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C. J. F. Pet ERS, 



étoile n'est point sujette à d'autres incertitudes^ excepté celles qu'indique l'erreur pro- 

 bable, cette détermination de la parallaxe doit toujours être reg^ardée comme valable, et 

 contribuant à la connaissance de l'élément cherché, même s^il arrive que la valeur 

 trouvée soit plus petite que l'erreur probable ou même négative. Telle valeur de la parallaxe 

 ne détermine pas réellement la distance de l'étoile, mais elle peut servir à indiquer quelle 

 est la probabilité^ que la valeur réelle de la parallaxe se trouve renfermée dans des limites 

 données. Supposons que des recherches ultérieures fournissent une seconde valeur de la 

 parallaxe, il la faudra réunir avec la première selon les poids relatifs. Cette combinaison 

 sera toujours plus probable que chacune des deux valeurs isolées. Si la plupart des pa- 

 rallaxes trouvées jusqu'à nos jours doivent être regardées comme illusoires, la raison en 

 est à chercher non pas dans la circonstance, que l'erreur probable dépasse la valeur trou- 

 vée, mais dans ce que ces déterminations sont influencées par d'autres sources d'erreurs 

 que celles qui se présentent dans Terreur probable. 



§ 3. Analyse des méthodes employées pour déterminer 



les parallaxes. 



Les méthodes employées à la détermination des parallaxes se divisent en deux classes 

 principales. Les distances méridiennes d'une étoile au zénith, mesurées dans le courant 

 d'une année, fournissent la valeur absolue de la parallaxe, tandis que les changements 

 de la position relative entre une étoile et une autre ne mènent qu^à une fonction des 

 deux parallaxes. Les télescopes fixes, les secteurs, et en général les différents instruments 

 pourvus d'arcs verticaux divisés, enfin l'instrument des passages du premier vertical ser- 

 vent aux observations du premier genre.*) Les télescopes pourvus d'appareils micrométri- 

 ques fournissent les déterminations les plus favorables de la seconde espèce, mais aussi 

 les lunettes méridiennes, les instruments divisés et les lunettes fixes peuvent être employés 

 au même but. En effet, avant l'application des micromètres, les meilleures détermina- 

 tions des parallaxes ont été faites à Taide de la lunette méridienne, employée de sorte 

 qu'elle donnât, soit la différence, soit la somme des deux parallaxes. 



Dans les deux méthodes, il faut faire les observations dans les différentes saisons de 

 l'année, vu que les époques des maxima de Tinfluence de la parallaxe sur le lieu de 

 l'étoile sont distantes entre elles à peu près de six mois. Cette circonstance produit que, 

 dans ces deux époques principales, les observations se font sous des circonstances exté- 

 rieures bien différentes, quant à la température, à l'intensité de l'éclat de Tétoile, et à 

 l'éclairage du champ du télescope et de la division. Cette différence des circonstances 

 peut produire certaines erreurs qui suivent les saisons, et se confondent par conséquent 

 avec les effets de la parallaxe. Il faut donc arranger les observations de sorte, que ces 

 perturbations fussent éliminées, ou déterminées assez approximativement. Toutes les obser- 



♦) L'instrument du premier vertical paraît ici préférable à tous les instruments divisés. 



