CHAPITRE Vil. — MOUYEMENT PROPRE DU SOLEIL
comme coordonnées du point A correspondantes à l'époque 1800.
La combinaison de ces valeurs, faite en tenant compte de leurs
erreurs probables, conduit aux valeurs d'ensemble suivantes
pour 1800,0 :
Le point ainsi défini de la voûte céleste est situé à peu près au milieu de la constellation d^ Hercule, sur la ligne droite qui joint les deux étoiles de 3® grandeur tz et ^ d^ Hercule à un quart de leur distance à partir de tc. Il n'est donc pas très éloigné de l'apex qu'avait indiqué Herschel.
133. O. Struve, Valeur angulaire du déplacement, — Argelander avait laissé de côté la détermination de la quantité du mouvement solaire, satisfait d*avoir mis hors de toute contestation le mouvement lui-même et sa direction ; cette question a été étudiée plus tard par O. Struve ( * ).
Si a est le rapport entre le déplacement supposé rectiligne du Soleil pendant le temps {t' — t) et la distance de Tétoile au Soleil, on trouve aisément avec les notations qui précèdent
(a' — a)cos5 = OkCOsD sin(a — A),
8' — 8 = — a[coso sinD — sin8 cosD cos(a — A)];
en posant
cos8 = ^cosG, sinocos(a — A)=^sinG,
on a
cosDsin(a— A) ^, ^
cosS
éc|uations qui permettent de trouver a à l'aide des observations
de chaque étoile. Si la distance de l'étoile était connue, on aurait
le déplacement absolu du Soleil; mais, comme on ne connaît les
distances que d'un très petit nombre d'étoiles, ce procédé est
inapplicable, et il convient de procéder par moyennes en se basant
sur les rapports admis entre les grandeurs des étoiles et leurs
distances : en prenant pour unité la distance moyenne d'une étoile
(») O. Struvb, Mémoire sur l'évaluation numérique de la constante de la précession des équinoxesy eu égard au mouvement du centre de gravité du système solaire dans l'espace {Astronomische Nachrichten, n* 485; 1844 )•
igS TRAITÉ d'astronomie stellaire.
de première grandeur, W. Struve (*) a trouvé, pour celles des différentes classes de grandeur,
Division. Grandeur. Distance r.
Si donc, comme Herschel, on choisit pour inconnue le mouvement angulaire annuel du Soleil vu d^un point de la dis lance moyenne des étoiles de première grandeur, situé à angle droit avec la direction de ce mouvement, et qu'on groupe les étoiles par grandeurs, on aura pour chacune des classes une valeur du déplacement du Soleil.
On peut d'ailleurs déterminer en même temps les corrections à apporter aux coordonnées adoptées pour l'apex du Soleil ; car les équations précédentes donnent
a — a = d\ ^ cos(a — A)-f- a(cosD — sinD dv) — ^^ ;; »
0— 8 = ag,d[y — cos(G — D)
a f/A.cosD sin8 sin(a — A) h- a^sin(G — D).
C'est ainsi que la combinaison des observations de 4oo étoiles faites par W. Struve et Preuss à Dorpat avec celles des mêmes étoiles faites par Bradiey et réduites dans les Fundamenta Astrenomiœ, a permis à O. Struve de trouver à la fois les valeurs des trois inconnues rfA, rfD et a (^).
Il a obtenu ainsi pour le mouvement angulaire q
g = o', 321 à Taide des a, avec l'erreur probable o",o36, g = o', 357 à l'aide des D, avec l'erreur probable o',o36,
(') W. Struve, Études d'Astronomie stellaircy p. 80.
(') En réalité, O. Slruve en déduit aussi la valeur de la constante de la précession.
