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plus récentes de Bamberg, en 1890-1894-1899, avec le grand héliomètre de Repsold. Aplatissements respectifs : 815 et Gledhill (.). — Observations de Mars faites à l'observatoire de M. Crossley. Avec une Note sur une projection vue près du terminateur. L'Astronome Royal. — Observations photographiques du satellite de Neptune (février et mars 1899) avec le réfracteur et le réflecteur de l'équatorial Thompson. L'Astronome Royal a fait bien ressortir, à la séance du 12 mai, l'intérêt qui s'attachait à ces procédés de mesure donnant l'angle de position et la distance du satellite, avec moins de peine et plus de précision peut-être que
avec moins de peine et plus de précision peut-être que les mesures visuelles. Plus haut on a lu le succès d'expériences analogues dans le cas de la planète Eros et de quelques comètes. Antoniadi (E.-M.). Sur la constitution de l'anneau de crêpe de Saturne (p. 498 et 586). L'hypothèse d'un anneau sombre autour de Saturne ne serait pas nécessaire. Les phénomènes pourraient tout aussi bien s'expliquer en admettant que l'anneau intérieur est formé de particules ayant même pouvoir réflecteur que les particules des autres anneaux, mais une densité différente. Sidgwick (Rev. W.) — Sur les spectres de ? Cassiopée et
(Rev. W.) — Sur les spectres de ? Cassiopée et de » Baleine (p. 505-51 ). Étude détaillée des raies de l'hydrogène dans les deux spectres. Belle reproduction du spectre de ? Cassiopée. Pio (D.-A.). Longitude obtenue par les culminations de la Lune. Ce travail, présenté à la séance du 12 mai, a provoqué des remarques intéressantes. M. Turner dit que, dans son opinion, le meilleur mode de détermination de la longitude, en l'absence du télégraphe, est fourni par la photographie, qui permet de rapporter la position de la Lune à plusieurs étoiles. Il mentionne les premiers essais du Dr
à plusieurs étoiles. Il mentionne les premiers essais du Dr Schlichter et ceux plus récents du Cap. Hills comme très dignes d'attention et donnant des résultats bien supérieurs aux observations visuelles : mesures des hauteurs égales ou autres procédés. Roberts (A.W.). — Erreur dans les estimations des grandeurs des étoiles due à leur position relative. L'auteur a voulu confirmer ses résultats antérieurs (Monthly Notices, t. 47, Bull." t. XV, 158) en ne se servant que des observations à l'œil nu. L'inégalité précédemment indiquée ayant, pour expression R cos (6 — 32°), est bien vérifiée : R atteint 0,58, presque une
32°), est bien vérifiée : R atteint 0,58, presque une grandeur. A la séance du 9 juin, M. Seabroke a fait la remarque que les deux étoiles considérées par M. Roberts étant à une distance de 10° à 120, il fallait sans doute mouvoir le globe de l'œil pour passer de l'une à l'autre. Links (A.-R.). — Sur la construction et l'usage des réseaux. L'auteur trouve avantageux d'avoir des traits assez larges (0,02 m) et de faire l'impression du réseau sur la plaque sans les mettre en contact. Young (A.-E.). Formules de réduction des distances zénithales des étoiles. Compléments ajoutés
Formules de réduction des distances zénithales des étoiles. Compléments ajoutés aux formules de Chauvenet. Keeler (J.-E.). Petites nébuleuses découvertes avec le réflecteur Crossley, à l'Observatoire Lick. Trouvées sur les plaques après trois ou quatre heures de pose, elles étaient à peine perceptibles dans le 36 pouces. Ce réflecteur a déjà donné de très bons résultats. Il a été primitivement utilisé par le Dr Common. Robinson (W.-El.). — Sur la description de la nébuleuse N. G. C. 6535. Stoney (G.-J.) et Downing (A .-J.W.). Éphémérides en vue de faciliter la photographie de l'essaim des Léonides avant et après le maximum en
de l'essaim des Léonides avant et après le maximum en 1899. L'époque du maximum, en 1899, coïncidant avec la pleine Lune, et M. Isaac Roberts désirant continuer ses tentatives en vue de la photographie de l'essaim, les auteurs ont voulu faciliter sa tâche. Downing (A .-M.-W.). Comparaison des Tables de Le Verrier avec les Tables de Newcomb, en ce qui concerne les planètes Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne, pour 1901. Walker (A.-J.). — Notice sur la position géographique de l'Observatoire de l'Université, à Oxford. Hills (Cap. G.-H.). — Sur la distorsion optique d'une lentille photographique. L'auteur, qui a eu
