IL
M !ll V
h. et S.
Pôw. 4.
De. t. m.
Se. 4.
Mo. 2.
Du. 8.
N. C. Dunér.
Date
dJ d?
Obs.
Mayenne*: 1850.74 ^«3 ,64 1**7/13 P = 115»,4.
Un lent mouvement rétrograde est peut-être indiqué.
Date
dJ dP
Obs.
Moyennes: 1846,71 ^— r,74 1846,61 P — 91*,3.
— 0,2 De. t. m. 1.
0,0 Du. 2.
306,1 |- 0,05 + 1,0 De. t. m. 2.
— 0,02 — 0,4 Se. 2.
— 0,08 + 0,9 Du. 6.
Moyennes.
Pour cette étoile, qui a déjà, depuis les premières observations de W. Struve, achevé plus d'une révolution entière, j'ai donné (À. N. N:o 1868) ces éléments:
T— 1830,01 m — 250°,8 , ij — 45 ,9 (Eoji. 1850,0).
Période — 34»,72.
J'ai commencé le calcul des éléments définitifs, et j'espère pouvoir les publier sous peu de temps.
Se.
De.
Du
Moyenne?: 1848,84 4~1",40 P — 81°,3.
Se. 2.
De. t. m. 1.2.
Mo. 1.
Se. 1.
Du. 5.
Moyennes: 1852,64 J — 5",92 1851,13 P — 19°,6.
De. t. m. 2.1.
Se. 3.
Mo. 2.
Du. 4.
Date
dP
Obs.
Date
dJ
Obs.
\S. 3, ii 1 . 3.
ji'. 3.
iD. 1.4.
iM. 12.
De. t. m. 5.
Se. 2.3.
JM. 2.8.
|De. 1.9.
De. 1.12.
Eiig. 5.6.
iSe. 2.
jDe. 1.8.
JDe. 4.8.
,De. 1.9.
Gledh. 2.
De. 5.9.
W.etSeab.3.
Gledh. 2.
:De. 8.
!Du. 9.
Formules: J Cos P « - 1",04 + 0",00475 (t
A Sin P =* + 0",12 - 0",02000 (t
Pour déduire ces formules, j'ai d'abord cherché des lieux normaux par construction graphique. Puis, j'ai corrigé les distances à l'aide des différences entre les angles de position correspondantes, et avec les données ainsi obtenues, j'ai calculé les coefficients des formules. On voit que les erreurs résiduelles sont fortes, mais à cause de la difficulté que présentent les mesures de cette étoile double, je ne trouve pas que les écarts soient trop considérables.
La vitesse angulaire augmente rapidement, et à cause de cela je présume qu'on pourra vers la fin du siècle courant trouver les premiers éléments passablement exacts.
Sm.
Mq. 1.
De. 1.3.
Se. 1.
Du. 5.
W.etSeab.3.
Formules: 1850,90 ^=»1",25
*) J'ai exclu les deux angles de position observés en 1831, qui ne sont pas d'accord ni avec les autre» mesures de W. Struve lui-même, ni avec celles des autres observateurs.
Les observations de cette étoile que je connais sont:
Bâte
Obs.
Simple
Simple
Se.
De.
Du. 1.
On voit que le mouvement est rétrograde et que la distance a diminué tellement que l'étoile est maintenant simple depuis 14 années. Les observations que j'ai données p. 94 n'ont rien à faire avec cette étoile. On voit qu'elles se rapportent à 19 Draconis, qui se trouve dans le voisinage. Aussi je n'ai vu aucune trace certaine de duplicité.
Ce qui a amené cette méprise, c'est que j'ai employé la position donnée dans les Tosi- , tiones Meaise" où, au lieu de la position de 20 j Draconis, est donnée celle de 19 Draconis.
Lunds Univ. Ârsskr. Tom. XII.
N. C. Duncr.
Date
dJ i dP
Obs.
Date
dJ d?
Obs.
M. Gledhill, à "Mr. Crossleys observatory, r et MM. Wilson et Seabroke, au Temple observatory," sont tombés dans la même erreur; mais ce qui est très-singulier, c'est qu'ils ont donné des mesures très-accordantes entre elles, à savoir:
1874,66" 0^48 302,4 Gledh.
1874.69 0,5 303,8 Gledh.
1874.70 0,4 303,2 W. et Seab.
A cause de ces données, j'ai cru a ne poseiblement 19 Draconis était maintenant double; mais le 13 et 14 Août 1876 je la trouvai simple à l'aide d'un grossissement de 965 et dans des circonstances très favorables.
