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méthode de Gauss. La comparaison avec les valeurs publiées par Le Verrier et Newcomb est satisfaisante. Safford (T.-II.). Sur l'équation personnelle dépendant de la grandeur. Le professeur Bauschinger, dans le tome 11 des Nouvelles Annales de l'observatoire de Munich, a donné les résultats d'une série d'expériences faites avec des écrans, et conclu que ses observations (à l'œil et à l'oreille) n'indiquent pas une erreur de ce genre qui soit notable. Mais l'examen des séries particulières a montré à M. Safford que, pour M. Bauschinger comme pour le professeur Auwers et Argelander, les étoiles relativement faibles sont observées trop tôt. Schaeberle
Argelander, les étoiles relativement faibles sont observées trop tôt. Schaeberle (J.-M.). Théorie générale de l'aberration dans le plan focal d'un réflecteur parabolique (avec figures). Dans cet article, qui peut être regardé comme complétant celui inséré dans le n° 413 de l'Astr. Journal, l'Auteur donne les expressions générales et rigoureuses des coordonnées de la trace sur le plan focal d'un rayon quelconque qui s'est réfléchi en un point arbitraire de la surface parabolique. Les résultats, qui diffèrent de ceux publiés jusqu'ici, sont illustrés par plusieurs figures représentant les images produites par la réflexion d'un faisceau de rayons parallèles inclinés de 30°
la réflexion d'un faisceau de rayons parallèles inclinés de 30° sur l'axe optique et tombant sur une zone annulaire d'une certaine ouverture. Comme conclusion pratique, à la suite d'expériences faites avec différents types de réflecteurs à l'observatoire Lick, M. Schaeberle estime que, pour des miroirs de grande ouverture angulaire, la forme de Cassegrain est à préférer quand il s'agit d'obtenir à grande échelle des représentations photographiques de régions célestes ne dépassant guère deux minutes d'arc en diamètre. Plummer (H.-C.). — Sur les images des étoiles formées par un réflecteur parabolique. L'objet de l'Auteur est analogue à celui de M. Schaeberle
L'objet de l'Auteur est analogue à celui de M. Schaeberle : trouver, pour des rayons ne rencontrant pas l'axe, la forme approchée de l'image d'une étoile et estimer la répartition de l'intensité. Les conclusions théoriques sont assez conformes, dit en terminant M. Plummer, aux résultats obtenus par M. Isaac Roberts avec son réflecteur photographique. Barnard (E.-E.). Observations, avec le grand réfracteur de l'observatoire Yerkes, des compagnons de Procyon et de J3 883. Le compagnon de Procyon est un objet relativement facile avec le grand réfracteur. Barnard (E.-E.). — Mesures du satellite de Neptune avec le même réfracteur. Remarques sur cet
satellite de Neptune avec le même réfracteur. Remarques sur cet instrument. M. Barnard parle d'abord de la grande lunette qui, lorsque les conditions atmosphériques sont bonnes, est l'instrument le plus satisfaisant qu'il a eu jusqu'ici, avec ses accessoires variés parmi lesquels il faut citer le brise-vent. Sans celui-ci, les mesures micrométriques seraient souvent difficiles. L'instrument est d'une stabilité tout à fait remarquable. Les premières fois qu'on s'en servit, raconte M. Barnard, les images des étoiles avaient des queues. Cette circonstance tenait à ce que des araignées avaient tendu leurs fils à l'intérieur du tube. La série des mesures du satellite
à l'intérieur du tube. La série des mesures du satellite de Neptune ne comprend pas moins de 51 observations; elles complètent les séries déjà publiées par M. Barnard. M. Barnard termine en annonçant qu'il s'occupe de déterminer les parallaxes de quelques nébuleuses et de mesurer l'amas Messier 5. Aitken (R.-G.). — Mesures du satellite V de Jupiter. Elles ont été obtenues en insérant aussi près que possible du foyer de l'oculaire une petite lame de verre enfumé que l'image de Jupiter déborde légèrement. Porter (J.-G.). Mouvement propre de l'étoile 1771 Groombridge. Cette étoile, qui porte le n° 438 dans le
Groombridge. Cette étoile, qui porte le n° 438 dans le Fundamental Catalog d'Argelander, a comme mouvements propres +0,ooo et -0,027. La valeur adoptée pour l'année était -0,083. Moulton (F.-R.). Théorie de l'influence d'un milieu résistant sur des corps se mouvant dans des orbites paraboliques. Cette théorie a son point de départ dans les équations différentielles pour la variation des éléments; l'anomalie vraie est prise comme variable indépendante. Application est faite, d'une manière très sommaire, à la grande comète de 1882. Morgan (E.-P.). — Observations d'étoiles doubles, faites avec le réfracteur de 26 pouces de l'observatoire McCormick. See (T.-J.-J.). — Mesures
