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de Paris; ces chiffres donnent pour la longueur de la queue, vers l'époque du périhélie, de 0,15 à 0,20 de la distance Terre-Soleil, tandis qu'au 18 mai la comète ne devait être qu'à la distance 0,16 de la Terre. On pouvait donc espérer que la partie extrême la plus raréfiée de la queue se mêlerait à notre atmosphère et y provoquerait de curieux phénomènes optiques, électriques et magnétiques, à la condition toutefois qu'à cette époque la queue fût tout entière dans le prolongement du rayon vecteur, condition qui, comme nous le verrons plus loin, n'a pas été remplie. M. Holetschek
le verrons plus loin, n'a pas été remplie. M. Holetschek prédit qu'à cette époque la queue devra être, pour des raisons de perspective, non seulement amincie et droite, mais extrêmement longue. Il cite les curieuses observations effectuées dans la dernière apparition par De la Nux, dans l'île Bourbon, vers l'époque du passage de la Terre par le nœud du plan de la comète : la queue devint de jour en jour plus mince et plus droite jusqu'au 5 mai, date à laquelle elle s'étendait presque à 47°; le 14 mai, elle avait encore une longueur de 19°. Dès le commencement
elle avait encore une longueur de 19°. Dès le commencement de décembre 1909 se montraient des traces d'une queue sortant d'une chevelure à contours très bien délimités, où un noyau très distinct, d'environ 9", se trouvait presque au centre. Le grand instrument de Mount Hamilton montrait, entre décembre 14 et 18, un faible halo, d'une étendue de 15', autour de la chevelure, à peu près ronde, de 1'. Sur des photographies prises vers le 29 janvier, la queue a déjà une longueur de 20'; deux mois plus tard, le 28 mars, une photographie ne montre qu'une queue de 30'; pour
mars, une photographie ne montre qu'une queue de 30'; pour l'œil elle était beaucoup plus courte, mais relativement large; cette largeur a été, le 22 avril, de 4' jusqu'à une distance de 3' du noyau. Les estimations de l'éclat, faites même par des observateurs exercés, sont très discordantes, comme dans le cas de toutes les grandes comètes; le 21 avril des mesures photométriques attribuent au noyau la grandeur 6,4 et donnent l'éclat total comme égal à celui d'une étoile de la grandeur 4,5 ; presque le même jour, d'autres estimations donnent au noyau la grandeur 4, et trouvent pour l'éclat
donnent au noyau la grandeur 4, et trouvent pour l'éclat total la grandeur 2,9. L'étude photographique de la queue jette toujours plus de lumière sur les phénomènes qui y ont lieu que des observations visuelles. Le grand instrument de l'observatoire Yerkes montrait bien le 17 avril une queue de la longueur de 1°,5 et une chevelure d'une structure compliquée; mais une photographie prise la veille à l'observatoire de Johannesburg, à la vérité plus favorablement situé, fait reconnaître une queue de 3°, divisée en cinq raies, dont l'une croisait les autres, et en même temps un noyau double dont les deux
et en même temps un noyau double dont les deux parties étaient distantes d'environ 7". Les photographies de Johannesburg, entre avril 11 et 24, montrent une structure très compliquée de la queue; elle est formée de nombreuses raies, en particulier de deux groupes des deux côtés de l'axe de la queue, chacun contenant deux raies ondulantes parallèles; en outre, plusieurs raies latérales entre-croisées et irrégulières. Une photographie, prise à Heidelberg, dans la matinée du 27 avril, montre un cône d'émission clairement dessiné, mais seulement une courte queue. Les émissions de matières cométaires vers le Soleil qui étaient en 1835 si
matières cométaires vers le Soleil qui étaient en 1835 si remarquables, et qui furent si bien étudiées par Bessel, ne semblent pas avoir été aussi intenses dans l'apparition actuelle. Tandis que Bessel constata dans les émissions de matières nébuleuses des oscillations d'une période de 41,6 et d'une amplitude de 60°, rien de pareil n'a été reconnu en 1910. Mais il faut attendre l'étude comparative de l'ensemble des photographies, qui donnera certainement des résultats importants, avant de se prononcer à ce sujet. Le spectre de la comète a été beaucoup étudié dès le moment où elle devint suffisamment brillante. Vers la
