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C. A. F. Pet ERS, 



L'étoile 1830 de Groombr id ge ne pouvant être observée, à cause de sa faiblesse, 

 que vers un des maxima de la parallaxe, et vers un des maxima de l'aberration, j'ai dû 

 regarder l'aberration comme connue, pour pouvoir déterminer la parallaxe. Il était donc 

 impossible de déterminer z'^' par les observations de cette étoile. J'ai cependant introduit 

 z'" dans les équations de condition, pour évaluer l'influence d'un défaut du coefficient 

 supposé de l'aberfation sur la parallaxe trouvée de l'étoile. 



La latitude ne peut être trouvée par les observations de ces autres étoiles. Le coeffi- 

 cient thermométrique de la réfraction se déduit avec plus de sûreté à l'aide des fréquen- 

 tes observations de Tétoile polaire dans les deux passages. Quant à la flexion de la 

 lunette et du cercle, elle sera évaluée, le plus avantageusement, du complet des obser- 

 vations de toutes les étoiles. Les valeurs de ces trois quantités sont donc préalablement 

 supposées connues dans la déduction de x, j, z. Mais ces valeurs supposées, et la varia- 

 tion annuelle de .chaque étoile, ainsi que le coefficient de la nutation sont encore sujet- 

 tes à de petites erreurs. En outre j'ai négligé aussi, pour ces étoiles, les petits membres 

 de l'aberration qui dépendent du mouvement du Soleil autour du centre de gravité du 

 système. H sera donc nécessaire d'évaluer l'influence qu'exercent ces petites erreurs et ces 

 membres de l'aberration, sur les valeurs de x, y, zt Pour ce but, j'ai introduit encore, 

 dans les équations de condition, les inconnues suivantes: 



1° Une correction Jcp de la latitude supposée, qui change n ^k) en n — /l(p. 



2° La correction de la flexion supposée du tube. Si cette correction est indiquée, pour 

 les difierentes étoiles, par v", . . et si les changements qui en résul- 



tent pour n, s'expriment par j3v\ ^8v'\ /Sv" nous aurons 



/9= + l pour la position I de l'objectif, 

 /3=—\ « « II « 



3^ Une correction = da du coefficient thermométrique supposé «=0,004^7115. Soit 



b —t i 



-y r=r . . . 



' "iii Qfi in 



333,28 10 (l-j-aO^ 

 nous aurons, dans les difierentes étoiles, les changements de n 



= rw', yw", yw'''\ 



pour lesquels w', w'\ . . . .- prennent les valeurs suivantes : 

 pour «Aurigae ~ lk8,3 .da 



« f Ursae majoris w'^ = i\l,k.da 

 Groombr. 1830 w"' =22d>,2.da 

 « «Bootis w"' =k^Ç,,0.da 



« «Lyrae w^' = 230,6. (ïa 



« «Cygni w"^^ = 160,5. drt 



« eiCygni 238,4 . da. 