de 26 pouces de l'observatoire McCormick. See (T.-J.-J.). — Mesures du satellite V de Jupiter, faites avec le réfracteur de 24 pouces de l'observatoire Lowell. Quelques mesures faites comme essais, à la demande de M. Barnard. See (T.-J.-J.). Recherches sur le système de Procyon. Article intéressant contenant l'historique des recherches sur ce système depuis le temps de Bessel. À la suite de sa découverte des irrégularités dans le mouvement de Sirius, Bessel était persuadé (comme l'indique un passage d'une lettre à Humboldt) que Sirius et aussi Procyon formaient réellement des systèmes binaires, l'une des étoiles de chaque système étant visible,
systèmes binaires, l'une des étoiles de chaque système étant visible, l'autre invisible. Il n'y avait pas de motif, suivant lui, pour regarder l'éclat comme une qualité essentielle des corps célestes. Le fait de la visibilité d'un nombre immense d'étoiles n'est pas un argument contre l'invisibilité d'une multitude d'autres. Le Dr Auwers, en 1862, a repris la discussion des observations de Procyon, et il est arrivé à fixer la période de 40 ans environ, d'après l'ensemble des observations méridiennes. Dans l'intervalle, de 1851 à 1890, O. Struve rapporta, par des mesures micrométriques, Procyon à deux étoiles voisines. Le compagnon a été
micrométriques, Procyon à deux étoiles voisines. Le compagnon a été finalement découvert par M. Schaeberle, en 1896, après avoir été vainement cherché par M. Burnham, en 1888 et 1890. En supposant fixes dans l'espace les étoiles de O. Struve, M. See conclut graphiquement la trajectoire du centre de gravité du système et les positions relatives de Procyon. Comme éléments de l'orbite de Procyon autour du centre de gravité, il trouve : P = 40 ans, a = 0,94; le passage au périastre a eu lieu en 1891,0, ce qui explique que M. Burnham a été dans l'impossibilité de voir le
que M. Burnham a été dans l'impossibilité de voir le compagnon. D'après la valeur de la parallaxe trouvée par Elkin : 0,266 ± 0,047, la somme des masses des deux composantes vaut à peu près 6 fois celle du Soleil. L'éclat intrinsèque du système est inférieur à celui de Sirius. Wilczynski (E.-J.). — Théorie du mouvement des taches de Jupiter. L'Auteur utilise pour ce problème les équations contenues dans sa thèse (Bulletin, XV, 365). Il cherche à rendre compte des oscillations de la durée de rotation de la grande tache rouge. Hall (A.). L'orbite du satellite de Neptune. L'éminent Auteur
rouge. Hall (A.). L'orbite du satellite de Neptune. L'éminent Auteur a corrigé les éléments calculés par lui en 1883, d'après la belle série d'observations de M. Barnard (A. J., n° 436). Il a employé dans ce but les formules de Marsch, qui possèdent plusieurs avantages. La résolution des équations de condition fournit, avec les corrections des éléments, le mouvement du plan de l'orbite que Tisserand et Newcomb ont expliqué par l'influence de l'aplatissement de la planète. L'orbite apparente du satellite devient plus ouverte, et il est important de multiplier les observations. Douglass (A. -E.). Sur la période de rotation du
observations. Douglass (A. -E.). Sur la période de rotation du premier satellite de Jupiter. L'Auteur entre dans quelques détails sur le mode de comparaison de l'image du satellite avec une série de disques elliptiques. On peut ainsi apprécient les changements de forme du satellite, d'abord remarqués, en 1892, à Arequipa, par M. W.-H. Pickering. M. Douglass retrouve le nombre 12h26' qu'il a obtenu antérieurement. Celui du professeur Pickering est d'une demi-heure plus grand. Il s'agit évidemment d'observations où le jugement de l'observateur a une grande influence. Chessin (A. -S.). — Sur le développement de la fonction perturbatrice suivant les anomalies
