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longue » ou tout au plus « Étoìle oblongue ». Ainsi le problème de produire 
un accord plus satisfaisant avec les observations de la dite année , devrait 
.. former un des points principaux d’ issue pour les hypothèses ultérieures sur 
les éle'rnents de 1’ orbite. L’ accord rétabli dans ce cas entràinerait en méme 
temps une correction de la différence plus conside'rable trouvée pour le ré- 
sultat de l’anne'e précédente 1857. En outre nous avons pour indices à nous 
guider dans les hypotbèses futures sur les éléments, le retard remarqué entre 
les maxima de la distance observée et calculée, et enfin les différences des di- 
rectìons notées en 1834 , 1846 et 1859 à des époques où les deux étoiles 
étaient tellement resserrées, qu’elles offraient seulement le soupgon d’une figure 
oblongue. Mais à cause des raisons indiquées plus haut, il paràit pour le mo- 
ment inutile d’entrer dans des discussions plus détaillées à ce sujet. Évidem- ; 
ment l’application des formules ditTérentielles pour la correction des éléments |! 
serait dans ce cas peine perdue, tant q’on ne serait pas parvenu par d’autres * 
procédés à des valeurs plus approchées. • 
Dans les différents recueils d’observations nous rencontrons bien quelques ( 
observations isolées faites sur cotte étoile par d’autres astronomes. Cependant i-‘ 
leurs mesures ne peuvent pour le moment en rien contribuer à une déduction 
plus exacte des éléments, soit parco que les différences constantes dans les 
mesures des distances, qui, dans ce cas, jouent un róle prépondérant, ne sont 
pa^ encore suffìsamment évaluées pour les différents observateurs, soit parco que j 
leurs observations sont trop isolées et ne forment pas de sèrie continue comme j 
les nótres. 
Quant aux résultats principaux de notre recberche, nommément la durée | 
de la révolution , la valeur du demi-grand axe et l’excentricité , je ne crois fi 
pas qu’ ils subiront des changements très considérables par les observations f 
futures, lls recevront leur confirmation ou réfutation definitive en très peu ^ 
d’années. Si notre théorie est juste, le système devra nous fournir de nou- a 
veau l’aspcct d’une étoile simple dèjà en 1870, tandis que 1’ hypothèse d’une | 
excentricité très forte, combinée avec une période deux fois plus rapide, re- | 
culerait de deux à trois ans, l’époque où l’étoile devra de nouveau se pré- J 
senter simple. En tout cas notre discussion suffira, j’éspère, à diriger l’atten- 
tion des astronomes sur ces époques critiques. 
