L'erreur probable d'une différence moyenne est d'environ 4.5, la moyenne de toutes les différences -0.4. On remarque une faible marche d'après l'ascension droite, les nombres négatifs étant prédominants dans les ascensions droites élevées, les nombres positifs pour les ascensions droites plus petites. Cependant, en tenant compte de la forte variation de ces nombres, j'ai jugé que le mieux était de regarder ici aussi la différence moyenne comme constante. Il est bon de noter d'ailleurs que la grande valeur négative 18.2 est fortement influencée par la différence pour une seule étoile. Comme la moyenne des différences, -0.4, tombe entièrement entre les limites des erreurs, j'ai cru pouvoir admettre, pour la correction des mouvements propres en déclinaison, la valeur 0. D'après le raisonnement ci-dessus on aurait donc les corrections suivantes pour obtenir le mouvement propre absolu Avant d'admettre ces chiffres comme définitifs, j'ai pourtant effectué encore une recherche pour en contrôler l'exactitude. On pourrait penser que la comparaison avec les mouvement propres de Boss donne pour les différences systématiques des valeurs qui ne s'appliquent qu'aux étoiles les plus brillantes, comme le sont la plupart des étoiles de Boss. Il serait donc très important de pouvoir établir aussi pour les étoiles plus faibles des comparaisons avec des déterminations antérieures de mouvements propres. Mais la plupart des catalogues exacts de mouvements propres se rapportent presque exclusivement à des étoiles assez brillantes. Seuls les catalogues publiés par PORTER renferment un si grand nombre d'étoiles faibles qui se retrouvent dans la zone de Helsingfors qu'une comparaison offre de l'utilité. Ceux des catalogues de PORTER dont je me suis servi à cet effet sont: 1:0) A Catalogue of 2000 Stars for the Epoch 1890 (Cinc. Publ. N:o 13), que j'appellerai brièvement Porter 1. 2:0) A Catalogue of 2030 Stars for the Epoch 1895 (Cinc. Publ. N:o 14), que j'appellerai Porter II. Les résultats de la comparaison avec PORTER sont indiqués dans le tableau ci-dessous, dont les colonnes contiennent: 1:0) le numéro dans le catalogue de PORTER; 2:0) la grandeur d'après PORTER; 3:0) et 4:0) les valeurs approximatives de a et pour 1900.0; 5:0 et 6:0) Ma et us selon PORTER; 7:0) et 8:0) les mêmes valeurs selon mes déterminations; 9:0) et 10:0) les différences entre les déterminations de PORTER et les miennes, et 11:0) le numéro du catalogue. Comme les erreurs probables des valeurs de PORTER me sont inconnues, j'ai donné à toutes les différences le même poids. Je ferai ici remarquer qu'aucune des étoiles ci-dessous ne figure aut catalogue de Boss. On voit donc que les écarts Porter--Hels. sont beaucoup plus grands que les écarts précédemment trouvés Boss-Hels. Mais il y a des différences systématiques assez importantes entre les déterminations de Boss et de PORTER. Pour les trouver j'ai formé les moyennes des différences Boss-Porter pour toutes les étoiles de Boss dans la zone de Helsingfors entre 9b et 12h qui entrent dans les catalogues de PORTER. Il y en a pour Porter I 11 et pour Porter II 7. Les résultats sont: Si on ajouté ces nombres aux nombres précédemment obtenus on trouve, pour les étoiles faibles ici envisagées soit presque identiquement les mêmes nombres que l'on a trouvés ci-dessus par la comparaison directe avec les déterminations de Boss. J'écris donc maintenant définitivement, pour la réduction au mouvement propre absolu: La valeur de pa doit être regardée comme valable pour 43°; pour 39° on a 4a0.0008 et pour 46°0.0007. La quantité pa cos d est partout= 0".008. Il faut maintenant examiner brièvement comment on peut s'expliquerie de cette erreur systématique en a. L'idée qui se présente le plus naturellement est que les positions des étoiles de comparaison ont subi un changement systématique résultant du mouvement du système solaire. Pour calculer le déplacement parallactique annuel en raison de ce mouvement on a les formules où A et D sont les coordonnées de l'apex du système solaire, une parallaxe moyenne pour les étoiles employées et k la constante suivante La grandeur moyenne des étoiles de comparaison est assez constante pour toute la section de la zone, et égale à 10.0. Pour cette grandeur on a, d'après KAPTEYN*) la parallaxe moyenne 0".0044. Si on admet A=270°, D=+30° et V 18 km/s., les formules (1) donnent pour da et do les valeurs suivantes: *) J. C. KAPTEYN: On the mean parallax of stars of determined proper motion and magnitude (Gron. Publ. N:o 8). 08.0009 08.0011 0$.0013 11h - 0".009 0".006 ou en moyenne da 0.0012; dd0".010. La valeur de da ne diffère pas beaucoup de la réduction ci-dessus déterminée pour le mouvement propre 4a0.0007.5; pour les déclinaisons au contraire l'écart est plus grand. Les différences systématiques Boss-Hels. ne peuvent donc pas s'expliquer complètement par les mouvements propres parallactiques des étoiles de comparaison. C'est aussi ce qui semble naturel, parce que, dans une partie aussi limitée du ciel que celle ici envisagée, l'influence du mouvement du système solaire sur les mouvements des étoiles peut en partie être compensée par d'autres déplacements de nature systématique. V. Catalogue général des mouvements propres. Le catalogue ci-dessous renferme les résultats définitifs de mes déterminations des mouvements propres. Les différentes colonnes donnent: 1:0) le numéro courant du catalogue; 2:0) la grandeur d'après Cat. phot. Z. Hels.; si une étoile appartient à deux ou plusieurs régions, on a pris la moyenne des différentes déterminations; 3:0) et 4:0) l'ascension droite et la déclinaison pour 1900.0 d'après Cat. phot. Z. Hels. *); pour les étoiles figurant dans plus d'une région on a formé les moyennes des valeurs différentes en tenant compte des poids; 5:0) l'époque de a et d; E de d au dessous de E de a, si elles différent l'une de l'autre. 6:0) et 7:0) les valeurs relatives de a et us pour les diverses régions. Pour les étoiles appartenant à plus d'une région on indique les valeurs particulières en caractères ordinaires, les moyennes en caractères italiques; 8:0) le numéro de la région et le numéro de l'étoile dans la région; 9:0) les poids de a et us resp. la somme de ces poids; 10:0) le mouvement propre absolu (abs.), c. à d. le mouvement propre total calculé en tenant compte de la réduction au mouvement propre' absolu; 11:0) l'angle de position P, calculé selon l'équation tg P= (Ma + Ma) cos d *) Pour les étoiles qui n'ont pas été mesurées pour le Cat. phot. on ne donne que les coordonnées approximatives. |