Sur le développement de la fonction perturbatrice suivant les anomalies moyennes. L'objet de l'Auteur est d'arriver, quand il s'agit des anomalies moyennes, à une simplification comparable à celle qu'il a fait connaître dans le cas du développement effectué suivant les anomalies excentriques (A. J., n° 332) : le calcul des coefficients p;m;n; dépendant des quatre indices m, n, m', n', est ramené à celui de combinaisons linéaires de coefficients P;m; dépendant de deux indices seulement. Quelques applications montrent bien la simplification obtenue par M. Chessin. Atkins (J. -Cr.). — Observations des satellites d'Uranus à l'observatoire Lick, en 1898, de mars
des satellites d'Uranus à l'observatoire Lick, en 1898, de mars à juillet. Porter (J. -G.). Mouvement propre de DM + 18°, 3423 et + 18°, 3424. La première a un mouvement propre notable : -0.036' et —0.021'; mais celui de la seconde est insensible, contrairement à ce qui est indiqué dans le Catalogue de l'Astr. Gesell. Brown (S. -E.). Observations de Titan et de Japet. Déduction de la masse de Saturne. L'Auteur s'est proposé d'obtenir une nouvelle valeur de la masse de Saturne au moyen des mesures différentielles des satellites Titan et Japet, en premier lieu. Il a suivi d'une
Titan et Japet, en premier lieu. Il a suivi d'une manière générale la marche de H. Struve (Supplément 1 aux observations de Poulkovo, 1888) et utilisé le même instrument et les mêmes dispositifs que M. Asaph Hall, dont les recherches donnaient pour l'inverse de la masse des nombres relativement faibles. Les nombres obtenus sont intermédiaires entre les plus grandes et les plus petites valeurs. M. Brown termine en montrant combien les résultats sont influencés par les erreurs personnelles quand on détermine les différences d'ascension droite par des passages. On ne peut donc accorder plus de confiance aux valeurs de la
peut donc accorder plus de confiance aux valeurs de la masse déduites des satellites qu'à celles fournies par la théorie des perturbations. Chandler (S. -C.). — Détermination de la constante d'aberration d'après les ascensions droites des circonflexes. La détermination de la constante d'aberration se fait plus directement par d'autres procédés, surtout depuis que la connaissance approchée de la variation de la latitude permet de compléter les méthodes usuelles. Toutefois M. Chandler a voulu reprendre la discussion des observations d'ascensions droites faites à Poulkovo. Dans ce but, et pour mieux séparer les variations dues à l'illumination du champ ou au sens
les variations dues à l'illumination du champ ou au sens du mouvement de l'astre, les observations sont partagées en deux portions : celles de janvier à juin et de juillet à décembre; les observations ont lieu alors soit pendant le jour, soit pendant la nuit ou le crépuscule ; l'effet de l'aberration sur les ascensions droites est maximum ou minimum suivant le cas. A côté des valeurs trouvées par M. Chandler pour la constante, on a mis les résultats des discussions de Lindhagen et Nyrén, où il n'est pas fait de partage suivant les mois. Constante d'aberration. Observateurs. Calculateurs, Constante,
de partage suivant les mois. Constante d'aberration. Observateurs. Calculateurs, Constante, Calculateurs. Constante. Schweizer, Chandler 20,578 Lindhagen 20,498 Wagner (œil et oreille) 20,506 Nyrén 20,478 Wagner (chronographe). 20,529 Nyrén 20,489 On trouve que pour toutes les séries l'ascension droite de la Polaire est plus forte, pour la première portion de l'année, de 0,05" 18 en moyenne. M. Chandler montre par un exemple que l'on serait conduit à une erreur en voulant traiter en bloc une série d'observations affectées d'une erreur périodique diurne. Kurl Laves. Les dix intégrales du problème des n corps en supposant que les forces dépendent des coordonnées et
corps en supposant que les forces dépendent des coordonnées et des dérivées premières et secondes. Les forces dont il s'agit doivent encore donner naissance à un potentiel effectif W, dans le sens indiqué par C. Neumann dans son Ouvrage Allgemeine Untersuchungen über das Newtonsche Princip der Fernwirkungen (voir aussi le Vierteljahrsschrift der A. G., XXXI, 187-191). L'Auteur s'occupe successivement du mouvement du centre de gravité, des intégrales curaires, de l'intégration des équations différentielles du problème des deux corps. Enfin applications sont faites aux lois de Weber, Riemann et Clausius. Chemin faisant l'auteur rappelle les résultats obtenus par Tisserand (t. IV,
