jeanflop/post-ocr-correction huggingface dataset:
8, 8 h 54 +4,77 -30,5 H. O. 9, 8 h 54 +4,76 -30,5 Id. 10, 8 h 54 +4,76 -30,5 H. 11, 8 h 54 +4,77 -30,7 1034 V. H. O. 12, 8 h 54 +4,77 -30,2 111. 13, 8 h 54 +4,76 -30,2 Id. 14, 8 h 54 +4,76 -30,1 Id. 15, 8 h 54 +4,74 -30,0 Id. 16, 8 h 54 +4,72 -30,0 1410 Paris. 17, 8 h 54 +5,62 -13,9 1423 Cambridge (Engl.). 18, 9 h 52 +5,65 -24,7 1403 Cambridge (Engl.). 19, 9 h 52 +5,66 -21,8 Id. 20, 9 h 52 +5,63 -26,6 1318
+5,66 -21,8 Id. 20, 9 h 52 +5,63 -26,6 1318 Cambridge (Engl.). 21, 9 h 52 +5,63 -26,7 Id. 22, 9 h 52 +5,63 -26,8 Id. 23, 9 h 52 +5,63 -26,9 Id. 24, 9 h 52 +5,63 -26,9 Id. 25, 9 h 52 +5,62 -17,5 1268 Cambridge (Engl.). 26, 9 h 52 +5,62 -17,7 Id. 27, 9 h 52 +5,61 -17,8 Id. 28, 9 h 52 +5,61 -17,8 Id. 29, 9 h 52 +5,61 -17,9 Id. 30, 9 h 52 +5,61 -17,9 Id. 31, 7 h 52 +5,70 -23,8 1498 Cambridge (Engl.). 32, 9 h 52 +5,71 -23,8 Id.
1498 Cambridge (Engl.). 32, 9 h 52 +5,71 -23,8 Id. 33, 9 h 52 +5,29 -19,5 4043 Paris. 34, 9 h 52 +5,35 -19,5 Id. 35, 9 h 52 +5,36 -20,6 78 V. H. III. 36, 9 h 52 +5,36 -20,7 Id. 37, 9 h 52 +5,38 -20,9 Id. 38, 9 h 52 +5,67 9,5 1149 Glasgow. 39, 9 h 52 +5,70 -10,8 1099 Glasgow. 40, 9 h 52 +5,71 -10,7 Id. 41, 9 h 52 +5,76 -11,5 1064 Glasgow. OBSERVATIONS D'UN HALO SOLAIRE. LETTRES DIVERSES ADRESSÉES A M. LE DIRECTEUR DE L'OBSERVATOIRE DE PARIS. Extrait de la lettre de
DIRECTEUR DE L'OBSERVATOIRE DE PARIS. Extrait de la lettre de M. Collet, Agent-voyer à Mortagne-Couliboeuf (Calvados). J'ai l'honneur de vous signaler un phénomène météorologique qui s'est produit à Mortagne-Couliboeuf (Calvados) le 11 janvier dernier : un halo que représente le dessin ci-joint (fig. 1). A 10 h, le baromètre marquant 7-28"1", le thermomètre + 5° et par un vent faible de NO, le Soleil apparaissait couvert d'un léger hrouillard : de chaque côté du Soleil et à la même hauteur on voyait, à une distance angulaire d'environ 24°, deux faux soleils presque aussi brillants que le Soleil vrai. Un arc
soleils presque aussi brillants que le Soleil vrai. Un arc blanchâtre passait par les deux images du Soleil ; de la partie supérieure de cet arc partaient deux portions d'arc peu étendues. Un grand arc d'environ 46°, dans lequel on distinguait bien les couleurs du prisme, s'étendait tout entier au-dessus de l'horizon. Enfin un arc renversé, peu étendu mais très brillant, était apparu à la partie supérieure de l'arc de 46°. Le phénomène a été ainsi visible jusqu'à 11 h 30 ; à midi, on ne voyait plus que l'arc renversé, qui est resté apparent jusque vers 12 h. Extrait