dès le moment où elle devint suffisamment brillante. Vers la fin de décembre, MM. Frost et Parkhurst, et dans la suite M. Deslandres et d'autres observateurs, reconnurent la présence de la troisième bande du gaz cyanogène. Cette constatation devait faire beaucoup de bruit dans la suite, lorsqu'on reconnut la possibilité de la rencontre de notre atmosphère avec l'extrémité de la queue. Bien que le spectroscope ne montrât la présence de cette bande que dans le noyau et n'en décelât aucune trace, même dans les parties de la queue les plus voisines de la tête, la croyance se répandit dans le
voisines de la tête, la croyance se répandit dans le public que ce gaz irrespirable pourrait bien se mêler à notre atmosphère lors de la rencontre et provoquer une catastrophe menaçant l'humanité entière; cette croyance provoqua une véritable émotion et suscita toute une littérature sur la fin du monde. Dès le milieu d'avril 1910 le noyau présente un spectre continu avec de très faibles traces de bandes aux raies brillantes; vers la fin d'avril on reconnaît la brillante raie D du sodium, raie qu'on rencontre dans toutes les belles comètes vers l'époque de leur plus grand éclat. Le 4 mai,
vers l'époque de leur plus grand éclat. Le 4 mai, le noyau présente un fort spectre continu avec les bandes de l'hydrocarbure 4737, et du cyanogène X 3883; le spectre de la queue fourchue, longue de 20°, n'a pu être suivi que jusqu'à 3° du noyau, montrant surtout la bande 4737 sans aucune trace de cyanogène. Dès le commencement du mois de mai, les observations visuelles, bien que faites dans des conditions défavorables, à cause de la faible hauteur de la comète et plus tard à cause de la lumière de la Lune qui fut fort gênante, deviennent de plus
de la Lune qui fut fort gênante, deviennent de plus en plus nombreuses et intéressantes. Une remarque de M. Wendell mérite une mention particulière. La grandeur du noyau, mesurée photométriquement, était le 27 avril 6,0 et le 6 mai seulement 7,0, bien que dans l'intervalle l'éclat total eût beaucoup augmenté. Cela paraît indiquer une forte émission de matière nébuleuse vers le mois de mai; en effet, on a souvent constaté dans les belles comètes que de fortes émissions étaient accompagnées d'un affaiblissement momentané notable de l'intensité lumineuse du noyau. M. Franz a également constaté dans l'éclat total de l'astre une
Franz a également constaté dans l'éclat total de l'astre une augmentation brusque de 11 grandeur du 10 au 11 mai suivie d'une diminution apparente le 13 mai. Le calcul exact indiquait un passage presque central de la comète sur le disque du Soleil à la date du 18 mai; l'entrée devait avoir lieu à 15h 38m, 5, la sortie à 16h 38m, 3, temps moyen de Paris. La comète se trouvant à une grande distance du Soleil, il aurait fallu que le noyau fût en lui-même bien sombre pour que sa projection sur le disque solaire pût être constatée avec
sa projection sur le disque solaire pût être constatée avec certitude. Tous les observateurs, particulièrement nombreux à cet instant, à l'exception d'un seul, durent avouer de n'avoir pu reconnaître la moindre trace du noyau sur le disque solaire; même l'étude polariscopique du Soleil n'a montré absolument rien de particulier. Mais à l'observatoire de Taschkent, situé à la vérité favorablement pour cette observation, on a reconnu à 21h, temps local, une trace de la comète sur une projection du Soleil. Si cette observation pouvait être confirmée, elle serait d'un haut intérêt. Une observation du passage central du noyau de la comète,
Une observation du passage central du noyau de la comète, le 24 mai, devant l'étoile de 8,5 grandeur, Leipzig II, n° 4615, que M. Miethe a faite à Berlin, tendrait à suggérer l'idée que le noyau formait réellement un corps opaque. M. Miethe dit, en effet, que l'étoile disparut brusquement en touchant le bord très bien défini du noyau fort brillant et y resta invisible pendant 28%. Mais ce passage a été aussi remarqué à Potsdam, sans qu'on l'ait suivi avec une attention soutenue. M. Schwarzschild peut néanmoins affirmer que le noyau s'est trouvé à environ 0",5 au nord de