faisant l'auteur rappelle les résultats obtenus par Tisserand (t. IV, p. 504-508). Chandler (S. -C.). -— Comparaison de la théorie du mouvement du pôle terrestre avec les observations (no 446, 7 pages avec diagrammes ). Voir Bulletin, t. XVI, p. 71 et suivantes. Barnard (E. -E.). — Mesures micrométriques d'étoiles doubles faites à l'observatoire Lick avec le grand réfracteur. Les couples observés sont presque tous très serrés; pour quelques-uns la distance descend à 0", 1. Morgan (H. -R.) et Stone (C.). — Observations des satellites de Saturne, faites avec le réfracteur de 26 pouces de l'observatoire McCormick. Mesures micrométriques par
réfracteur de 26 pouces de l'observatoire McCormick. Mesures micrométriques par angles de position et distances, les satellites étant pris deux à deux. Schwyzer (E. -F.). — Une nouvelle variable du type d'Algol. Il s'agit de l'étoile DM + 1203557. La période est de 2i,12in. Lewis Boss. — Étoiles fondamentales australes, par -20° et au-delà. Il y a quelques années, M. Boss, en vue de former une liste d'étoiles fondamentales et d'étoiles auxiliaires entre −220 et −60°, s'est proposé de prolonger le système des positions d'étoiles de l'éphéméride américaine jusqu'au pôle Sud. Comme on le sait, les ascensions droites dans ce
Sud. Comme on le sait, les ascensions droites dans ce système dépendent du Catalogue de Newcomb : Standard and Zodiacal Stars, tandis que les déclinaisons sont empruntées à l'Ouvrage : Declinations of fixed Stars de l'Auteur. L'objet de M. Boss était, en fait, de construire un Catalogue fondamental pour la région australe tel qu'il fournit au moyen de mesures différentielles les mêmes résultats que des instruments fonctionnant dans des conditions idéales en utilisant les étoiles équatoriales de l'éphéméride américaine. La construction d'un tel Catalogue réclame une série d'approximations, par le moyen desquelles les corrections systématiques des Catalogues individuels et les
moyen desquelles les corrections systématiques des Catalogues individuels et les positions cherchées des étoiles sont déterminées, comme au moyen d'équations simultanées. À l'égard des corrections systématiques, on suppose qu'elles s'expriment en fonction de Δλ et Δδ pour la déclinaison et de Δα et Δa pour l'ascension droite; que ces dernières peuvent être représentées sous la forme a sin x + b cos x, les précédentes pouvant dépendre de la déclinaison ou suivre une loi plus compliquée. Le cycle annuel de la température suggère la possibilité des erreurs de la forme a sin (x + b cos x); la variation de
a sin (x + b cos x); la variation de latitude donne naissance à un terme de cette forme dans Δa; beaucoup de petites erreurs dans les anciens Catalogues, dues à l'incertitude des constantes de réduction, sont de cette forme; d'autres sources d'erreur peuvent produire à peu près cette forme. En fait, M. Boss a trouvé, d'ordinaire, qu'après l'application des corrections Δα et Δa de cette forme, les résidus sont relativement petits et ne suivent aucune loi. Comme pour presque tous les Catalogues d'étoiles australes, il y a un nombre suffisant d'observations portant sur les régions équatoriales entre −20° et
suffisant d'observations portant sur les régions équatoriales entre −20° et +30°, les corrections de la forme Δα et Δa peuvent facilement être déterminées. Il reste à obtenir Δλ et Δδ entre les limites 20° et −90°. À l'égard de Δλ, M. Boss, sauf dans deux cas spéciaux, commence par le supposer constant (correction de l'équinoxe adoptée), pour le combiner ensuite avec le Δα conclu, comme on vient de le dire, des étoiles équatoriales. La correction Δδ, elle, ne saurait être regardée comme constante; elle provient des erreurs de réfraction, de flexion, On peut admettre qu'elle varie uniformément de l'équateur au
flexion, On peut admettre qu'elle varie uniformément de l'équateur au pôle. La comparaison des positions avec l'éphéméride américaine donne la valeur à l'équateur; d'autre part, Δδ est nul au pôle si la latitude a été conclue des passages supérieurs et inférieurs de circonférieux. On a ainsi une première approximation des corrections systématiques cherchées; par leur moyen, on obtient la base du système normal en combinant les treize Catalogues utilisés qui donnent les positions de 114 étoiles. Ensuite, on passe à une seconde approximation pour les valeurs de Δλ et Δδ par la comparaison des Catalogues avec le nouveau Catalogue fondamental.