renversé, qui est resté apparent jusque vers 12 h. Extrait d'une lettre de M. Teyssier, Instituteur à Allonnes (Maine-et-Loire). J'ai l'honneur de vous signaler un halo solaire qui paraît s'être manifesté dans notre région avec une intensité particulière. Le 11 janvier à 10 h 30 du matin apparut vers le zénith un arc en-ciel horizontal d'un éclat extraordinaire, d'un diamètre de 15" environ, dont la convexité était tournée vers le sud-sud-est. En même temps, au niveau du Soleil se dessinait un immense anneau blanchâtre qui faisait le tour du ciel parallèlement à l'horizon. Sur cet anneau, et en occupant la
parallèlement à l'horizon. Sur cet anneau, et en occupant la moitié méridionale, se montraient cinq images du Soleil surmontées d'une triple auréole aux couleurs du prisme. Chaque image réverbérait la chaleur de telle sorte qu'on en percevait nettement la sensation sur la main. Le météore brilla ainsi d'un vif éclat jusqu'à 11 h 30 puis, le ciel se couvrant de nuages, il s'atténua peu à peu pour disparaître vers 12 h 30. Extrait d'une lettre de M. Harvoy, Instituteur à Saint Clément-des-Levêques (Maine-et-Loire). Je crois vous intéresser en vous adressant ci-ajointé deux croquis représentant l'aspect d'un magnifique halo solaire qui
ci-ajointé deux croquis représentant l'aspect d'un magnifique halo solaire qui fut visible à Saint-Clément-des-Levêques, le 11 janvier 1900, depuis le lever du Soleil jusqu'à son coucher. Le temps était un tout petit peu brumeux. Le matin une petite gelée : 0,2 au-dessous. Le vent était faible NNW, cependant assez fort pour me permettre de remonter à la voile le cours de la Loire, assez rapide en ce moment. C'est d'ailleurs en bateau, au milieu de la Loire, que j'ai pu contempler le phénomène. À 12 h 30, comme vous le voyez par le croquis (fig. 2), le phénomène change complètement
voyez par le croquis (fig. 2), le phénomène change complètement d'aspect. Le croquis n'est pas facile à faire. Juste au-dessus de ma tête un magnifique cercle irisé très bien formé. Le Soleil entouré d'un cercle irisé très bien formé. Deux faux soleils dont part un cercle blanc qui fait complètement le tour de la calotte. Phénomène de 12 h 30 à 15 heures. Fig. 2. À partir de 15 heures jusqu'au coucher, restent seulement les deux faux soleils colorés. Les deux faux soleils blancs partagent le cercle de la traîne blanche. fermé complètement, en trois parties égales. SUR L'IMPRESSION DES
blanche. fermé complètement, en trois parties égales. SUR L'IMPRESSION DES RÉSEAUX SUR LES CLICHÉS STELLAIRES; PAR M. J'OFFRE un article d'un numério du journal L'Astronomie. IIEXKI BOURGET, Astronome adjoint à l'Observatoire et Maître de conférences à l'École normale supérieure de Toulouse. Dans bien des recherches d'astrophotographie, on peut souhaiter ajouter un réseau sur un cliché déjà fait et développé, pour en faciliter l'examen et la mesure. Je ne sais si l'on a pensé à un procédé très simple qui est une nouvelle application de la gélatine bichromatée, substance merveilleuse par les nombreux et beaux résultats industriels qu'elle a déjà donnés.