le noyau s'est trouvé à environ 0",5 au nord de l'étoile, et que, s'il y a eu disparition, cette disparition n'a pas duré un grand nombre de secondes. Il pense que M. Miethe a dû employer un grossissement trop faible. Des passages de comètes devant le disque du Soleil ne sont pas extrêmement rares; on en a constaté deux dans le XIXe siècle, mais ce n'est qu'un calcul fait longtemps après l'événement qui a mis ces passages en évidence. Le passage de la comète devant le Soleil, le 18 mai, n'aurait pu entraîner une rencontre avec la Terre que si
n'aurait pu entraîner une rencontre avec la Terre que si la queue avait été droite, ou courbée d'une certaine façon; on aurait alors assisté à des phénomènes exceptionnels. Le physicien Birkeland, notamment, prévoyait une forte augmentation du nombre et de l'intensité des aurores boréales et entreprit exprès avec son assistant un voyage en Laponie pour se mettre dans les meilleures conditions d'observation. Le 18 mai et les deux ou trois jours suivants, tous les astronomes, météorologistes et bon nombre d'amateurs, furent à leur poste, explorant infatigablement la surface du Soleil, étudiant tous les changements atmosphériques, enregistrant tous les troubles magnétiques
étudiant tous les changements atmosphériques, enregistrant tous les troubles magnétiques et électriques, avec des résultats très contradictoires. Les uns observaient des anneaux de Bishop excessivement intenses autour du Soleil et de la Lune, des crépuscules d'une intensité inusitée, avec apparitions de lumière pourpre; d'autres ne purent constater rien d'anormal. M. Birkeland ne trouva aucune modification dans le régime des aurores boréales. Une autre question encore d'un grand intérêt ne trouva qu'une réponse négative. D'après Bredikhine les émissions latérales de matières caudales des grandes comètes donnent naissance à de nombreux essaims d'étoiles filantes. Cette hypothèse expliquerait le nombre extrêmement grand de
d'étoiles filantes. Cette hypothèse expliquerait le nombre extrêmement grand de points radiants, appartenant à des essaims distincts de corpuscules. Jusqu'ici, on n'a pu encore constater l'apparition de nouveaux essaims de météores à la suite de grandes comètes. La comète de Halley paraissait présenter, à ce point de vue, des conditions plus favorables; mais la fréquence des étoiles filantes n'a pas dépassé le chiffre habituel. Les observations de la queue autour de l'époque du passage sont particulièrement intéressantes. Le 12 mai, à Bamberg, M. Hartwig observe la queue dans une longueur de plus de 40°; elle est entourée d'une enveloppe en
de plus de 40°; elle est entourée d'une enveloppe en deux faisceaux, d'une magnifique couleur rouge or; la tête est de la 2e grandeur, le noyau de la grandeur 5,7. Le 16, elle mesure déjà 60°; sur le Sonnwendstein, dans des conditions très favorables, même 67°, avec une largeur de 5° à 6° à son extrémité. Le 19 au matin, la queue a, d'après M. Campbell, une longueur d'au moins 140° et forme un angle sensible avec le rayon vecteur. Par suite de cette inclinaison et par l'effet de la perspective, la queue paraissait, d'après M. Eginitis, à Athènes, dirigée
perspective, la queue paraissait, d'après M. Eginitis, à Athènes, dirigée le 20 au soir, du côté du Soleil; le lendemain matin elle n'avait plus que le tiers de la luminosité de la veille. À Helwan, en Égypte, le 18 mai, la plus grande largeur était de 8°, celle de l'extrémité de 2°; le 19, vers 13h, temps moyen de Greenwich, la queue était, près de l'Égypte, large de 15°. La queue ne paraît avoir passé de l'autre côté de la Terre que le 20 mai à 12h, temps moyen de Greenwich. D'après M. Banachiewicz, l'axe de la queue formait, le
