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toutes pée le coefficient de x et en y ajoutant le eus 
en k” : 
x—0.02595 y—0.4113 k'—=—0.5945 |x— 19.295 y—0.4813 k'— 1.080 
.+ 0.01862 —0.7434  ——01254 | + 21.830 —0.7434 — — 1.345 
+ 0.2424  —0.6840 = — 0.4634 | + 1.630 —0.6840. — — 0.5628 
+ 0.383833 + 0.4290 —  0.0199 | + 1.592 + 0.4290  — — 0.108 
+ 0.5470  +0.4968 — 01344 | + 1585 +049683 —  (0.1404 
+ 01024 + 0.4721 —  0.3579 | + 6.564 +0.4721 — -- 0,2933 
+ 043645 +0.3389  ——012356 | + 6.706 + 0.3389 — — 0.7957 
On en tire, en faisant 2x — 0 : 
1.4043y — 04605 k' — — 0.7987 
el 
. 206125 y — 0.146054" — — 0.1144, 
d'où 
y —= + 00044, k' = 5:016. 
La constante de l’aberration serait donc £ — 205044, 
supérieure de 0''06 à De peu près à celle de Struve. 
En multipliant k par ? +, On trouvera la vitesse systéma- 
tique réduite 5, exprimée en rayons de l’orbite terrestre, 
o,—= 1.557, et, en multipliant cette dernière par la 
sécante de la déclinaison de l’Apex, on aura la vitesse 
systématique 6 = 1.818, valeur qui se rapproche sensi- 
blement de celle qui à été estimée par Struve et par 
Argelander. 
On n’a pas encore songé, Je pense, à déduire la vitesse 
systématique des positions apparentes observées pendant 
un ou deux ans seulement. 
Si cette dernière détermination m'inspire une assez 
grande confiance, 1l n’en est pas de même de celle de la 
constante de l’aberration. Struve n’a naturellement pas 
tenu compte des termes solaires qui ne sont connus que 
depuis les découvertes de Chandler ; pour déduire de ses 
observations une valeur correcte pour la constante de 
l’aberration et pour la parallaxe des étoiles, l’introduction 
de ces termes serait indispensable. 
Je me propose de revenir sur ce sujet. 