les nombreux et beaux résultats industriels qu'elle a déjà donnés. On fait une solution aqueuse de bichromate d'ammoniaque à 1 ou 2 pour 100 et une solution saturée de carmine dans l'ammoniaque. On plonge le cliché dans la solution de bichromate pendant trois ou quatre minutes en avant soin d'enlever avec un blaireau les bulles d'air qui pourraient rester adhérentes à la gélatine. Cela fait, on le met à sécher dans l'obscurité et à l'abri des poussières, un de ses côtés reposant sur du papier buvard qui enlève l'excès de solution bichromatée. Le lendemain on met, sur la face gélatine
solution bichromatée. Le lendemain on met, sur la face gélatine du cliché, la face gélatine d'une bonne photocopie d'un réseau Gautier tracé sur argent; on installe le tout dans un châssis-presse et l'on expose au soleil pendant dix minutes ou un quart d'heure environ. Cela fait, on retire le cliché du châssis-presse et on le met, sans le laver, dans la solution de carmin où on le laisse jusqu'à ce que les traits du réseau et les numéros de ces traits soient nettement colorés en rouge, ce dont on s'assure en le retirant de temps en temps de la solution
en le retirant de temps en temps de la solution et en l'examinant; puis on le lave à l'eau de façon à éliminer l'excès de carmin et de bichromate et on le fait sécher. On a alors un cliché où les images des étoiles sont noires et le réseau imprimé, rouge, ce qui est fort commode pour la mesure, car les traits du réseau ne peuvent cacher les images d'étoiles, avantage précieux dans les clichés d'amas. Ce procédé m'a donné, sans peine, d'excellents résultats. Grâce aux arbitraires qu'il renferme, il est très souple et l'on peut avoir, à sa guise,
est très souple et l'on peut avoir, à sa guise, un réseau faible ou très fortement marqué. Il est bon toutefois que le cliché sur lequel on veut opérer n'ait pas été trop fortement aluné. BEVUE DES PUBLICATIONS ASTRONOMIQUES. BATTERMANN (H.). — RESULTATS DES OBSERVATIONS VON 379 ANNALES ET 1640 DURCII ANSCHLUSS BESTIMMTEN STERNEN. (BeobachtungsErgebnisse der K. Sternwarte zu Berlin, Heft n° 8; 1899.) 1. Les observations dont M. Baltermann nous donne ici les résultats ont été faites de 1892 à 1897. Les étoiles observées appartiennent à trois catégories principales : 1° Étoiles appartenant à la zone +15° à +
: 1° Étoiles appartenant à la zone +15° à + 20° (Berlin2), observées sur la demande de M. Auwers, en vue de la détermination précise de leurs mouvements propres. On a ajouté des étoiles faibles empruntées aux deux catalogues de Rümker, et pour lesquelles la B. D. ne donne pas de lettre indicatrice d'une position précise. 2° Étoiles employées à Potsdam et à Prague pour l'étude des variations de latitude. L'observation de ces étoiles avait déjà été commencée par M. Küstner. 3° Étoiles de comparaison de planètes, de comètes, de nébuleuses; étoiles d'occultation. L'instrument employé est un cercle méridien de
nébuleuses; étoiles d'occultation. L'instrument employé est un cercle méridien de Pistor et Martins, de 0,89 m, 189 d'ouverture, muni ordinairement d'un oculaire qui grossit 10 fois. Les étoiles des catégories 1 et 3 ont été observées à pleine ouverture, sans réseau placé devant l'objectif pour affaiblir les étoiles brillantes; on a procédé ainsi parce qu'on l'avait déjà fait précédemment, et afin de conserver l'homogénéité des résultats. Pour les étoiles de latitude, l'objectif a été réduit à 0,140 m d'ouverture libre. En général, et principalement dans le commencement, les passages ont été observés à 15 fils; plus tard, surtout pour les