Greenwich. D'après M. Banachiewicz, l'axe de la queue formait, le 26 mai, avec le prolongement du rayon vecteur, un angle plus grand que 11°; si ces conditions étaient les mêmes quelques jours plus tôt, la rencontre de la Terre avec la queue n'aurait eu lieu que le soir du 19 mai. Une discussion approfondie des observations si nombreuses effectuées à cette époque fixera très exactement ce point; voici toujours un extrait d'une Note de M. Eginitis qui résume très bien la question. « Le noyau s'est complètement déformé à plusieurs reprises et s'est même dédoublé. On a observé plusieurs changements
reprises et s'est même dédoublé. On a observé plusieurs changements considérables, avec des mouvements très rapides et des projections de matières à des hauteurs prodigieuses, dans des directions inaccoutumées. La comète prenait jusqu'au 21 mai des éclats de plus en plus faibles et des longueurs apparentes de plus en plus grandes, mais sa luminosité a pris, tout d'un coup, le 21 au soir, une intensité très grande et devint éclatante; au lieu d'un aspect sombre antérieur, elle prit une coloration presque blanche. Le matin, l'extrémité, près la Voie lactée, était à 1450 de la tête; le soir, après le passage
à 1450 de la tête; le soir, après le passage de l'autre côté de la Terre et l'apparition de la queue à l'Est, passage qui a eu lieu vers le milieu du 21 mai, elle n'avait plus que 30° environ. La plus grande partie de ce changement brusque de la longueur est due à la variation de l'angle sous lequel elle a été successivement vue, d'un côté et de l'autre de la Terre. Cette variation explique aussi, en partie, l'accroissement notable de l'éclat et le changement de l'aspect, mais la plus grande partie de ces phénomènes est due à l'éclairement
plus grande partie de ces phénomènes est due à l'éclairement de la lumière solaire; pendant plusieurs jours, avant le 21 soir, on voyait le côté de la queue, non directement éclairé par le Soleil, qui était tourné vers la Terre ; c'est le contraire qui est arrivé tout de suite après le passage de la comète de l'autre côté de notre planète. Il s'ensuit donc que les matières dont la queue de la comète est composée sont très peu lumineuses; elles ne peuvent presque se voir que par la lumière solaire qu'elles réflchissent. Cette observation donne donc lieu à croire
solaire qu'elles réflchissent. Cette observation donne donc lieu à croire que la constitution des queues cométaires ne serait pas purement gazeuse. C'est plutôt l'hypothèse d'une masse composée de gaz contenant des poussières solides qui est confirmée. » Le 26 mai, la queue avait encore une longueur de 40°, et à son extrémité une largeur de 6°. Le 31 mai, M. Eginitis vit sortir du noyau, d'un diamètre de 4,4, à l'opposé du Soleil, une aigrette plus brillante que le noyau même, composée de plusieurs lignes droites divergentes qui s'élevaient à une hauteur d'environ 50" sous forme d'éventail de 60° d'ouverture.
une hauteur d'environ 50" sous forme d'éventail de 60° d'ouverture. Un peu plus tard M. J. Comas Solà, à Barcelone, remarqua, au lieu de cette aigrette, une bouffée très brillante, à 1' du noyau, placée également juste à l'opposé du Soleil. C'est l'aigrette provenant de la projection de matière qui s'est détachée du noyau avec une vitesse prodigieuse et s'est transformée complètement pour former finalement, vers le 2 juin, un noyau secondaire. M. Wolf a constaté sur une photographie du 12 mai un nuage étendu qui précédait la queue visuelle. Ce nuage a dû persister les jours suivants, à moins
Ce nuage a dû persister les jours suivants, à moins que d'autres ne se soient formés, vu qu'on remarquait un tel nuage sur une photographie du 17 mai. Actuellement il n'y a presque aucune observation publiée sur l'aspect de la comète à partir du mois de juin. C'est Halley qui a reconnu la périodicité de cette comète. En calculant les orbites paraboliques de beaucoup d'anciennes comètes, il a remarqué la grande ressemblance des éléments des trois comètes de 1531, 1607 et 1682, et conclu à leur identité. Le retour de 1759 a été déjà prédit assez exactement, après le calcul
