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C. A. F. Pet ERS, 



Si nous combinons enfin ces 7 déterminations, selon les poids indiqués, nous avons 

 pour la parallaxe d'une étoile de seconde grandeur la valeur 



jo = -|-0;'l07, avec l'err. pr. 0;'006 (VI*) 



§ 97. Objections contre cette valeur de p , basées sur-tout sur l'inexactitude 

 d'un éclat absolu ég^al pour toutes les étoiles « et sur les petites erreurs de 

 nature constante qui peuvent se trouver dans les parallaxes trouvées. 



La valeur p = -t- 0^107 serait sans doute la plus probable que l'on pût tirer des ma- 

 tériaux indiqués, si l'on était autorisé d'admettre, que les poids calculés selon les erreurs 

 probables, fussent exactes. Il y a cependant plusieurs raisons qui s^opposent à cette sup- 

 position. Il se peut premièrement que toutes les valeurs trouvées des parallaxes sont su- 

 jettes encore à des petites erreurs constantes, plus ou moins grandes et de différente 

 nature. Dans ce cas, les erreurs probables des parallaxes seront toutes trop faibles. Secon- 

 dement, l'introduction de la quantité à déterminer, p à la place des parallaxes effectives 

 des étoiles a dû produire de certaines inexactitudes dans les équations. Dans cette intro- 

 duction, il y a les trois suppositions inexactes suivantes. 1) Les grandeurs des étoiles sont 

 inexactes par ce que je u'ai employé d'autres fractions de Téchelle que 0,5. 2) L^hypo- 

 thèse que toutes les étoiles de même grandeur sont à la même distance du Soleil est 

 inexacte, car nous savons déjà p. e. que Tétoile 61 Cygni, quoique de 6-ème grandeur, 

 nous est plus voisine , que l'étoile de première grandeur a Lyrae. 3) Il se peut enfin que, 

 dans les distances moyennes des étoiles des différentes classes de l'éclat, telles que nous 

 les donne M. de Struve , il y ait encore un peu de vague. 



.le traiterai d'abord sur l'influence des inexactitudes occasionnées par Tintroduction 

 de p. La recherche de l'influence des erreurs constantes dans les parallaxes viendra depuis. 



§ 98. Erreur introduite dans les équations de condition par la taxation 



de l'éclat de l'étoile. 



Quant aux erreurs des valeurs qui indiquent les grandeurs apparentes des diff'érentes 

 étoiles, on peut supposer qu'elles se trouvent toutes en dedans des limites — { et -|- |, 

 et qu^entre ces limites la probabilité est la même pour toutes les erreurs possibles. Sup- 

 posons donc que la vraie grandeur apparente d'une étoile soit g -)- Jg, tandis que nous 

 avons employé g. Or si pour la grandeur apparente g nous trouvons, dans la table I, la 

 distance correspondante = ;% la distance correspondante à la grandeur exacte g -\- Jg 

 doit être r^çjg, où q indique le changement de la distance depuis la grandeur ap- 

 parente g — i jusqu'à la grandeur apparente g' -|- i. Désignons maintenant, pour raccour- 

 cir les expressions, les équations primitives par {U), c. à d. celles où se trouvent les 

 parallaxes effectives, et les équations dérivées des primitives et qui contiennent l'incon- 