été observés à 15 fils; plus tard, surtout pour les étoiles brillantes, on a diminué ce nombre; même, quand les images étaient calmes, on s'est limité à 5 fils, parce que l'augmentation du nombre de fils ne donnait pas une précision notablement plus grande. Les pointes en déclinaison étaient faites au moment même du passage au méridien, et les lectures du cercle se faisaient aux quatre microscopes. Malgré cela, M. Baltermann a pu observer seul et simultanément les deux coordonnées. 2. Pour la réduction, l'azimut de l'instrument a été déterminé au moyen de neuf étoiles circumpolaires dont le Berliner Jahrbuch
au moyen de neuf étoiles circumpolaires dont le Berliner Jahrbuch donne les positions apparentes de cinq jours en cinq jours. Toutefois la position de l'étoile 1 H Dragon a été corrigée de -0",30. Comme l'azimut n'a jamais présenté de variation dans la durée d'une même soirée, il a toujours été supposé constant pendant chaque série. On a emprunté aussi au Berliner Jahrbuch les positions des fondamentales, pour conclure la correction de pendule. Mais la marche diurne de la pendule a ordinairement été déduite des observations courantes, faites à d'autres instruments. Toutefois quand la série avait duré longtemps, comme de sept
Toutefois quand la série avait duré longtemps, comme de sept à neuf heures, cette marche était déduite de la série elle-même. Pour la détermination des étoiles secondaires (Zonensterne), les fondamentales qui ont fourni la correction de pendule étaient choisies dans une zone de 20° à 25' de large : les corrections de pendule des deux bords de cette zone ont présenté une très légère différence systématique, ainsi que cela était déjà arrivé à M. Becker. Les réductions ont été faites avec le plus grand soin; un calcul de vérification a été fait par M. Heuer. 3. Corrections individuelles des étoiles
été fait par M. Heuer. 3. Corrections individuelles des étoiles fondamentales. Une discussion intéressante est celle de l'équation personnelle bien connue qui dépend de la position du corps de l'observateur. En désignant par S la position dans laquelle l'observateur est tourné de manière à avoir les pieds au sud, par N celle où les pieds sont vers le nord, M. Baltermann trouve, en prenant des étoiles zénithales observées chacune en S et en N : Étoiles fondamentales. (S N)a = -108,016 (poids 116,5), (S — N)β = 0,00 (poids m,o). Étoiles secondaires. (S — N)γ = -0",024 (poids 17,1), (S
Étoiles secondaires. (S — N)γ = -0",024 (poids 17,1), (S — N)δ = -0",05 (poids 16,5). Ensemble : (S — N)a= + o",011 ± o",003, (S — N)β = -0",01 ± o",03 (61 étoiles). Les indices a, a indiquent respectivement l'ascension droite et la déclinaison. La différence S N ainsi calculée est donc sensiblement nulle. Mais si l'on ordonne les étoiles considérées suivant la déclinaison, on trouve : Étoile culminant au sud du zénith. (S N)a= -+o",oo1 ± o5, oo3, (S — TV)g = — o", 01 ± o", o3 (38 étoiles; Étoile culminant au nord du zénith. (S —
(38 étoiles; Étoile culminant au nord du zénith. (S — N)a= -+o", 029 ± os, oo5, (S — N)s= o",oo ± o",o5 (a3 étoiles) et le saut se produit au voisinage même du zénith. Les choses se passent donc comme si les étoiles qui culminent au nord du zénith, et qui sont observées dans la position incommode N, paraissaient atteindre les fils un peu plus tard (o",o3). Pour les déclinaisons, la différence "(S — N)g est absolument nulle. 4. Étude de la différence des résultats suivant que l'instrument est cercle à l'Est ou cercle à l'Ouest. Cette différence est aussi