1759 a été déjà prédit assez exactement, après le calcul approché des perturbations; ceux de 1835 et 1910, en se basant sur le calcul rigoureux des perturbations. Nous connaissons actuellement l'histoire de cette comète à partir de 240 avant Jésus-Christ. Laugier est le premier qui a examiné le recueil des observations chinoises des comètes, dans le but de retrouver d'anciennes apparitions de la comète de Halley. Il a ainsi identifié la comète avec deux ou trois anciennes, mais il n'a reconnu avec certitude que les apparitions de 1301 et 1378 dont il a calculé les éléments avec ceux de beaucoup
dont il a calculé les éléments avec ceux de beaucoup d'autres comètes chinoises. Hind, à son tour, a examiné avec une grande sagacité un recueil plus parfait des observations chinoises et ne s'est trompé que quatre fois dans l'indication de 20 apparitions antérieures à celle de 1531, dont la première, bien identifiée, remonte à l'année 12. Mais jusqu'au temps le plus récent, les astronomes n'avaient aucun moyen pour décider de l'exactitude de ses identifications qu'on ne peut accueillir qu'avec des réserves. Maintenant nous connaissons exactement le passé de la comète depuis l'année 240 avant Jésus-Christ, à la suite des remarquables
depuis l'année 240 avant Jésus-Christ, à la suite des remarquables recherches de MM. Cowell et Crommelin qui ont excité l'admiration de tous les astronomes. Grâce au choix ingénieux d'une méthode approchée dans le calcul des perturbations et à l'arrangement judicieux de leurs calculs, ces deux astronomes, aidés par quelques collaborateurs, sont arrivés à calculer en quelques années les perturbations approchées de la comète pendant l'énorme intervalle de temps de presque 2150 années, et même plus rigoureusement pour l'intervalle 1759 à 1910. Ils ont pu établir avec une exactitude suffisante, les éléments les plus difficiles à déterminer, les époques de tous
éléments les plus difficiles à déterminer, les époques de tous les passages au périhélie et les mouvements moyens diurnes à ces époques. 5 837 avril 6 46,176 16 91a juillet 19 45,68a 17 989 septembre 12 45,988 18 1066 mars 27 143,9 38,6 163,5 44,468 19 115 avril 19 45,3 39,9 163,5 44,968 20 1222 septembre 10 147,5 42 163,5 44,820 21 1301 octobre 22,7 44,858 22 1378 novembre 8,77 163,44 54,67 162,1 45,620 23 156 juin 8,21 54,90 50,08 162,38 46,02,5 24 531 août a3,8 155,07 50,77 163,00 46,400 25 1007 octobre 26,87 159,91 52,66 162,86 47,446 26 1682
25 1007 octobre 26,87 159,91 52,66 162,86 47,446 26 1682 septembre 14,81 163,61 54,35 162,24 45,811 27 1759 mars 12,57 165,5; 55,92 162,38 46,124 1835 novembre 15,94 166,83 56,19 162,24 46,509 29 110 avril 19,67 168,72 57,18 162,22 46,669 Les époques calculées sont généralement exactes à quelques jours près; dans les cas les plus défavorables, l'erreur peut monter à deux ou trois semaines, et pour les trois apparitions les plus reculées à deux ou trois mois. À quelques rares exceptions près, ils ont pu identifier dans les Annales chinoises les comètes qui répondent aux diverses apparitions. Lorsque les observations donnaient
comètes qui répondent aux diverses apparitions. Lorsque les observations donnaient avec suffisance l'époque du passage, les auteurs ont préféré l'époque observée à l'époque calculée. Nous donnons, dans le Tableau de la page 216, les éléments approchés pour les diverses apparitions que les auteurs ont quelquefois établis eux-mêmes, d'autres fois empruntés, avec de légères modifications, à des calculs antérieurs. Comme on le voit, ils n'ont souvent pu déterminer que l'époque du passage. Pour les quatre époques entre parenthèses, ils n'ont pu trouver aucune comète; ce sont donc des époques calculées. L'équinoxe est celui de 1910,0 à l'exception des n° 18, 19
est celui de 1910,0 à l'exception des n° 18, 19 et 20, où c'est l'équinoxe de l'époque. Nous avons supprimé la distance périhélie qui est partout environ 0,6. Les quatre apparitions mal identifiées par Hind sont les suivantes : n° 12 (lan,5 trop tard), n° 15 (1 mois trop tard), n° 16 (4 mois trop tôt) et n° 20 (11 mois trop tard). En se basant sur les recherches de Hind, Angström a essayé de trouver une formule empirique qui représenterait le mieux possible les apparitions nos 4 à 28, et qui permettrait de trouver avec une certaine approximation l'époque
