H H II

Les différences trouvées pour les distances entre 1" et 8" dépendent d'un nombre considérable d'étoiles et sont par conséquent très-sûres.

XXX N. C. Dunér.

Cette comparaison donne le résultat surprenant que mes distances, non corrigées des erreurs périodiques de la • vis, sont de 0" jusque à 32" en général identiques à celles de W. Struve.

Les erreurs périodiques ont été déterminées au commencement de 1876. Il pourrait donc sembler probable que pendant le temps qu'embrassent les observations la vis était exempte de ces erreurs-là, bien qu'il ne soit guère possible de comprendre comment elles auraient pu s'introduire plus tard.

Entre les angles de position des mêmes étoiles mesurés par Struve et par moi il n'y a que peu de différence, et entre 1" et 12" de distance ces différences semblent indépendantes des distances et sont passablement bien représentées par la formule :

S - D = - 0°,23 + 0°,50 Sin (109 ,9 + 2P).

On sait que M. 0. Struvb a cherché à déterminer la valeur absolue des erreurs constantes, dans ses mesures d'étoiles doubles, par une méthode déjà proposée par W. Struve, savoir par des mesures, d'objets terrestres qui ressemblent aux étoiles doubles.

Pour moi, j'ai aussi essayé la même méthode. J'ai fait fixer sur \q tour de l'église paroissiale de Uppâkra, qui est visible de l'observatoire, des tables de fer, sur lesquelles étaient fixées de petites plaques rondes d'ivoire disposées de sorte à former, deux et deux, d'étoiles doubles artificielles dont les lignes de jonction formaient avec le vertical des angles de 0°, 30°, 60°, 90°, 120° et 150°. J'ai fait des mesures de trois pareilles séries où les distances apparentes ont été de 1",4 de 3",9 et de 15,7. Indubitablement il eût été à désirer que j'eusse pu extendre ces recherches à des étoiles artificielles à des distances plus variées, mais la grande distance linéaire entre l'église de Uppâkra et l'observatoire rendant trèsrares les occasions où ces mesures pouvaient être faites m'ont forcé de limiter autant que possible les objets à mesurer.

Actuellement que j'ai l'espoir de pouvoir répéter ces observations dans une forme beaucoup plus avantageuse et de joindre ces recherches aux observations des étoiles doubles réelles selon le plan qu'ont formé MM. O. Struvb et Dbmbowski dans le but de déterminer la partie périodique des erreurs personelles, je ne donnerai que les résultats de ces recherches, d'autant plus que je pense avoir toute raison de ne pas croire que les erreurs personnelles qu'on trouve dans les

Mesures micrométriques d' étoiles doubles. XXXI

observations des étoiles doubles artificielles soient exactement les mêmes que pour les étoiles doublçs réelles.

D'abord il faut remarquer que mes observations d'une même couple n'ont pas donné des résultats différents dépendait des grossissements employées et j'ai donc tout simplement pris la moyenne de toutes les mesures faites du même objet. Il ne s'est pas montré non plus, dans les distances, une différence sensible en raison des angles différents des couples de la même distance. J'ai doue tout simplement formé trois moyennes des différences entre les distances calculées et les mesurées, et j'ai trouvé:

Distance mesuré. Correction.

Ici je n'ai pas tenu compte, aux distances mesurées, des erreurs périodiques de la vis, lesquelles seraient resp. — 0",05, — 0", 1 1 et +0",06 par suite de quoi les corrections deviendraient: -0",15, + 0",02 et -0",05.

Mais on voit par l'article précédent qu'à 1",4 mes distances non corrigées sont en général exactement égales à celles de Struve. Si donc ces corrections étaient justes, il faudrait que les distances de Struve et par conséquent celles de tous les autres astronomes fussent trop grandes, ce qui ne parait guère admissible.

Les observations des angles de position sont passablement bien représentées par la formule

dP=- i-i^ + ï-^ Si» (36%6 + 2 F) A A

où V est l'angle entre la ligne de jonction et le vertical et où A est la distance exprimée en secondes.

Aussi contre cette formule il y a des objections à faire à cause de la comparaison entre mes mesures et celles d'autres astronomes, et en général je pense qu'on aurait tort de se fier trop aux résultats qu'ont donnés ces recherches avant qu'ils soient confirmés, quant à la partie périodique, par les observations sur des objets célestes dont j'ai déjà parlé.

Je n'ai que peu de mots à ajouter sur quelques points spéciaux. Pp. 261—264, on trouve la table des erreurs périodiques pour les observations données pp. 1 — 162. Les erreurs périodiques sont exprimées en millièmes d'une seconde.

Pp. 265 et 266 contiennent une table où j'ai classifié les étoiles du catalogue de Dorpat, que j'ai mesurées, d'après la grandeur des mouvements relatifs. J'ai

donné sous:

Classe I. Les étoiles qui ont dçjà, depuis la première bonne mesure, achevé une révolution entière.

Classe IL Les étoiles qui ont décrit 180° de leur orbite apparente.

Celles qui ont décrit 90°.

Celles qui ont décrit 30°.

Celles qui ont décrit 10°.

Celles où le mouvement est indubitable.

Celles où le mouvement n'est que probable.

Les étoiles qui n'ont jusqu'à présent changé leur situation relative.

Celles qui selon toute probabilité ne sont pas liées ensemble par l'attraction commune, c'est-à-dire les étoiles doubles optiques.

A la fin du mémoire suivent les erreurs typographiques. J'ai mis tout soin à ne laisser erroneux aucun des dates astronomiques. Mais comme j'ai dû employer une langue étrangère, il est évident que des erreurs contre la grammaire française n'ont pu être évitées. J'espère pourtant qu'elles n'empêcheront pas le lecteur de saisir le sens de ce que j'ai voulu exprimer. *

Classe