Le mouvement dans cette étoile double a été l'objet de deux recherches spéciales, l'une par moi-même (ôfversigt af Svenska Vetenskaps-Akademiens Fôrhandlingar 1873 N:o 10), l'autre par M. 0. Struve (V. "Mélanges Mathématiques et Astronomiques," St. Petersbourg Tome V). Ma recherche est basée sur les observations faites de 1828 jusqu à 1872 inclusivement, à l'exception de celles de M. 0. Struve, qui n'étaient pas alors dans mes mains. J'ai trouvé deux systèmes d'équations, à savoir:
A Cos P - + 1",7493 - 0",10298 (t - 1850,0) \ A Sin P — - 1",4902 - 0",10662 (t - 1850,0) f
et
A Cos P * + 1",7827 - 0",10242 (t - 1850,0)
A Sin P — - 1",5252 - 0",10724 (t - 1850,0)
M. 0. Struve, employant exclusivement les observations de W. Struve et de lui-même, a trouvé quatre systèmes d'équations, à savoir:
A Cos P — + 1",6666 - 0",10241 (t - 1850,0) 1 A Sin P - - 1",5453 ^ 0",11060 (* - 1850,0) f
A Cos P = + 1",6905 - 0",10494 («-1850,0) \ A Sin P — - 1",5456 - 0",11073 (t - 1850,0) f
A Cos P = -f T',6019 - 0",10293 {t - 1850,0)
A Sin P « - 1",5503 - 0",11064 (t - 1850,0)
A Cos P - + 1",6000 - 0",10574 (t - 1850,0)
A Sin P — - 1",5546 - 0",11081 {t - 1850,0)
Selon la première des miennes et les deux premières des formules de M. 0. Struve le mouve-
ment devient rectiligne et uniforme. Elles repré sentent suffisamment bien les observations employées polir les déduire, mais elles diffèrent d'une observation faite par W. Herschel, en 1781, de 1",5 on distance et dfi 8° en angle de position.
Ma seconde formule réprésente une courbe dont les centres de courbure sont situées du même côté que l'étoile principale. Elle donne pour l'observation de W. Herschel les écarts dJ + 1" ,7 et dP — + 1°5. Les deux dernières équations de M. 0. Struve représentent aussi une courbe. Elles donnent pour l'observation de W. Herschel les écart* 0",0 et 11°,3. Cette différence en angle de position étant plus grande que celle donnée par les deux premières formules m'a frappé et m'a induit à chercher de quel côté étaient situés les centres de courbure. J'ai trouvé immédiatement qu'ils sont situés du côté opposé à l'étoile principale. Ceci étant contraire à la nature, il faut que la courbure trouvée par M. 0. Struve soit causée par les erreurs d'observation.
Si cela pouvait arriver lorsque le calcul était basé sur les mesures de deux astronomes seulement, et ceux-là expérimentés comme les deux Struve, on peut facilement croire que la petite déviation de la ligne droite signalée par moi ne serait pas plus réelle.
J'ai donc entrepris un nouveau calcul en employant toutes les mesures, à l'exception de celle de W. Herschel.
M. 0. Struve a fait dans le mémoire cité une objection contre la formation des lieux normaux dans ma recherche antérieure, savoir "que j'eusse exclu les observations qui donnaient des écarts plus sensibles des éphémérides approximatives calculées d'avance, ou que je ne leur eusse donné qu'un poids faible/ Croyant devoir malgré cela suivre à peu près les mêmes principes qu'alors, je me permettrai de dire à ma justification, que les observations que j'avais omises ont été omises non pas à cause de leurs forts écarts de rephéinéride, mais parcequ'elles différaient trop ues autres observations faites au même temps. J'avais donné aux mesures de Maedler une importance plus, faible que j'aurais dû en raison du nombre des jours d'observations, mais
t"c l'ai fait, pareeque cet astronome, dans un >ut spécial, avait excessivement multiplié les jours d'observation. De 1843 à 1853 il a pris 163 observations. Si j'eusse formé mes lieux normaux sans diminuer convenablement le poids de ces observations ils eussent dépendu presque entièrement des observations de Maedler.
Les observations étant très-discordantes entre elles, j'ai employé la construction graphique pour former les nouveaux lieux normaux. Cherchant de rendre justice autant que possible aux observations j'ai trouvé:
Date l J P
dJ
f dP
Obs.
Date
dJ
Obs.
Date
J'ai transformé
ZjwV
ces lieux normaux en coordonnées rectilignes et j'ai trouvé que la ligne menée par les points déterminés par ces coordonnée» présente une légère courbure, concave vers l'étoile principale entre 1830 et 1850, mais convexe entre 1850 et 1875. A cause de cela j'ai cherché, à l'aide de la méthode des moindres carrés, des formules pour ces coordonnées en n'ayant égard qu'à la première puissance du temps et j'ai trouvé:
J Cos P - 4- 1",709 - ',1020 (t - 1850,0) < J Sin P - - 1",504 - 0",1063 (t - 1850,0).
A ces formules j'ai comparé les observations soi* vantes :
185if,09
— 0,lft-2,l
