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Otto Struve. 



grand cercle vertical de l'Observatoire de Poulkova, avaient conduit à une valeur de la pa- 

 rallaxe absolue qui s'accordait au-delà de toute attente avec celle de la parallaxe relative 

 déduite des observations de Königsberg. Aussi, j'avoue qu'en commençant mes observa- 

 tions sur cette étoile, je me flattais de l'espoir que l'accord des résultats à déduire de mes 

 mesures, avec la valeur Besselienne, pourrait servir de recommandation pour l'exactitude 

 générale que j'obtiendrais dans d'autres cas. Mais dans le courant de mon travail, le point 

 de vue, dans lequel je l'avais entrepris par rapport à 61 Cygni, a dû être abandonné et cela 

 par suite de la publication du Mémoire de M. Wichmann sur la parallaxe de l'étoile 

 d'Argelander (Groombridge 1830) dans les «Astronomische Nachrichten» No. 841 au 

 mois de Janvier 1853. Ce travail de M. Wichmann a dû nécessairement affaiblir la con- 

 fiance qu'on s'était habitué de mettre dans tous les résultats trouvés à l'aide de l'héliomètre 

 de Königsberg, en prouvant indirectement que les grandes distances mesurées avec cet in- 

 strument sont sujettes à des erreurs systématiques très considérables, de nature inconnue 

 ou à peine soupçonnée'). Depuis cette époque il s'agissait pour moi de fournir une nouvelle 

 détermination de la parallaxe de 6 1 Cygni, détermination qui en elle-même contiendrait les 

 preuves de son exactitude. L'accord plus ou moins satisfaisant de la valeur à déduire de 

 nos observations avec celle qu'avaient fournie les recherches deBessel, ne pourra être re- 

 gardé désormais comme un indice ni en faveur de la nouvelle détermination, ni contre son 

 exactitude , tant que les astronomes de Königsberg n'auront examiné scrupuleusement les 

 lois des actions perturbatrices dans les distances fournies par l'héliomètre de Königsberg et 

 leur effet sur la valeur de la parallaxe trouvée par Bessel. 



Dans la recherche sur la parallaxe de l'étoile d'Argelander, dont les résultats ont 

 été présentés par moi à l'Académie au mois de Décembre 1849, je me suis servi de la mé- 

 thode des différences en déclinaison. Je crois avoir prouvé par ce travail que cette mé- 

 thode d'observation, pratiquée à l'aide d'un instrument aussi solidement construit et aussi 

 puissant que notre grande lunette, est susceptible de la plus haute exactitude et parfaite- 

 ment à la portée du problème de déterminer les parallaxes. Mais l'usage de cette méthode 

 est limité par différentes conditions. Elle réclame entre autres une disposition favorable 

 et de quelque sorte symétrique des étoiles de comparaison par rapport à l'étoile principale 

 à examiner. Cette condition, quoiqu'elle ne paraisse pas très gênante, rencontre, dans la 

 pratique, beaucoup de difficultés, surtout si l'étoile à examiner est située à une grande di- 

 stance de la voie lactée, ou en général dans des régions célestes pauvres en étoiles, et que, 

 par le diamètre du champ de la lunette, on est obligé de n'admettre, dans la recherche, 

 que telles étoiles de comparaison, dont les différences en déclinaison par rapport à l'étoile 

 principale, ne s'élèvent point au-dessus d'un couple de minutes. 



Une autre restriction plus importante encore pour l'usage de cette méthode, consiste 

 dans la circonstance que le coefficient de la parallaxe en déclinaison, n'est qu'une petite 



^) Voyez sous ce rapport l'excellente critique du tra- 1 supplément au XlIIme volume du Bulletin de la Classe 

 vail de M. Wichmann, donnée par M. Döllen dans le 1 physico-mathématique. 



