VI. — Addition d'une loi sur les mouvements réels

1 18. Uotation des étoiles de ./. Iferschel. — Tous les travaux relatifs au mouvement solaire examinés jusqu'ici reposent sur riiypollièse que les mouvements réels des étoiles ne sont soumis à aucune loi et qu'ils disparaissent d'eux-mêmes dans la comliinaison des résultats donnés par un grand nombre d'entre elles. Mais, si Ton se reporte à la constitution lamellaire de la voi(î lactée, et si l'on considère l'accumulation d'étoiles qu'elle forme comme représentant un ensemble intimement lié, la densité stellaire v étant beaucoup plus grande dans la partie médiane qu'à la périphérie, on doit en conclure (|ue très probablement les étoiles y ont été et y sont encore soumises à des mouvements de grandeurs dillerentes, suivant qu'on les mesure sur une perpendiculaire ou une parallèle au plan galactique.

(^ette considération conduisit J. Ilerscbel à l'hypothèse d'une <^ rotation des étoiles dans des plans parallèles au plan galactique », d'après laquelle les étoiles se mouvraient en moyenne autour du centre de la voie lactée, /?o//// galactocentrique, dans des orbites peu excentriques et peu inclinées sur le plan galac- ^i<pre. On ne pourrait plus alors admettre que, les mouvements »*éels des étoiles ayant des directions quelconques, leurs compotntes peuvent être traitées comme des erreurs d'observation, et 'es méthodes qui précèdent ne seraient plus applicables en tout(î '^igueur; l'étude de cette question est donc importante; Schonfeld 'a tentée le premier dans un Mémoire remarquable ('), et depuis

('j Le Mémoire de SchOnfeld n'a pas encore été publié; une portion en est •'«Ml\>éc dans le volume WII des l iertefja/irsc/iri/t der astronomischen Ge- ^vlUrhaft, p. -iôj cl suiv.

elle a été reprise successivement suivant les mêmes méthodes par Boite (*), Dreyer (2), L. Struve (^) et O. Stumpe(»); c'est ce dernier travail que nous prendrons pour guide.'

149. Grandeur du mouvement de rotation, — Dans l'hvpothcse d'un pareil mouvement de rotation, il est certain que la longitude galactoccntrique d'une étoile sera régulièrement variable, tandis que sa latitude et son rayon vecteur galaclocentriques ne seront soumis qu'à des erreurs accidentelles; nous en tiendrons donc compte en modifiant un peu les équations d'Airv

doL — \ siii a séco -«- Y cosa sec 0.

rfo = \ cosa sin -î- Y sin asin — Z coso.

(') BoLTE, Untersucliungcn t'tber die Prœcession-Constantc auf Crund dcr Sterncatalogen von Lalande und Schetlerup (Bonn, iSs.i).

(■-) F. Dreyeii, a new détermination 0/ the Constante 0/ the Prœcession: i88'.i ( Vierteljahrschrift der astronomischen Geseltschaft, \ol. WII, p. >|i| ol suiv. ).

(^) L. SinUYE, Destimmung der Constante der Prœcession und der eigenen liewegung des Sonnensystems {Mémoires de l'Académie de Saint-Pétersbourg. -;• série, Vol. XXW).

Dans cette recherche, L. Slruve adopte pour rapports des distances des étoiles k\c< différentes classes de grandeurs les nombres de \\ . Struve, jusqu'à la 6* j^randeur. I*our la 7* et la H% il emploie de nouveaux rapports déduits, sans avoir é^ard ;» la variation de la densité slellaire, des données de la « Bonncr Durchmu'iterung » et des « dénombrements de Seelifjer » : il obtient ainsi les distances suivantes p (où la distance pg = i, parce que le plus grand nombre des étoiles appai — tient à cette classe et aussi que cette grandeur est sensiblement la moyenne génrrale), ainsi que les nombres n d'étoiles de chaqu<' groupe. On y a ajouté le-s mouvements propres séculaires moyens i», donnés directement par l'observation ■ et ce qu'ils seraient v', si, parlant du mouvement mo>en des étoiles de 6* grandeurs, on les réduisait avec les rapports précédents.

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(M O. Stumpk, Untersuchungen itber die Bewegung der Sonnensvstem ( Astronomische i\achricfUen, n»» 2999 et 3U00 ).