1858 les deux étoiles ont été vues encore distinctement séparées. De 1840 
à 1842 la distance à diminué consìdérablement et en 1835 elle avait à peine 
atteint son maximum. Nous voyons en outre que le maximum de la distance 
observée à Dorpat entre 1827 et 1829 s’accorde assez en grandeur avec celui 
de la période de visibilité entre les occultations de 1845 et 1859, en diffé- 
rant déjà au delà des limites admissibles des erreurs d’observation, de celui 
que nous avons mesuré entre 1833 et 1845, ou après 1859. Toutes ces con- 
sidérations réunies nous ont conduit à supposer à Forbite une revolution d’en- 
viron 26 ans et une excentricité assez considérable , pour expliquer les dif- 
férences dans les intervalles entre les époques des occultations observées et 
des maxima des distances. 
Après quelques tàtonnements préalables, nous nous sommes arrétés aux 
éléments suivants : 
Temps du périhélie T.~ 1839, 60 
Demi grand axe a — 0,"500 
Excentricité e =0, 075 
Durée d’une revolution 25, 5 ans, ou moyen mouvement 
annuel m =14," 12 
en y adniettant que le rayon visuel coincide parfaitement avec le pian de 
Forbite et qu’ il soit en outre perpendiculaire au grand axe de Forbite réelle. 
En d’autres termes nous y avons suppose Fangle compris entre le péribélie 
et le noeud ascendant P — ^^ = 0", Finclination de Forbite i = 90®, la lon- 
gitude du noeud ascendant ^ 2 , = 10,® 5, 
La dernière valeur résulte de la rnoyenne des directions observées , si 
nous excluons toutes les observations, dans lesquelles les deux étoiles n’ont 
pas été vues distinctement séparées. 
Avec ces éléments, Mr. Y. Fuss. astronome surnuméraire de Fobserva- 
toire centrai, a comparé les mesures isolées des distances. On con^oit faci- 
lement que pour la direction on a dù obtenir la valeur constante = 1 0,® 5, 
valeur qui ne diffère sensiblement des directions observées, que dans les cas 
où le deux étoiles offj’aient ensemble à peine le soupgon d’une figure oblongue. 
Yoici maintenant le résultat de ces calculs par rapport aux distances : 
