Mo
312,9 +0,35 + 0,5 Du. 3.
Moyennes: 1850,95 A — 11 ",68 P - 312°,4.
0,00 0,0 + 2,4&+l,5 -0,90-2,1 iM. 2.
+ 0,21'-0,6 Se. 2.
263,2 -0,04-0,5 De. 6.
265,0 -0,02:+ 0,6 Du. 7.
Mouvement indubitable en distance et en di' rection.
Formules: à — 8",34 + 0',0237 (t - 1850,0) P— 261°,6 + 0\139 ($-1850,0).
Se.
De.
Mo. 2.
Du. 5.
Moyennes: 1845,25 J « 6",53 P — 193°,5.
Je ne crois pas qu'il y ait de mouvement relatif sensible dans ce système. Les distances Sourraient donner lieu de le soupçonner, mais 'un côté, en comparant les observations de Struve, de Dembowski, de Morton et de moi, on ne trouve rien de cbaneé, et de l'autre, en formant deux moyennes de toutes les mesures de Mœdler, on obtient:
1848,53 A — 6",64 1858,78 J - 6",65, on trouvera qu'il n'y a pas de mouvement en 10 années. Dans les mesures d'une étoile double comme celle-ci, où il y a une différence de 2 grandeurs entre les étoiles, les erreurs systématiques des observateurs différents doivent être assez fortes.
Mesures micrométriques d' étoilos doubles.
Date
P dJ
Date
dJ
dP
Obs.
De. t. m.l,
Moyennes: 1845,49 J - 5 ",47 P - 332°,9.
De. t. m. 1.
Se. 3.
Mo. 2.
Du. 8.
W.etSeab.l.
Formules: 1855,42 J - 2",21
Le compagnon de cette étoile B'est déjà mu à peu près 90° en angle de position depuis le temps de W. Herschel. C'est pourquoi j ai cru
Souyoir avec quelque succès essayer le calcul 'une orbite elliptique, d'autant plus qu'autrement il n'était guère possible de tirer parti des observations de W. Herschel. D'abord j'ai donc déduit par la méthode graphique de J. Herschel ces éléments:
7,-1754,4 to 246° 4
a - 50 ',8 (Équ. 1850,0) % — 66 ,5 e —0,6374 fA - + 2M544 a — 10",546.
En comparant ces éléments avec toutes les observations à l'exception de celles de M. Dem-
bowski en 1875 et de Messieurs Gledhill, Wilson et Seabroke, lesquelles ne m'étaient encore connues, j'ai obtenu les lieux normaux suivants:
Date J P v
Je les transformai en coordonnées rectilignes et menai une ellipse qui passait aussi près que possible par les points ainsi déterminés, et j'obtins de cette manière les éléments u, ££. i,e, a.
Les distances mesurées ayant eu évidemment une influence prépondérante sur la construction de cette ellipse, j'ai cru devoir chercher à déterminer les éléments restants T et /i de sorte que l'orbite coïncidât aussi près que possible à tous les angles de position.
On sait *) Que chaque angle de position donne une équation ae la forme:
Par deux de ces équations j'ai déterminé les valeurs approximatives, T 9 et ju^ des inconnues, desquelles j'ai déduit les valeurs correspondantes M des anomalies moyennes.
Soient
/"o — IT
a? + cfcc
on a
ou
*-r ft
dT-(x + dx)(M + dM)
t - T — dT=x 9 M + x dM + dx{M, + dM).
En introduisant dans cette équation
on .obtient
dT+Mdx + x dM*-Q.
*) Voir p. ex. Mémoire of the Royal Àstrouomical Society Vol. V. p. 187.
Iiunds Univ. Ârsskr. Tom. XII.
N. C. Dunér.
Date
dJ ! d?
Obs.
Date
P dJ dP
Obs.
La méthode des moindres carrés appliquée au système d'équations ainsi déduit des angles de position de tous les lieux normaux m'a donné enfin les éléments suivants:
T— 1924,78 ta v 245° 9
A — 50 ',8 (Équ. 1860,0) t — 68 ,5 e — 0,6268 i u-+2°,0411 a- 10",68 Période — 176a ,37.
Les voici comparés à toutes les observations:
-0,09+0,5 + 0,35+0,2 + 0,59 + 3,1 + 0,33| 0,0 + 0,05 0,0 1+0,54'- 0,3 !+ 0,U> + 1,2 j+0,22-0,1 + 0,61-0,9 -0,ll!+ 0,7
h. et S. 1.
Bess. 5.
Sm. 3.
Bess. 1.
Encke.
Galle.
Schluter.