par la comparaison des Catalogues avec le nouveau Catalogue fondamental. On a utilisé à ce moment les positions de Bradley (1755), Piazzi (1800), Brisbane (1825), Taylor (1835), corrigées des valeurs préliminaires de Δα et Δδ ainsi que de Δα et Δa déterminées par la comparaison avec les étoiles équatoriales. Alors le Catalogue fondamental austral a été étendu à 297 étoiles; ce dernier Catalogue, dans lequel 179 étoiles ont été choisies et leurs positions publiées dans le présent article, a servi de base à une révision finale des corrections systématiques. Après cet exposé général, M. Boss aborde les différents points. Pour
cet exposé général, M. Boss aborde les différents points. Pour les ascensions droites, les recherches citées du professeur Newcomb ne laissent rien à désirer : les positions des étoiles paraissent tout à fait affranchies des erreurs Δα; la correction de l'équinoxe est faible et, en tout cas, d'une application facile. M. Newcomb n'a examiné qu'en passant les erreurs Δλ. M. Boss montre ensuite que la base de la discussion pour les déclinaisons, excellente il y a une vingtaine d'années, répond encore aux exigences de la Science. Pour cela, comme dans le cas des ascensions droites, il recherche les corrections résultant
le cas des ascensions droites, il recherche les corrections résultant des séries plus anciennes ou plus récentes ayant fourni des déterminations réellement indépendantes. En principe, l'adoption de certaines constantes pour la réfraction empêche les séries d'être indépendantes. Mais si l'on a deux séries contemporaines de déclinaisons d'étoiles dans les deux hémisphères (point sur lequel le regretté Yvon Villarceau a beaucoup insisté naguère), bien que chacune ne soit pas isolément indépendante de la détermination de la réfraction, la comparaison des deux séries offre un excellent moyen pour obtenir la correction systématique de la réfraction dans chaque observatoire, d'autant meilleur que les
de la réfraction dans chaque observatoire, d'autant meilleur que les mesures de distances zénithales ont été mieux purgées des erreurs instrumentales. Un exemple de ce mode de comparaison se trouve aux pages 66-68 de l'Œuvre de l'Auteur Declinations of Fixed Stars, où les déclinaisons de Washington (1866-1869) sont comparées avec le Catalogue de Melbourne pour 1870. Un autre exemple est à citer dans l'Introduction du Catalogue du Cap pour 1885, où le Dr Gill a discuté la question de savoir si la flexion pour les observations du Cap comprend un terme sensible de la forme b cos z. Bien entendu,
terme sensible de la forme b cos z. Bien entendu, il faut admettre que les erreurs de graduation des cercles sont bien déterminées; mais tel est le cas à Greenwich et au Cap. M. Boss estime qu'une telle combinaison du travail de deux observatoires fournit sur les déclinaisons des étoiles principales des données dignes de confiance, comparables pour leur importance à ce qu'on obtiendrait dans le cas idéal de deux instruments identiques et interchangeables. M. Boss a encore utilisé de la même manière les Catalogues annuels récents de l'observatoire du Cap combinés avec le Catalogue inédit de Greenwich pour 1890.