la distorsion optique d'une lentille photographique. L'auteur, qui a eu à s'occuper de ce sujet, à propos de la détermination des longitudes par la photographie (Memoirs R. A. S., t. LVI), montre comment les traînées laissées par les étoiles permettent d'évaluer la distorsion. Cette méthode a été employée depuis par M. Turner. On n'a pas cité, pour abréger, quelques mesures de position de planètes et de comètes, ainsi que les multiples éphémérides construites, sur le plan de celles du regretté Marth, par M. A.-C.-D. Crommelin, pour les observations physiques des planètes et de la Lune. O. C. QUESTION D'ASTRONOMIE, MISE
planètes et de la Lune. O. C. QUESTION D'ASTRONOMIE, MISE AU CONCOURS POUR 1900, PAR L'ACADÉMIE ROYALE DES SCIENCES ET DES LETTRES DE DANEMARK. Depuis longtemps les trajectoires elliptiques de Képler ne sont regardées que comme des approximations représentant seulement pour des espaces de temps peu étendus les vérités mouvements des planètes, et il n'y a guère de chances pour obtenir sous peu une solution du problème des trois corps qui puisse offrir, sous une forme convenable, des perfectionnements essentiels. Toutefois, ce n'est que tout récemment que l'idée de trajectoires intermédiaires a été émise par Gyldén, et leur but ne
intermédiaires a été émise par Gyldén, et leur but ne semble pas avoir précisément été de donner des formules d'interpolation absolument exactes pour une étendue de temps un peu supérieure à celle à laquelle sont applicables les trajectoires képlériennes. Pour cela, les formules proposées ne se rattachent pas d'assez près à celles de Képler, et le nombre des constantes arbitraires qu'elles mettent à notre disposition ne s'augmente pas dans une mesure remarquable. D'autre part, les trajectoires qu'on peut déduire d'équations différentielles de la forme où f représente soit l'une des coordonnées rectangulaires héliocentriques du corps céleste, soit le temps, soit
coordonnées rectangulaires héliocentriques du corps céleste, soit le temps, soit même, si l'on veut, le rayon vecteur, tandis qu'on peut caractériser u comme l'anomalie excentrique, ces trajectoires, disons-nous, semblent offrir la chance de pouvoir, dans certaines conditions et dans certains cas de mouvements perturbés, servir de formules d'interpolation plus exactes. Quoi qu'il en soit, elles présentent l'avantage d'admettre un redoublement du nombre des constantes arbitraires, sans qu'on ait à abandonner le type des trajectoires képlériennes. L'Académie propose donc sa médaille d'or comme Prix pour : Une élaboration complète du système des formules servant au calcul des trajectoires intermédiaires déterminées par
des formules servant au calcul des trajectoires intermédiaires déterminées par les équations différentielles en question; et son application à un cas de mouvement quelconque, celui de la Lune par exemple, ou celui d'une des petites planètes, depuis une opposition jusqu'à la suivante, ou encore d'une comète se trouvant très approchée d'une planète, bref, à un cas pouvant éclaircir l'utilité et la portée de la méthode signalée. Les Mémoires accompagnés d'une devise doivent être adressés, avant la fin d'octobre 1901, à M. H.-G. Zeuthen, secrétaire de l'Académie. La médaille d'or de l'Académie a une valeur de 320 couronnes. VINGT-CINQUIÈME RAPPORT ANNUEL
l'Académie a une valeur de 320 couronnes. VINGT-CINQUIÈME RAPPORT ANNUEL DU PROFESSEUR Savilian D'ASTRONOMIE A LA COMMISSION DE VISITE DE L'OBSERVATOIRE DE L'UNIVERSITÉ D'OXFORD, POUR 1899-1900. Le professeur Turner rappelle d'abord quelques détails historiques intéressants relatifs au développement de l'Astronomie d'observation à Oxford. Il paraît que la fondation de l'Observatoire de Greenwich est due en grande partie à l'influence du professeur Savilian d'alors, Sir Christophe Wren. L'Observatoire Radcliffe fut construit en 1772, conformément à la demande du professeur Savilian, D.7 Hornsby. En 1839 les deux fonctions de directeur et de professeur Savilian furent rendues distinctes. C'est grâce à l'insistance du
professeur Savilian furent rendues distinctes. C'est grâce à l'insistance du Rév. Charles Pritchard, en 1873, que l'observatoire de l'Université a été enfin établi. Il a pris une place honorable dans la Science par les travaux concernant la photométrie (Uranometria Nova Oxoniensis), la détermination des parallaxes stellaires et enfin sa participation à la Carte internationale du Ciel. C'est ce travail qui occupe exclusivement l'observatoire d'Oxford depuis plusieurs années. Sur les 1180 plaques exigées, grâce à une allocation annuelle de 758 livres sterling par an, 736 plaques sont mesurées dont 705 complètement réduites. Quatre micromètres astrophysiques ont été constamment employés, deux à
