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qu'il ne vaut pas la peine de les citer ici ^). En considérant que les étoiles qui ont contribué 

 le plus au terme de la correction définitive dépendant de la parallaxe, sont en moyenne au 

 dessous de la 5^™" grandeur, on ne peut douter que la quantité тгр, ne soit extrêmement 

 petite. Nous préférons donc nous passer entièrement du terme dû à la parallaxe, au lieu 

 d'ajouter au nombre trouvé une correction arbitraire de quelques millièmes de seconde. 



Il a été dit plus haut que nous possédons aujourd'hui plusieurs séries d'observations 

 qui pourraient avec succès concourir avec notre détermination dans l'évaluation définitive de 

 la constante de l'aberration. Aux séries d'observations déjà connues de Poulkova nous sommes 

 en était d'ajouter une nouvelle, qui, dans son genre, surpasse peut-être en exactitude tout 

 ce qui a été fait jusqu'à présent. Ce sont les observations de quelques étoiles polaires, exé- 

 cutées par M.Wagner à l'aide de la grande lunette méridienne dans les années 1861 — 72. 

 Ces observations ne sont encore publiées qu'en partie, mais grâce à l'obligeance de M. Wag- 

 ner j'ai pu faire usage ici de la série entière. 



Les étoiles observées sont: a Ursae min., о Ursae min. et Cephei 51 Hév. A peu 

 d'exceptions près, tous les passages ont été observés de deux manières: à l'ouïe, et à l'aide 

 du chronographe enrégistrateur. Ces deux méthodes d'observation seront traitées ici sépa- 

 rément. Le nombre des passages observés se trouve : 









Ouïe. 



Enrégistrés. 



pour a Ursae min. 



passages 



supérieurs 



232 



218 



» » 



» 



inférieurs 



207 



211 



» ù Ursae min. 





supérieurs 



136 



133 



» » 





inférieurs 



144 



143 



» Cephei 51 Hév. 





supérieurs 



123 



125 



» » 





inférieurs 



101 



110 



Les observations ont été réunies en groupes, chaque groupe comprenant toutes les 

 observations faites dans les mêmes moitiés de mois de toute la période. Après avoir attri- 

 bué à chaque passage des poids dépendant de la qualité des images et du nombre des fils 

 observés, nous avons formé des équations de conditions tout à fait analogues aux équations 

 établies pour les observations du premier vertical. L'unité de poids correspond ici à l'err. 

 pr. de ± OU 60 de l'arc du grand cercle. 



1) Pour 10 étoiles les parallaxes se trouvent positives, pour 14 négatives ; la valeur moyenne est -*-0,002 ±0,026. 



