REVUE DES RECUEILS PERIODIQUES 
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part systématique qui revient, dans ces mouvements apparents, 
à la translation du Soleil. En d’autres termes, on suppose qu’il 
existe un seul système stellaire, et que les vitesses des mouve- 
ments propres reels des étoiles qui le composent y sont soumises 
à la loi qui régit celles des molécules d’un gaz, dans la théorie 
cinétique (loi de Maxwell). 
Revenons aux conclusions du grand astronome anglais. Elles 
ne turent pas adoptées d’emblée. Sans entrer ici dans le détail 
des objections qu’elles ont soulevées et des travaux qu’elles ont 
provoqués, rappelons cependant les noms des principaux astro- 
nomes qui prirent part a cette joute. 
En 1 818, les recherches de Bessel remettent en question la 
belle conception d’Ilerschel. Riot et Lindeau ajoutent de nouvelles 
objections à celles de Bessel. Gauss n’arrive pas à les surmonter 
complètement. Argelander, en 1838, est plus heureux : il renou- 
velle la mise en œuvre des données de l’observation, et confirme 
définitivement la théorie d’Ilerschel : l’apex aurait pour coor- 
données, à l’époque 1800,0 : AR = 259° 51', 8 et D = -j- 32° 29'1. 
Le point de la voûte céleste ainsi défini est situé à peu près au 
milieu de la constellation d’Hercule, sur la ligne qui joint les 
deux étoiles tt et g de cette constellation, et an quart de leur 
distance à partir de tt. 11 n’est pas bien éloigné de l'apex indiqué 
par llerschel. ' 
0. Struve (J 844) complète le résultat d’Argelander, en cher- 
chant ià déterminer la grandeur du mouvement solaire : le résul- 
tat qu’il obtient est le quart seulement de celui qu’avait indiqué 
llerschel. Les recherches ultérieures de W. Struve (1852), de 
J. -11. von Màdler (1850), etc., s’accordent bien sur la direction 
du mouvement. 
En 1860, Airy reprend l’étude du problème par une méthode 
nouvelle. Les coordonnées de l’apex concordent avec celles 
trouvées déjà, mais la valeur du déplacement s’écarte de celle de 
0. Struve plus encore que celle donnée autrefois par llerschel, 
en se rapprochant de cette dernière. 
Pour l’obtenir, Airy, comme llerschel, a fait porter ses calculs 
sur des étoiles à forts mouvements propres, en supposant que la 
grandeur de ces mouvements apparents dépend uniquement de 
celle du mouvement réel de ces étoiles, et n’indique rien relati- 
vement à leur distance. La méthode devient incorrecte si, au 
contraire, un fort mouvement propre implique nécessairement 
une plus grande proximité de l’étoile. E. Dunkin, en 1864, 
reprend le problème à ce nouveau point de vue. L’accord de la 
