CHAPITRE VII. — MOUVEMENT PROPRE DU SOLEIL. 2l

crune part, en y introduisant un terme fonction de cette variation (il de la longitude et multiplié, soit par cosa tango, soit par sina, d'autre part, en ajoutant aux composantes X, Y et Z les nouvelles composantes provenant de ce mouvement hypothétique de rotation : ces équations deviendront alors

i </a = A cosa lan«;o -4- \i siii a scco - Vi cosa séco,

I d?t — h sin a -^- Xi ct)sa sin o r- Y| sin a siii o — Zj cos8,

(»ii

h = sin-Q sin i.dl,

\i — -rosDcosA-j- — (cos t cosDi cos A| - cos^ sint sinDi) <//,

\i — - cosD sin A H î-(ros£ cosDi cosA| - sin Q, sin /sin Di) d/,

Zi = - sin l) [sin i sin D| cos( Ai — Q,)\d/,

A,, D| et R| étant Tascension droite, la déclinaison et la distancr galactocenlrique du Soleil;

Q et / étant l'ascension droite du nœud ascendant du cercle galactique surl'équateur, et l'inclinaison du premier sur le second:

X|, Y| et Z| les composantes nouvelles résultant de la composition des deux mouvements.

Quant à la classification des étoiles suivant leurs distances,

Stumpe renonce à la baser sur leurs grandeurs et Téchelle de

Struve; il les groupe suivant les valeurs de leurs mouvements

propres apparents. Adoptant comme minimum admissible, avec

les erreurs d'observations et l'intervalle de temps séparant les

époques des Catalogues dont il se sert, la valeur de o^jiô pour

mouvement propre annuel appréciable suivant le grand cercle, il

partage les étoiles en quatre groupes :

Étoiles.

1 deo,i6 à o,3'>- 55i

Il » o,32 M 0,64 Mo

III >' 0,64 » 1,28 io5

ÏV » i,u8 et au-dessus (») 58

(') La moyenne de ces mouvenienls propres est 'i,t79.

?.l6 TRAITÉ d'astronomie STELLAIRE.

Soit, en tout, 1054 étoiles qu'il souniel au calcul; chacune d'elles fournit un couple d'équations de la forme (6), contenant quatre inconnues A, X|, Y< et Z, ('). Elles sont toutes traitées séparément et leur ensemble pour chaque groupe résolu par la méthode des moindres carrés, de façon à donner pour chacun d'eux les valeurs les plus probables des inconnues.

Or il ressort immédiatement du calcul que la valeur de h est absolument indéterminée et que, en conséquence, très probablement le nombre, quoique déjà considérable, des étoiles employées n'est pas suffisant et que, aussi, on n'a pas été assez loin dans l'échelle des gramleurs, pour décider du mouvement de rotation dans la voie lactée.

loO. \ aridtion (h* ht (/rc/inaisoft dr lapex avec le mouvement propre, - - (^noi (ju'il en soit, si l'on admet d'après cela que ce mouvement de rotation ou irexiste pas, ou est insensible à nos moyens actuels de niesure, dl étant alors é^al à zéro, le> composantes X,, Y| et Z< se léduisent à X, \ et Z, et l'on déduit de •>-io8 é(|uations de condition, auxquelles conduisent le> 1054 étoiles, les valeurs suivantes des coordonnées de l'apex et de la valeur angulaire moyenne du inouNement solaire :

Nombre c

(jroupcs. ir«Hoile?. A. 1).

Il 3io 7.70,7 - !»>, > «N>î)5

Jlf 10 J ^^7:î) -^ ^*j' o,(k)8

IV iS 28), 2 T-3o,/| '2,057

L'ascension droite de l'apex est sensiblement la même pour le?« différents groupes; sa déclinaison, au contraire, paraît diminuer d'une façon continue à mesure qu'augmente la valeur moyennr du mouvement apparent du groupe.

Cette conclusion a été confirmée depuis par Porter (2) dans

(') Kii n''alil('', chacnno de t;is ('■<|uulion> (.(MituMit «inq iaconniies, car il faut ajouter aux prérédeiilo la correrlion ni ascension droite de la prércssion pour ré(|nalion en di et sa coneclion en déclinaison pour l'équation en «/o.

('-) J. (i. l'oiiTKii, The, motion of the solar systeni { Astronomical Journal, w *27(i, p. \\\ el siiiv.; \X\)2).