, j'ai observé encore, à l'aide du 

 même micromètre filaire quelques différences en ascension droite et en déclinaison. Un 

 autre contrôle est fourni par les observations méridiennes, que j'ai exécutées dans ce but 

 à l'aide du cercle méridien de Repsold. 



Dans les chapitres suivants, je vais exposer en détail les résultats de mes observa- 

 tions, en commençant par la recherche des élémens, dont la connaissance était indispen- 

 sable pour la réduction rigoureuse des mesures micrométriques. 



§ 2. Position de l'iiistniiiiciit par rapport au pôle céleste. 



La déviation du pôle de l'instrument, de celui du ciel, donne lieu à une petite correc- 

 tion des angles de position observés. Pour déterminer cette déviation j'ai employé la mé- 

 thode d'observation, exposée par M. W. Struve dans son ouvrage: Description de fobser- 

 vatoire central de Poulkova p. 199 et suiv., où il traite de la rectification de la grande 

 lunette parallactique. Cette luéthode consiste à chercher, par les observations des étoiles 

 culminantes, les deux coordonnées |, т], qui expriment la distance du pôle instrumental de 

 celui du ciel, l'une dans le sens du méridien, l'autre dans le sens du cercle de déclinaison, 

 perpendiculaire au méridien. Le premier arc t se détermine immédiatement par la com- 

 paraison des déclinaisons célestes avec les déclinaisons instrumentales, obtenues par les 

 observations des étoiles culminantes dans les deux positions opposées de la lunette par 

 rapport au statif. L'observation des étoiles culminantes dans des hauteurs très différentes 

 des deux côtés du zénith , donne le moyen de trouver en même temps le coefficient b de la 

 flexion du télescope, produite par la pesanteur. 



En combinant les observations des passages, avant et après la culmination, de deux 

 étoiles, l'une polaire, l'autre équatoriale, dans les deux positions opposées de la lunette et 

 du fil micrométrique, avec les indications correspondantes du cercle horaire, on obtient, 

 comme dans un instrument des passages, tout ce qui est nécessaire pour l'évaluation de 

 l'autre coordonnée r\. Les formules très simples, qui s'emploient dans ces calculs, se trou- 

 vent dans l'ouvrage cité de M. Struve. Je ne les rapporte pas ici, mais je donne un 

 exemple numérique d'une détermination complète, déduite de mes observations du 25 Mars 

 1851. 



Les observations des déclinaisons me donnent les équations suivantes: 



Etoile Équations 



ß Virginis l — 0,80 h == — 94:9 



a Bootis E - 0,59 6 = — 98,4 



ß Urs. min. ç -f- 0,33 b ^ — 113,2 



a Persei sp. % -i- 0,97 b = — 110,3 