à l'Est ou cercle à l'Ouest. Cette différence est aussi sensiblement nulle. 2. Erreur moyenne des observations individuelles. — Cette erreur varie avec la déclinaison et surtout avec l'éclat des étoiles. En ascension droite, à (supposé exprimé en arc de grand cercle) diminue graduellement de l'horizon sud au pôle; et pour la déclinaison, il ne suit pas de loi; de sorte que M. Battermann peut le supposer constant pour les deux coordonnées, et prendre La variation de s avec la grandeur est plus accusée et résumée dans le Tableau suivant : Grandeurs. Ea. EÕ. Étoiles. Observations. 4,2 à 8,2 ±0,295
: Grandeurs. Ea. EÕ. Étoiles. Observations. 4,2 à 8,2 ±0,295 ±0,31 678 2156 8.3 à 8,9 0, 3 5i 0,31 4 343 8io 9,0 à 9,2 0,376 0,33o 313 728 9,3 à 9,4 0,476 0,354 157 388 9,5 à 9,9 0,590 0,431 120 319 10 à 11 1,10 0,650 27 82 À peine est-il nécessaire de faire observer qu'avec l'ouverture (om, 189) de l'instrument employé, l'observation des étoiles de grandeur 10 à 11 est extrêmement difficile. 6. Réduction spéciale systématique au Catalogue fondamental de l'Astronomische Gesellschaft (Auwers). Cette réduction dépend en général de l'ascension droite et de la déclinaison. Ici,
en général de l'ascension droite et de la déclinaison. Ici, sa variation avec l'ascension droite est comme nulle. Sa variation avec la déclinaison est très faible également, puisque, jusqu'à 20° du pôle, elle ne dépasse jamais os,oi5 et o", t3. 7. Équation dépendant de l'éclat et de l'affaiblissement par les nuages. — La réduction à l'observation d'une étoile de grandeur quelconque m à celle d'une étoile de grandeur 4,0 est la suivante ; Réduction à 4,0 = o",01 (m — 4,0) — o",oi2 (m — 4, o) 2. On voit que le terme au carré est réel et prend même
que le terme au carré est réel et prend même une valeur assez grande dans le cas des étoiles les plus faibles (11,0). 8. Mouvements propres de 229 étoiles. — Sur le nombre d'étoiles observées, il y en a 229 dont on a pu calculer les mouvements propres, et pour chacune d'elles, on donne (p. 21-44) les positions employées, Préalablement ramenées toutes au système A. G. C. M. Battermann estime que ces mouvements propres sont assez exacts pour permettre le calcul des positions précises des étoiles jusqu'à vingt ans en avant ou en arrière. Le reste de ce beau Travail
avant ou en arrière. Le reste de ce beau Travail est divisé en deux Parties, dont la première (p. 45-116) donne, pour les fondamentales, les corrections individuelles conclues de chaque observation, puis, pour les étoiles secondaires, les positions individuelles conclues et ramenées à 1895,0. La seconde Partie (p. 117-156), intitulée Catalogue, donne d'abord : a, les corrections moyennes des fondamentales; puis b, les positions moyennes conclues des 1640 étoiles secondaires, avec la précession, la variation séculaire, le terme du troisième ordre et, souvent, le mouvement propre. Cette seconde Partie, dont beaucoup d'étoiles sont de grandeur 9,0 ou plus faibles, sera
beaucoup d'étoiles sont de grandeur 9,0 ou plus faibles, sera souvent consultée par les observateurs de comètes ou de planètes et leur fournira d'excellentes étoiles de comparaison. Comme on voit, ce nouveau Travail de M. Battermann mérite tous les éloges, et l'on est surpris qu'il ait pu, tout seul, réunir en si peu de temps des observations à la fois aussi nombreuses et aussi exactes. G. B. Dr J. PALISA UND Dr B. BIDSCHOF. — KATALOG VON 1238 STERNKEN HF GRUND DELL IN DEN BANDE 1 UND 11 DER "PUBLICATIONEN DELL V. KLUFFER'SCHEN STERNWARTE IN WIEN OXTAKRING » ENTLÄUTIGEN MERIDIANKREISBESEHACHTUNGEN.
