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propre de l'étoile, qui s’élimine à bien peu près, Struve 
ayant pris pour origine du temps le temps moyen des 
observations de chaque série. 
Dans ces conditions, léquation posée par Struve 
(p. 264) se réduira à 
x + ay + bp=n, 
et deviendra, en tenant compte du mouvement systéma- 
tique, 
x + ÉTcos(A — «) sind — T cos d] + ay + bp = n. 
æ est la correction de la déclinaison moyenne adoptée, 
y celle de la constante de l’aberration supposée égale 
à 205, p la parallaxe de l'étoile, k' la constante réduite 
(c’est-à-dire projetée sur l’équateur) de l’aberration systé- 
matique. A, D sont les coordonnées équatoriales de 
l’Apex. 
En posant 
x +kS ou x + k’[cos(A — a) sind — T cosd]= x”, 
notre équation sera identique à celle de Struve; nous 
pourrons donc faire usage de ses résolutions en y chan- 
geant x en æ + KES. 
Voici le tableau des étoiles observées par Struve avec 
les valeurs correspondantes de $ et les parallaxes pro- 
bables p : 
œ d A-a S p 
1) B Cass. 0v11’ 08° 16/3 2590 49/ — 0,1813 0.10 
2) d --» 18 52 59 24.3 2 8 — 1314 0.08 
3) VU U.M. 144 51 99 47.0 115 6 — 684 0) 
4) 1 Drac. 930 21 59 31.5 29 39 + 0.4289 8 
DÉMÉNRNS "215 24 58 42.6 — 15 24 + 4963 4 
6) vu » 282 13 99 11.7 — 22 45 + 4721 ) 
HN Coph. 1998 43 58 25 4 — 98 13 + 9389 3 
Les équations'de Struve deviendront, en les divisant 
