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C. A. F. Pet ERS, 



Pour les chiffres de la dernière colonne, j'ai employé la vitesse de la lumière qui 

 correspond à l'aberration =20^%'t51, et qui donne 8' 17^'78 pour le temps solaire moyen 

 qu'il faut à la lumière, pour parcourir le rayon moyen de l'orbite terrestre. 



M. W. de Struve, dans ses Etudes d'Astron. stelL, indique que la limite des distan- 

 ces où se trouvent les étoiles visibles à Sir W. Herschel, dans ses jaugeages du ciel 

 faites à l'aide de son télescope de vingt pieds, se trouve /î = 25,67 r, r étant le rayon 

 d'un globe qui renferme toutes les étoiles visibles à l'oeil nu , selon ï Uranometria de 

 M. Argelander. Nous trouvons pour la distance r, la parallaxe correspondante = 0'^02k'; 

 donc pour la limite = B des étoiles vues par W. Herschel dans ses jaugeages elle 

 sera = O^'OOOS. 



r 



§ I09. £valuafîon linéaire du mouvement prog^ressif du eentre du système 



solaire dans l'espace. 



L'évaluation d'un élément quelconque antérieurement inconnu ne reste jamais un fait 

 isolé pour la science. Elle conduit toujours à des conséquences ultérieures, tantôt moins, 

 tantôt plus importantes. Aussi pouvons nous appliquer la valeur trouvée de la parallaxe 

 des étoiles de deuxième grandeur à la détermination du mouvement absolu, dans l'espace, 

 que fait le centre de gravité du système solaire. 



Le mouvement propre du système solaire, indiqué déjà par W. Herschel, a été mis 

 hors de doute par les travaux de M. Argelander, qui parvint à fixer la direction du 

 mouvement du Soleil vers un point de la voûte céleste, indiqué par 



^ascension droite ^ = 257° 49^2, avec l'err. pr. 3*^ i^k'fi 

 et la déclinaison D = + 28 49, 7 « « « 5 50,3. 

 Un second pas a été fait, dans la recherche du mouvement du système solaire, par mon 

 ami et collègue M. 0. de Struve, dans un mémoire publié en 184^2 {Bestimmung der 

 Constante der Praecession mit Beriicksichtigung der eigenen Bewegung des S onnen- Systems). 

 Ce travail est basé sur les lieux de 4-00 étoiles, déterminés à Dorpat depuis 1822 à 1838, 

 et comparés aux positions de Bradley, données pour 1755 dans les Fundamenta astro- 

 nomiae de Bessel. En combinant, pour la direction du mouvement, son résultat avec celui 

 de M. Argelander, M. 0. de Struve détermine le point de la direction 

 par J= 259° avec l'err, pr. 2°57; 5 



D = 4-34. 36, 5 « « « 3 2^^;5. 

 Mais en outre, M. 0. de Struve a réussi à déterminer la valeur angulaire q du mouve- 

 ment annuel du Soleil, vu sous un angle droit et à la distance moyenne des étoiles de 

 première grandeur. 11 a trouvé les deux valeurs suivantes de q: 



par les ascensions droites des étoiles, g = 0^'32122, avec l'err. pr. 0!,'03684'; 

 par les déclinaisons « o 0,35719, <f « « 0,03562. 



;La combinaison de ces deux valeurs donne 



q = 0';33d2, avec l'err. pr. 0;'0252. 