DELL V. KLUFFER'SCHEN STERNWARTE IN WIEN OXTAKRING » ENTLÄUTIGEN MERIDIANKREISBESEHACHTUNGEN. (Extrait du t. LXVII des Nachrichten der Math. Nat. Classe de l'Académie devienne.) Il n'est pas d'astronome qui n'ait senti le besoin d'une sorte de bibliographie de positions stellaires, permettant de savoir rapidement s'il existe ou non des observations précises de telle ou telle étoile. On n'a pas fait, en ce genre, de travail d'ensemble, mais c'est pour répondre à ce vœu que Schjellerup d'abord, puis Romberg, et enfin Kam, avaient catalogué les étoiles dont les positions sont dispersées dans les Astronomische Nachrichten. De son côté, C.-ll.-F. Peters avait fait
les Astronomische Nachrichten. De son côté, C.-ll.-F. Peters avait fait extraire, de diverses sources, des positions stellaires devant former un Catalogue qui donna lieu à un procès retentissant et qui, d'ailleurs, n'a pas encore paru. Pour leur usage particulier, certains astronomes ont indiqué, par exemple, sur des Catalogues comme la B. D., les étoiles dont ils rencontraient les positions précises isolées. C'est ce qu'avait déjà fait M. J. Palisa qui, dans la suite, a trouvé plus commode d'inscrire, sur un système de fiches, les positions ainsi rencontrées et l'indication de la source. En faisant ce travail pour les étoiles contenues
la source. En faisant ce travail pour les étoiles contenues dans les deux premiers volumes des Annales de l'observatoire Kuffner, il s'est trouvé en présence de positions si nombreuses qu'il s'est décidé à en faire, avec M. Bidschof, un petit Catalogue particulier, renfermant le nombre respectable de 1238 étoiles, comprises entre les parallèles de -18° et — 29°. Ce Catalogue donne les positions individuelles de chaque étoile, la Précession, l'époque de chaque observation, le numéro de l'étoile dans B. D. et enfin des remarques. Beaucoup d'étoiles ont été observées au moins deux fois, et le nombre des étoiles faibles est
moins deux fois, et le nombre des étoiles faibles est assez grand. Comme le Catalogue de M. Battermann, celui de M. J. Palisa et F. Bidschof rendra donc des services à tous ceux qui ont besoin de positions précises d'étoiles de comparaison, notamment pour les comètes et les petites planètes. G. B. KLINKERFUES (Dr W. ). — THEORIE ASTRONOMIQUE. DEUXIEME NEUVE BÉARBEITKYE UND VÉRMEIITE AUFLAGE VON Dr H. BUCHHOLZ, Assistant de la royale Sternwarte zu Göttingen. Braunschweig. Druck und Verlag von Friedrich Vieweg und Sohn, 1899. La première édition de l'Œuvre de Klinkerfues a été publiée en 1871, Peu de
l'Œuvre de Klinkerfues a été publiée en 1871, Peu de temps après les livres de Watson (1868) et d'Oppolzer (1870), relatifs au même sujet. Tandis qu'il comprenait quelques Chapitres nouveaux sur le calcul des orbites d'étoiles doubles et des satellites, le calcul des orbites des bolides et des étoiles filantes, il se distinguait par une facture plus personnelle. On peut en voir une analyse détaillée, due à Bruhns, dans le t. VI de l'Vierteljahrschrift der astronomischer Gesellschaft; il semble que Bruhns en eût pu marquer davantage la valeur. Il faut reconnaître que le nouveau manuel, malgré ses 472 pages, était
reconnaître que le nouveau manuel, malgré ses 472 pages, était dénué des Tables numériques facilitant les calculs et que les errata y étaient glissés en nombre. L'Université de Göttingue, à la tête de laquelle se trouve le professeur Félix Klein, a voulu rendre hommage à l'ancien directeur de l'observatoire de cette ville : elle a confié le soin d'une seconde édition au Dr H. Buchholz, qui paraît n'avoir rien épargné, tout en respectant le texte de Klinkerfues, pour rendre l'Œuvre aussi complète que possible; il en est résulté un énorme volume édité avec luxe. Le Dr H. Buchholz explique dans
