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KSir»,:; 98,0 7,0') 3,20

182rJ,i 97 r> 7v>o o,'38

i831,2 77,7 J,oo -2,01

Somme 93,35 ^8,70

X =oMi458.

On a ainsi une série de valeurs correspondantes de Tangle de position et de la dislance, rjue Ton pourrait utiliser immédiatemeni s*^ le procédé d'inlerpolation adopté était exempt d'incertitude. E-ïi réalité, il n'en est pas toujours ainsi, et Ton doit souvent, en r^" gui a ri sa ni au mieux jusqu'au troisième ordre les diflTérences des ^'îilcurs de ce Tableau, obtenir une nouvelle courbe d'interpolation corri;;ée qui donne des valeurs nouvelles aussi exemptes que possible des erreurs accidentelles d'obscr\ation, et qui servira à obtenir de nouvelles \aleurs des distances correspondantes.

Ce sont ces données ainsi transformées qui serviront à la détermination de l'orbite décrite par le compagnon dans l'espace autour deTétoile principale.

255. Savary. Encke. — La première solution de ce problème Jate de i8'25; elle est due à Savary (') et est restée célèbre, non ^'Ciilement parce que Tauleur en fit une application beureuse au <^alcul de l'orbite de l'étoile !J Grande Ourse, première orbite de ce i;cnre qui ail été connue, mais surtout parce qu'il y fit voir pour la

('; V. Savary, Sur la détermination des orbites que décrivent autour de ffur centre de gravité deux étoiles très rapprochées l'une de l'autre {Con- '^<i(ssance des Temps pour i83o).

j6 traité d'astronomie stellaire.

première fois que les lois de la gravitation s'appliquent aussi bien à ces systèmes binaires qu'au système solaire. Un peu plus lard, Encke fit connaître une nouvelle méthode, remarquable par son analyse élégante et symétrique ('), et qu'il appliqua au calcul de l'orbite de 70/? Ophiuchus. Ces deux solutions, qui utilisent d'ailleurs directement les observations, exigent l'emploi de quatre observations complètes, distance et angle de position; mais, quoique les observations modernes embrassaient dfjà une période de trente ans, on n'en pouvait rarement trouver quatre complètes, assez distantes pour se prêter à l'application de ces méthodes qui, calquées de trop près sur celles qui servent au calcul des orbites des petites planètes, ne sont point réellement pratiques dans le cas actuel. On a donc dû en chercher d'autres qui permissent d'employer un grand nombre d'observations et d'utiliser celles souvent incomplètes faites par W. Herschel de 1^80 à i8o4; c'est le résultat auquel est arrivé J. Herschel en i833, en déterminant d'abord Torbite apparente au moyen des observations elles-mêmes, et se servant ensuite de celle-ci pour obtenir l'orbite vraie, (^ette marche a été adoptée par tous les astronomes qui, après J. Herschel, ont traité la question, et parmi lesquels nous citerons Y. Villarceau, Miidlcr, Klinkerfues, ïhicle, Glasenapp, Seeliger, Kowalsky et Zwiers. Mais, de ces méthodes diverses, nous n'en retiendrons que trois : celle de J. Herschel à cause de son intérêt historique; celle de Kowalsky, la plus employée actuellement; et celle de Zwiers, si remarquable par sa grande simplicité.