Cap combinés avec le Catalogue inédit de Greenwich pour 1890. Quelques nombres sont utiles à citer. Partant de la latitude -33°56'3", 54 du cercle méridien du Cap, résultant tant des observations faites au Cap que des déterminations de distances zénithales à Poulkovo, négligeant la variation séculaire de la latitude, admettant comme correction de flexion pour l'instrument du Cap : -0", 34 sinz, il y a à appliquer la correction -0", 34 -0", 30 sin-5 aux déclinaisons publiées de 1886 et 1891. Les déclinaisons ainsi corrigées sont comparées avec le Catalogue fondamental de Boss, qui sera désigné par A. E. (American
fondamental de Boss, qui sera désigné par A. E. (American Ephemeris) pour abréger. Vient ensuite une comparaison analogue du Catalogue décennal de Greenwich pour 1890 avec A. E. faite par l'Astronome royal (Monthly Notices, avril 1898). De là est facilement déduite une comparaison des deux Catalogues contenue dans le tableau suivant. La seconde colonne : obs. contient les nombres résultant directement de la comparaison ; la dernière colonne : corr. montre ces nombres corrigés des effets de la correction systématique de réfraction. Greenwich 1890. Cap 1889s G C. G. C. (Q. Observ. Corr. (J). Observ. Corr. -27 .-0,32 -0,12 h-25
(Q. Observ. Corr. (J). Observ. Corr. -27 .-0,32 -0,12 h-25 -0,09 -1-0,14 -23 -0,45 -0,30 +35 -0,07 +0,13 -15 -0,15 -0,02 -1-42 -0,35 -0,06 + 5 -0,05 +0,06 +46 -0,599 -0,661 + 5 -0,08 -(-0,04 +48 -1,01 -0,54 -1-13 -0,09 +0,04 Les réfractions de Bessel ont été employées pour calculer les réfractions dans chaque observatoire. Les nombres de la dernière colonne répondent à des diminutions respectives des corrections des réfractions moyennes de 0,0011 au Cap et de 0,0006 à Greenwich conjointement avec un changement de 0", 03 dans la latitude de Greenwich. Les corrections sont donc très petites, sauf pour
de Greenwich. Les corrections sont donc très petites, sauf pour de grandes distances zénithales. M. Boss compare ensuite le système A. E. aux déclinaisons du Catalogue de Poulkovo pour 1885 et aux déclinaisons corrigées (pour les réfractions) des deux derniers Catalogues de Greenwich et des deux derniers Catalogues du Cap. Excepté dans la zone + 20° à + 10°, il n'y a pas indice de différence systématique. Quant à la correction de la forme AS~, les cinq catalogues mentionnés montrent qu'elle devait être très faible pour A. E. en 1886. M. Boss remarque: en passant, qu'il serait fort utile de
M. Boss remarque: en passant, qu'il serait fort utile de pouvoir combiner des observations australes faites dans des observatoires opposés en longitude avec les observatoires d'Europe : une telle combinaison éliminerait les termes de àax qui proviennent de la variation de latitude. M. Boss compare aussi le système A. E. avec les observations de doubles distances zénithales faites par Pond de 1825 à 1848, déjà examinées par le Dr Chandler (Astr. Journ., n° 364) : les corrections Aaa sont fort petites, et il y a lieu de croire que pour 1832 elles sont encore plus petites que ne l'indiqué le
1832 elles sont encore plus petites que ne l'indiqué le Dr Chandler; de sorte que le système A. E. est vérifié pour 1832. M. Boss discute enfin la valeur de la correction applicable, d'après le professeur Newcomb (Fundamental Constants, p. 89), aux déclinaisons des étoiles équatoriales du système A. E. et résultant de la discussion des cinq premières grosses planètes. D'abord la position des observatoires, par de hautes latitudes boréales, empêche d'avoir de bonnes réfractions, les distances zénithales étant grandes; il y a aussi la difficulté reconnue de bien pointer les planètes ; à supposer même que la correction déduite