volume édité avec luxe. Le Dr H. Buchholz explique dans la Préface de la seconde édition qu'il a cru devoir donner aux problèmes généraux et préliminaires un développement en rapport avec ce qu'on trouve dans le Traité d'Oppolzer. On peut différer d'avis sur ce point; et le Dr H. Buchholz reconnaît lui-même que le développement des formules de précession et de nutation appartient plutôt à la Mécanique céleste qu'à ce qu'on est convenu d'appeler l'Astronomie théorique; mais en augmentant le texte primitif de compléments et de Tables (cf la Table IX de l'appendice) sur les orbites presque paraboliques, de remarques
IX de l'appendice) sur les orbites presque paraboliques, de remarques générales sur l'interpolation et le calcul des éphémérides ainsi que sur leur comparaison avec les observations, compléments dus au Dr Ebert, l'auteur a été bien inspiré. A noter aussi le Chapitre de la parallaxe pour lequel ont été utilisées des indications fournies par le professeur Bauschinger, directeur du Rechen-Institut, à Berlin. Forcément le défaut de proportion se fait sentir entre les Chapitres de Klinkerfues et ceux de la nouvelle édition : par exemple, le théorème général de Lambert mériterait plus de place dans cette Section des Préliminaires. Les sections suivantes
de place dans cette Section des Préliminaires. Les sections suivantes II, III, IV et V reproduisent le texte de Klinkerfues; il y a seulement à signaler comme addition un exposé assez détaillé (46 pages) de la méthode de Gibbs pour calculer une orbite elliptique d'après trois observations complètes. Rappelons la manière personnelle à Klinkerfues : pour lui le point central est le théorème de Lambert, qui lie le grand axe à deux distances de l'astre à la Terre; de ces deux distances supposées connues résultent aussitôt les coordonnées rectangulaires des deux lieux héliocentriques rapportées de préférence à l'équateur, et de
deux lieux héliocentriques rapportées de préférence à l'équateur, et de ces coordonnées un calcul fort simple tire aussi les constantes de Gauss utiles pour la construction d'une éphéméride ainsi que les éléments définissant la position de l'orbite. Même dans le cas de la détermination des orbites elliptiques, pour lesquelles les méthodes au fond peu différentes de Gauss, Encke, Hansen, semblent n'avoir aucun parti à tirer du théorème de Lambert, Klinkerfues y revient avec insistance. Pour l'exposé de la méthode vectorielle de Gibbs, le Dr Buchholz a eu à sa disposition les leçons du professeur Schur, de Göttingen, sur le calcul
les leçons du professeur Schur, de Göttingen, sur le calcul des orbites, ainsi que des Notes communiquées par M. Gibbs lui-même. Contentons-nous ici de dire que par l'introduction des trois rayons vecteurs, correspondant aux trois dates des observations, on peut avoir les rapports des aires triangulaires en tenant compte des termes du quatrième ordre, sans que ce progrès soit acheté au prix d'une grande complication. Dans les procédés dus à Gauss, Encke, Hansen, et plus récemment à Oppolzer, les approximations ne portent essentiellement que sur un ou deux éléments (distance géocentrique dans l'observation intermédiaire, ou distances géocentriques aux dates extrêmes),
géocentrique dans l'observation intermédiaire, ou distances géocentriques aux dates extrêmes), mais on ne tient pas compte de termes d'ordre aussi élevé que dans la méthode vectorielle. Deux applications sont présentées l'une, à la petite planète Cérès, exemple traité par Gauss et depuis par Oppolzer, l'autre à une comète de Swift (1880 V), pour laquelle MM. Phillips et Beebe ont utilisé naguère la méthode de Gibbs. Dans le cas du calcul d'une orbite elliptique, on introduit pour la première approximation l'hypothèse d'une orbite circulaire; pour les orbites paraboliques on admet, sans donner d'explications, l'égalité des distances géocentriques. Viennent après un Chapitre