Préface.

Les présentes recherches sur les mouvements propres des étoiles dans la zone photographique de Helsingfors poursuivent un double but. D'une part mon intention a été de déterminer des valeurs des mouvements propres aussi exactes que possible, pour servir aux recherches purement astrométriques. D'autre part j'ai voulu recueillir des données statistiques pour servir de base à la discussion des nombreux problèmes d'astronomie stellaire qui se rattachent étroitement aux lois de la distribution des mouvements propres en grandeur et en direction. Les matériaux d'observation recueillis auparavant, se rapportent surtout aux étoiles les plus brillantes. Pour que l'astronomie puisse se rapprocher de la solution des problèmes si importants et intéressants relatifs à la constitution de l'univers et aux mouvements qui s'y accomplissent, il faut étendre considérablement nos connaissances relatives aux mouvements des étoiles plus faibles; et c'est à cet accroissement de nos connaissances que j'ai voulu apporter une contribution.

La première partie traite de la détermination des mouvements propres. Dans la seconde j'ai rassemblé les résultats que j'ai trouvés par une étude statistique des observations. Comme le premier tome du travail, celui ici publié, n'embrasse que le huitième de la zone photographique de Helsingfors, mes conclusions ne peuvent bien entendu prétendre à une valeur générale, et, pour cette raison, je me suis borné à une étude assez courte des problèmes qui se posent. Si j'ai le temps et l'occasion de mener à bonne fin les recherches, j'espère pouvoir soumettre les problèmes en question à une discussion plus détaillée.

J'ai eu l'intention de remettre à une autre occasion l'étude de certaines questions qui sortent un peu de mon objet présent. Je signale ici spécialement une recherche que j'avais projetée sur les mouvements propres parallèles d'étoiles voisines. L'examen du catalogue des mouvements propres montre qu'il existe un grand nombre de semblables couples ou groupes d'étoiles.

Je tiens à exprimer ici ma reconnaissance à l'ancien directeur de l'Observatoire de Helsingfors, le professeur ANDERS DONNER, pour la bienveillance avec laquelle il a mis à ma

disposition les plaques photographiques de l'Observatoire. Je remercie mes amis les docteurs ROLF WITTING et FELIX IVERSEN dont le concours m'a été précieux pour la lecture des épreuves et pour un certain nombre de calculs numériques. Enfin je reconnais avec satisfaction le soin et l'exactitude avec lesquels le docteur J. POIROT et Mme ELLEN WITTING ont traduit du suédois le texte du travail:

Première partie.

I.

Introduction.

1. Origine du travail. Au Congrès du Comité permanent de la Carte du Ciel en 1909, M. A. DONNER proposa que les Observatoires participant à l'entreprise internationale et ayant déjà achevé leurs clichés du Catalogue, répétassent ces clichés afin de rendre possible une détermination des mouvements propres des étoiles. Le Congrès appuya la proposition en signalant l'intérêt que présenterait une telle répétition.

A l'Observatoire de Helsingfors, on avait sujet d'attendre de très bons résultats du travail ainsi projeté. La plupart des clichés du Catalogue de Helsingfors, étant pris de 1892 à 1896, se rapportaient à un intervalle de temps assez limité, offrant ainsi des matériaux très homogènes. De plus, les époques des clichés étant si éloignées, les mouvements propres avaient déjà dû atteindre des valeurs assez considérables. En prenant les clichés nouveaux par exemple de 1909 à 1913, on obtiendrait des intervalles de 17 ans en moyenne, tandis que l'intervalle de temps minimum fixé par le Congrès n'était que de 10 ans. Une recherche de l'auteur en 1908 sur les mouvements propres dans une des régions de Helsingfors, photographiée à deux époques séparées de 15 ans, autorisait à admettre qu'une telle reprise des clichés pouvait être exploitée avec avantage.

Ayant dressé un tableau des clichés du Catalogue, ordonnés d'après les époques des poses, l'Observatoire commença le nouveau travail photographique pendant l'automne de 1909.

Selon la résolution du Congrès, les plaques nouvelles furent faites autant que possible dans les mêmes conditions que les anciennes. Pour neutraliser l'influence de l'erreur de l'angle horaire" les nouveaux clichés furent pris approximativement sous le même angle horaire que ceux du Catalogue, la différence ne dépassant pas 20 minutes. D'ailleurs, on chercha à les prendre à la même date de l'année que les anciens afin d'éliminer l'influence des parallaxes: une différence de temps de plus d'un demi-mois est exceptionelle. Un point essentiel était que les images des étoiles fussent à peu près de la même grandeur sur les deux épreuves à comparer. Les plaques nouvelles étant plus sensibles que les anciennes, la durée des poses

fut un peu diminuée, de manière cependant que le nombre des étoiles apparaissant ne fût pas réduit. La durée des trois poses des clichés du Catalogue était de 7m, 3m 30s et 22s ou de 6m, 3m et 20; à la reprise elle fut en général de 5, 2m 308 et 17s, dans quelques cas particuliers de 6m, 3m et 20. Les plaques nouvelles, comme les anciennes de la maison SCHLEUSSÉtant destinées à NER, furent développées tout comme celles-ci dans de l'oxalate de fer. servir seulement à des mesures relatives, les plaques de la nouvelle série ne furent pas pourvues de réseau.

L'essentiel de cette entreprise photographique était achevé au printemps de 1913; il ne restait qu'un petit nombre de clichés à prendre l'automne et l'hiver suivants.

