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Magnus Nyeén, 



Ascens. droite. Согг. de 1'аЪег. Err. pr. 



^ ob s er V. 



10 H. Camelop. 3'* 54"* -+- O^'lSl 0,60 тг ± o;'085 ± 0",U0 

 B. D. 793 4 13 0,041 0,47 n ± 0,062 ± 0,150 



11 Camelop. 4 56 — 0,148 0,27 тг ± 0,058 ±0,146 

 37 Camelop. 5 59 — 0,018 0,29 тг ± 0,095 ± 0,174 



2 Lyncis 6 9 — 0,066 — 0,11 7t ± 0,062 ± 0,163 



14 Lyncis 6 42 — 0,004 0,18 тг ± 0,059 ± 0,134 



15 Lyncis 6 49 — 0,288 — 0,06 тг ± 0,059 ± 0,139 

 24 Lyncis 7 33 — 0,138 — 0,14 тг ± 0,060 ±0,160 

 и Ursae raaj. 9 42 -i- 0,059 ~+- 0,04 тс ± 0,044 ± 0,149 



74 Ursae maj. 12 24 -+- 0,072 — 0,37 тг ± 0,050 ± 0,144 



75 Ursae maj. 12 25 -+- 0,052 — 0,38 тг ± 0,040 ± 0,085 

 Radcliffe 3104 13 46 — 0,052 — 0,51 тг ± 0,052 ± 0,098 

 t Draconis 15 22 -i- 0,218 -+- 0,38 тг ± 0,023 ± 0,127 

 ^ Draconis 16 0 H- 0,177 -f- 0,28 тг ±0,021 ±0,108 

 b Draconis 18 22 -t- 0,186 -f- 0,08 тг ± 0,023 ±0,125 

 0 Draconis 18 49 -i- 0,071 0,05 тг ± 0,024 ± 0,135 

 Kadcliffe 4511 19 51 -i- 0,042 0,54 іт ± 0,080 ±0,207 

 Radcliffe 5074 20 56 -+- 0,103 -i- 0,84 тг ± 0,098 ± 0,181 

 B. A. C. 7387 21 10 0,016 -к 0,76 тт ± 0,112 ± 0,236 

 15 Cephei 22 0 0,318 н- 0,65 тг ± 0,145 ± 0,221 



La moyenne de ces corrections, eu égard aux poids indiqués par les erreurs probables, 

 serait : 



Corr. = Ч- 0';i05 -H 0,19тго±0;'0086 

 où тг^ désigne la parallaxe moyenne des étoiles observées. 



Cette méthode d'évaluer la correction définitive ne saurait cependant être regardée 

 comme la plus exacte, qu'à condition que les observations — ou pour s'exprimer avec plus 

 de précision, les coefficients de l'aberration avec lesquels elles entrent dans les équations — 

 soient distribuées uniformément sur toutes les heures de l'ascension droite. Comme nous 

 l'avons vu, cette uniformité des observations n'a pu être atteinte dans notre cas. Mais si, 

 comme cela s'est fait dans l'évaluation précédente de la correction, l'on ne tenait compte 

 que du nombre des observations, on n'attribuerait point de poids à la distribution presque 

 uniforme des étoiles observées. Cependant l'uniformité dans la distribution des étoiles, qui 

 a pour conséquence nécessaire que les observations soient aussi espacées sur toutes les sai- 

 sons, est certainement d'une haute importance pour réduire à un minimum l'influence des 

 erreurs systématiques des observations. Pour cette raison — en convenant toute-fois que 

 le procédé soit un peu arbitraire — il nous paraît plus conforme aux données du problème, 

 de partager les 24 heures de l'ascension droite en sections égales de 6 heures p. ex., et de 

 prendre pour chaque section la moyenne des corrections y trouvées. De cette manière on 