et qui permettrait de trouver avec une certaine approximation l'époque du passage au périhélie d'un passage postérieur à 1835. Il avait remarqué que 13 fois le mouvement diurne de la comète est environ égal à 5 fois le mouvement de Jupiter et à deux fois celui de Saturne. Cette formule offrant un certain intérêt, nous la reproduisons ici. En désignant par M, C, et S les mouvements des trois astres en une année julienne (il suppose M = 4°40'48",72) et en désignant par n le nombre des apparitions à partir de 913,97 (n positif après, négatif avant cette date) et
de 913,97 (n positif après, négatif avant cette date) et par T la durée moyenne d'une révolution (T = 76*"%93) il trouve comme valeur empirique de l'époque du passage J 3an", 87 + 76ln", 9.3/t + ian, 5 si n [ 1; 4-2 l-')n: + 13", (i] + 'jan", 3 sin [ ( 73 -+ 2) — ) /T -t— 13°, 1]. Cette formule laisse subsister pour l'apparition de 1910, c'est-à-dire pour n = + 13, une erreur de 2,9 années; elle est donc sensiblement en défaut. Cela tient d'une part à la grande indétermination du problème, d'autre part à
part à la grande indétermination du problème, d'autre part à ce que, comme nous l'avons dit, quatre données de Hind sur 25 n'étaient pas exactes. M. Radau a déduit tout récemment, en partant des 29 données de MM. Cowell et Crommelin, la formule empirique provisoire suivante, dans laquelle n désigne également les nombres d'apparitions comptées à partir de 914,0. Époque approchée = 914,0 + 7'"L", 9.3 n + 1 an , 5 si n [ 1 ")0,0/i+/|.r)0,0 ]+aOl'", 5 si n( 29°,.ïrt-|-3-i 1 °,3) -t-oa,6 sin ( 45°n -t2t5°). Cette formule empirique présente ce côté remarquable que les périodes des
formule empirique présente ce côté remarquable que les périodes des trois inégalités sont 24,0, 12,2 et 8,0 révolutions respectivement, donc presque exactement des sous-multiples de 24 révolutions. Nous donnons finalement les éléments de MM. Cowell et Crommelin qui ont servi à calculer leur éphéméride, en ajoutant 31,1 à T. Éq. = 1910,0; T = avril 20,17; R = 76*"%03; = 168° 58' 28"; = 57°16'12"; i = 162° 12'42"; e = 0,967281; u = 46", 669. Comète 1909 d (1909 II), Comète de Winneke. Dans cette apparition la comète de Winneke a été retrouvée, près du lieu de l'éphéméride, le
Winneke a été retrouvée, près du lieu de l'éphéméride, le 31 octobre par M. Porro, à La Plata. À cette date elle était déjà assez brillante, visible même dans de faibles instruments. Elle était ronde, de contours mal définis, d'un diamètre d'environ 0',7; elle ne présentait ni noyau, ni queue. À cause de sa position très australe, elle ne fut observée que dans l'hémisphère austral; la dernière observation publiée est du 30 décembre. Éléments de M. Hillebrand. Éq. = 1909,0; Ép. = 1909, oct. 4,5; T = oct. 9,2792; = 271° 36' 54",1; Q = 99° 21' 20",4; i =
271° 36' 54",1; Q = 99° 21' 20",4; i = 18°16' 57",6 ? = 44° 34' 45",8; u = 602",15709. Comète 1909e (1909 IV). Cette comète périodique a été découverte le 6 décembre, par M. Daniel, à Princeton (É.-U.). À cette époque elle était visible même dans de faibles instruments. Elle était ronde, de contours assez mal définis; une chevelure, d'un diamètre d'environ 3', enveloppait symétriquement un noyau de la 12e grandeur, d'un diamètre de 12"; son éclat total égalait celui d'une étoile de la grandeur 9,5; entre le décembre 7 et 12, on distinguait une faible queue. Son aspect
7 et 12, on distinguait une faible queue. Son aspect ne subit dans le courant des observations que peu de variations; le 14 février 1910, elle n'avait qu'une étendue de l',5 et présenta une forte condensation centrale. M. Ebell reconnut bientôt le caractère elliptique de l'orbite dont les éléments présentent une certaine ressemblance avec ceux de la comète périodique 1867 I; voici ses éléments : Éq. = 1910,0; T = nov. 29,38156; R = 6"%403; = 74° 34' 48",6; Q = 70° 58' 16",5; i = 190 23' 23",7; s = 36° 50' 2",4; ;x = 554",178. Jour sidéral. 222