Pour la comparaison des deux séries de clichés, un stéréocomparateur, muni d'un microscope monoculaire (blink"-microscope), avait été commandé en 1909 à la maison ZEISS à Iéna; il fut effectué en septembre 1912. L'instrument, du modèle B, étant décrit en détail dans les catalogues de la maison ZEISS, je ne m'y arrête pas. L'instrument monté, j'essayai aussitôt quelques observations avec le microscope monoculaire afin de constater la certitude avec laquelle pouvaient être découverts les mouvements propres, ainsi que la précision qu'on pouvait atteindre en les mesurant. Il en résulta que, les deux clichés à comparer bien orientés entre eux, un examen même rapide des plaques permet la découverte d'un déplacement d'une seconde d'arc et que, par suite, en prenant un intervalle des 17 ans, des mouvements propres annuels de 0.06 sont faciles à observer. Quelques mesures préliminaires montrèrent que l'erreur probable d'un mouvement propre annuel (en a ou d), calculée à l'aide de deux paires de clichés, ne dépasse pas en général 0".010. En ce qui concerne l'utilité du microscope monoculaire, j'aboutis donc à des résultats favorables, semblables à ceux qu'ont obtenu, entre autres, MM. VAN MAANEN et INNES..

2. Plan du travail. Vu les bons résultats qu'avaient donnés les observations préliminaires, je résolus d'entreprendre la détermination de tous les mouvements propres de la zone de Helsingfors, qui pouvaient être constatés immédiatement par un examen rapide des clichés. Je commençai par l'étude des régions dont les centres sont situés entre 9h et 12h de l'ascension droite, et dont les coordonnées rectilignes et équatoriales pour le Catalogue avaient été publiées en premier lieu. * Le présent mémoire contient les déterminations des mouvements propres pour cette partie de la zone; j'ai l'intention de poursuivre le travail dans l'ordre suivi par la publication des positions du Catalogue.

Méthode pour reconnaître les étoiles à mouvement propre sensible. On appellera par la suite A les clichés du Catalogue proprement dit, B les clichés nouveaux. Voici comment furent reconnues les étoiles à mouvement propre sensible.

Une plaque A fut placée dans la case droite du stéréocomparateur, la plaque correspondante B dans la case gauche. A l'aide de la vis de précision que possède la lame gauche de l'instrument, la plaque B fut orientée avec exactitude relativement à A. La différence dans l'échelle des deux séries de clichés est si peu considérable qu'on peut, au moins dans une grande partie de la région, amener les images correspondantes des deux clichés à se confondre

*Catalogue photographique du ciel. Zone de Helsingfors. Tome IV, 1903.

simultanément. L'orientation faite, la région fut étudiée quant à chaque étoile à l'aide d'une carte dressée pour les mesures du Catalogue. Les numéros de toutes les étoiles pour lesquelles un déplacement sensible pouvait être constaté, ainsi que ceux des étoiles pour lesquelles on ne faisait que soupçonner un mouvement propre, furent enregistrés dans un tableau provisoire, ceux-ci suivis d'un point d'interrogation. Toutes les régions appartenant au Tome IV des publications de l'Observatoire, ainsi que quelques autres, couvrant celles-là en partie, furent parcourues de cette manière. Puis les étoiles à mesurer furent définitivement annotées selon le procédé suivant. Chaque région particulière fut, quant aux résultats de l'examen mentionné, comparée à l'aide des cartes avec les régions contigues la couvrant partiellement. Toutes les étoiles pour lesquelles un déplacement sûr avait été constaté, furent désignées pour être mesurées. Les étoiles dont les numéros étaient suivis d'un ?, furent annotées seulement dans le cas où elles entraient au moins dans deux tableaux provisoires. Une exception ne fut faite que pour les régions marginales aux centres situés à 40° et 46° de déclinaison, où, dans les parties non couvertes par les régions avoisinantes, les étoiles désignées par un numéro suivi d'un ?, furent aussi annotées.

II.

Les mesures et leur réduction.

1. Méthode de mesure. Les mesures furent exécutées selon la méthode suivante. Tout comme à l'examen des plaques, le cliché A fut placé dans la case droite, B dans la case gauche du stéréocomparateur, de manière que la direction x fût horizontale. A l'aide des fils verticaux du microscope, l'un fixe, l'autre mobile, les traits verticaux du cliché A furent orientés dans le sens exact du mouvement du microscope. Cela fait, le cliché B fut orienté relativement à A, en même temps que les images correspondantes des deux clichés furent amenées à se confondre à peu près.

Alors, les différences en x furent mesurées pour toutes les étoiles qui figurent dans le tableau définitif des mouvements propres, ainsi que pour quelques étoiles de comparaison. Pour chaque étoile, l'image de la plus longue pose sur le cliché A fut pointée par trois fois avec le fil vertical mobile. La moyenne des lectures respectives, faites sur la tête de la vis, fut annotée; elle est par la suite nommé a. Immédiatemant après, l'image correspondante de B fut visée de la même manière; la moyenne est ici nommée b1. Quant aux deux autres. images, la troisième, de la plus courte pose, n'apparaît sur les clichés que pour les étoiles les plus lumineuses, et la deuxième est extrêmement diffuse pour les étoiles les plus faibles; elles ne furent pas mesurées. Cette mesure n'aurait d'ailleurs fait que retarder considérablement le travail sans être d'une utilité équivalente.

Les étoiles de comparaison, destinées à la détermination des constantes des clichés, furent choisies parmi les étoiles faibles n'ayant pas montré de déplacement sensible à l'exa

Quant à la situation réciproque des régions de la zone de Helsingfors voir la dissertation de l'auteur: Sur la précision des déterminations photographiques des position des étoiles. H:fors 1906,