composantes de ce système soni à tei degré d’e'gale grandeur (6,0 selon les 
Mensurae Micrometricaé)^ qu’ il n’y a pas moyen de discerner par le seni aspect 
entre les deux directions opposées. En appelant l’une des deux étoiles A, l’autre 
B, il est impossible de dire à chaque moment si B est au nord d’A ou vi- 
ceversa. Au commencement de mes observations de Poulkova j’ai tàché encore 
de noter à chaque occasion, laquelle des deux étoiles m’a paru la plus grande, 
mais après avoir acquis la conviction que le jugement dans ce cas est tout 
à fait incertain , j’ ai maintenu plus tard la règie de faire la lecture de la 
direction toujours du coté nord, afìn de ne pas troubler le jugement de ceux 
qui voudront s’occuper de ce système, par des indications qui, en effet, ne 
méritent aucun poids. 
Si le pian de l’orbite était tellement incliné vers le rayon visuel qu’on 
pùt se laisser guider par la succession des directions observées, l’ égalité de 
l’éclat ne ferait aucun grand obstacle à la déduction des éléments. Mais dans 
notre cas ce moyen n’ est pas applicable. Les directions observées mon- 
trent qu’ici le rayon visuel coincide à tei point avec le pian de l’orbite, que, 
dans tous les cas où les deux étoiles ont été vues distinctement séparées , 
l’angle de position n’a pas varié de quantités qui surpassent les limites ad- 
missibles des erreurs d’ observation. Cette dernière circonstance nous donne 
directement des valeurs approximatives pour les deux éléments qui determi- 
nent la situation du pian de 1’ orbite, mais elle nous prive en méme temps 
du moyen d’ employer les directions observées à la déduction des autres élé- 
ments. Nous sommes donc obligés de nous en tenir dans ce cas uniquement 
aux distances mesurées , qui, on le sait , cèdent de beaucoup en exactitude 
aux directions, surtout dans les systèmes très resserrés. 
Mon pére, en basant ses conclusions sur l’ identité des directions obser- 
vées avant et après l’occulta tion de 1833, avait énoncé en 1837 1’ hypothèse 
(Mensurae micrometricae pag. 5) que 1’ étoile B. après avoir été cachée par 
A pour une courte période , était ressortie du méme coté nord des rayons 
de cette dernière, en attribuant ainsi à l’orbite une excentricité qui s’appro- 
chait de 1’ unité. Dans cette hypothèse les trois occultations successivement 
observées auraient compris deux révolutions entières et comme les deux ex- 
Irémes diffèrent entre elles de 26 ans, il aurait fallu conclure à une période 
de 13 ans seulement. Mais en regardant attentivement la succession des di- 
stances mesurées, on voit facilement qu’ une pareille période ne leur satisfait 
pas. En 1845, par exemple, l’ étoile était parfaitement ronde, tandis qu’^en 
