— -TZ
Se.
De.
Du.
Moyennes: 1858,75 J — 0"fil 1859,44 P - 196°,6.
De ces observations il n'y a rien à conclure : 184',' 3 pour le mouvement. i 1848,55
Lunds Univ. Àrsskr. Tom. XII.
N. C. Dunér.
Date
dJ
dP
Obs.
dJ ! dP
Obs.
|Se. 3.
|De. 1.8.
jDu. 7.
Il y a quelque probabilité que les angles de position augmentent.
A et B.
ô^oo
+ \Jo. 1\ 4.
+ 16,8lM. 1.
— 0,02— 0,6 De. 3.
139,3 —0,10— 0,8 Du. 4.
Mo\
yennes:
B et C.
De. 3.
Du. 4.
Ces observations sont trop peu différentes en temps pour qu'on en puisse rien conclure.
De. 2.
Du. 2.
Bien à conclure.
Se. 1.
Eng. 2.
De. 1.4.
Du. 2.
Une considérable augmentation de l'angle de position est indubitable, mais les mesures sont trop discordantes nour permettre de calculer une formule. Les distances sont peu d'accord entre elles; cependant, bien que M. Secchi n'ait pas vu trace d'une séparation, je crois que la distance a été constante. Lors de mes observations, les étoiles étaient, en pleine nuit, si bien séparées, que la distance ne pouvait être au-dessous de 0",6.
;De. 1.3.
( Du. 2.
Il semble que rien ne soit changé si ce n'est que la distance, qui selon M. O. Struve est de 0",6, a peut-être un peu augmenté. La distance mesurée par M. Dembowski est évideuK»ut trop grande, vu que ses deux évaluations ne donnent pas plus de ,5.
Sm.
De. 3.6.
Du. 7.
jDu. 4.
W. et S. 1.2.
Du. 3.
Dans ce système il y a un mouvement sûr et notable en angle de position. Même abstraction faite de la mesure de Smyth, il est évident ?ue la vitesse angulaire à beaucoup diminué, .es distances, qui sont parfaitement constantes, exigent pourtant une vitesse angulaire constante. C'est pourquoi j'ai renoncé au calcul de formules.
Date
dJ
Obs.
Date
dJ
Obs.
De. 3.
Du. 6.
Une augmentation de la distance pourrait
Saraître indubitable, mais le catalogue de M. K Struve donnant une distance de 9 ,8 il semble plus probable que la distance donnée par Mffidler est erronée.
De. 3.
Du. 3.
Formules: 1859,79 J « 6",98
tt
Du. 2.
W.etSeab.l.
Moyennes: 1860,03 J =- 1",16 1861,36 P - 128°,4.
De. 4.
Du. 7.
W.etSeab.l
Formules: 1863,31 J*=l",34
De. 3.
W.etSeab.l.
Moyennes: 1862,46 J — 3",10 P — 82°,8.
— 0,15+0,5 |Du. 8.
W.etSeab.5.
Gledh. 5.8.
Moyennes: 1858,67 J — 1" ,02 1859,83 P — 86°,5.
Sirius.
if
Bond 6.
Chacornac2 Rutherf. 4.6 Lassell 1.
Se. 1.
Rutherf. 6.
Bond 1.
Marth 3.4.
Lassell 3.1.
O. 2 1 . 2.5 Bond 2.4.
Winnecke 1
N. C. Dunér.
Se. 8.
Fôrster 4.
Tietjen 3.
Eng. 1.
Kn. 1.2.
Fôrster 1.3.
Tietjen 1.2.
Bruhns 1.
Hall 3.2.
Newc. 2.3.
Eastm. 2.
Tuttle 1.
Se. 3.
Fôrster 2.
Eastm. 1.3.
Vogel 6.
Bruhns 5.
Vogel 3.
Vogel 5.
Du. 2.
Pechiile 3.4.
Du. 2.
Newcômb 1.
Hall 1.
Skinner 3.
Hall 1.
Du. 1.4.
Newcomb 1.
W.etSeab.l Newc. 7.8.
Holden 1.2.
Hall 2.
Du. 4.
Newcomb 2.
Holden 4.5.
Hall 4.
Période —
A l'aide de ces éléments et des premières distances qu'on avait mesarées entre l'étoile principale et le compagnon, M. Anwers a calculé une épnéméride pour le mouvement du compagnon.
A cette éphéméride j'ai comparé les observations données ci-dessus. Les différences entre les distances mesurées et les calculées sont données dans la colonne dJ. Entre les angles de position mesurés et les calculés il y avait des différences négatives très-prononcées. J'ai représenté ces différences, c'est-à-dire les corrections qu'il faut appliquer à l'éphéraéride de M. Auwers, pour qu'elle soit en bon accord aveo les observations, selon la formule suivante:
dP « - 5°,0 - 0°,48 (t - 1869,0) +0°,03(t - 1869,0)*.
Les différences entre les angles de position mesurés et les angles de position calculés des éléments de M. Auwers et cette formule, sont données sous dP.
Il est évident que quelques légères corrections des éléments amèneraient un accord parfait. Quant aux dJ, je pense qu'ils sont en grande partie causés par des erreurs d'observation. Il semble que certains observateurs aient mesuré à l'aide des fils illuminés au champ obscur. Mais on sait que cette méthode est très-imparfaite pour les distances des étoiles doubles. Réellement les mesures de cette étoile dans le champ illuminé ne présente pas de difficulté, et avec un objectif de 9 pouces on peut entreprendre la mesure déjà dans le crépuscule. Avec un instrument comme la grande lunette de l'observatoire de Washington je pense que le compagnon doit être mesurable déjà avant le coucher du soleil, donc sous les circonstances les plus favorables.
M. Auwers a déduit, par une discussion trèssoigneuse des observations méridiennes de Sirius depuis le temps de Bradley, les éléments de l'orbite que décrit l'étoile principale autour du centre de gravité du système et il a trouvé:
Se. 1.
Du. 5.
Ces observations ne suffisent pour rien décider sur le mouvement.
Table des erreurs périodiques.
Etoile
Date
Etoile
Date
Étoile
Date
Étoile
Date