réduites. Quatre micromètres astrophysiques ont été constamment employés, deux à l'Observatoire même; deux autres sont prêtés au dehors; l'un à M. T.-J. Moore, l'autre à M. S.-A. Saunders, qui a entrepris de mesurer des photographies lunaires de MM. Lœwy et Puiseux. M. Turner espérait que la tâche dévolue à l'Observatoire d'Oxford serait terminée en cinq ans avec l'aide de la subvention de la Société Royale, promise pour cette période; mais un délai plus long sera nécessaire. Le manuscrit est prêt pour l'impression en ce qui concerne les zones + 25°, -26° et + 270. La comparaison avec la Durchmusterung a
-26° et + 270. La comparaison avec la Durchmusterung a été effectuée par des moyens appropriés (Monthly Notices, mars 1900). M. Turner fait prévoir que ses études sur la distorsion optique d'un doublet photographique, d'après les plaques qui lui ont été envoyées par le professeur E.-C. Pickering, aboutira à une conclusion simple et qu'il deviendra possible aux astronomes d'utiliser de larges champs pour les mesures de précision. O. C. CERASKI (W.). — SUR LA DÉTERMINATION DE LA FORME DU DISQUE SOLAIRE (Extrait du Bulletin de l'Académie impériale des Sciences de Saint-Pétersbourg, septembre 1899, tome XI, n°2). Pour avoir le moyen
Saint-Pétersbourg, septembre 1899, tome XI, n°2). Pour avoir le moyen de déterminer avec précision et facilité la forme du disque solaire et d'y découvrir des changements partiels ou temporaires, si toutefois il en existe, M. Ceraski a fait construire pour l'observatoire de Moscou une sorte d'héliomètre dans lequel les deux moitiés de l'objectif, au lieu d'être mobiles, sont liées invariablement avec la monture, une fois que les centres optiques du demi-objectif ont été tellement placés que les bords des deux images du Soleil sont presque en contact au moment du maximum du diamètre apparent. L'intervalle entre les bords, mesuré avec
maximum du diamètre apparent. L'intervalle entre les bords, mesuré avec un micromètre filaire ordinaire, dans les différentes directions, fait connaître le double de la variation du diamètre correspondant. M. Modestov, assistant de l'Observatoire de Moscou, a expérimenté ce dispositif, et M. Ceraski communique quelques-uns des nombres obtenus dans les premiers essais, qui demandent évidemment à être poursuivis pendant une période assez longue. SECOND RAPPORT ANNUEL DU DIRECTEUR DE L'OBSERVATOIRE YERKES DE L'UNIVERSITÉ DE CHICAGO. Le Rapport comprend la période finissant le 30 juin 1899. Les extraits suivants donneront une idée de la seconde activité de l'observatoire dirigé par M. George-E.
de la seconde activité de l'observatoire dirigé par M. George-E. Hale : Depuis le 1er janvier jusqu'au 30 juin 1899, on compte 113 nuits d'observations pour la grande lunette de 40 pouces. Dans ce nombre ne sont pas compris les nuits où la lunette a servi moins de deux heures; elle a servi en moyenne sept heures et demie par nuit. La lunette de 40 pouces qui fonctionne constamment pendant les nuits claires est aussi employée pour les observations du Soleil. Avec le grand instrument, M. Burnham a fait des mesures d'étoiles doubles en vue de la publication de son
mesures d'étoiles doubles en vue de la publication de son Catalogue, M. Barnard s'est attaché à la mesure de plusieurs amas (Messier, 3, 5, 13, 15 et 92) dans lesquels de nouvelles étoiles variables ont été découvertes; il a comparé l'étoile centrale de la nébuleuse de la Lyre avec les étoiles voisines, comme M. Burnham l'avait fait à Lick, en 1891, en vue de la détermination du mouvement de la nébuleuse. D'autres nébuleuses planétaires sont suivies et mesurées dans l'espérance de la découverte de leurs mouvements ou de leur parallaxe. Il y a à citer encore les mesures faites par
Il y a à citer encore les mesures faites par M. Barnard sur le compagnon de Procyon, sur le satellite V de Jupiter, de belles séries relatives au satellite de Neptune et à la petite planète Eros. L'effet du changement de la température sur les mesures micrométriques étant très accusé de l'hiver à l'été, on a pris le parti de déterminer régulièrement la différence de déclinaison d'Atlas et de Pléione. Le grand spectrohéliographe pour la lunette de 40 pouces n'est pas encore prêt. Pour contrôler le principe sur lequel est basé le plan du directeur, M. G. Hale, de saisir
basé le plan du directeur, M. G. Hale, de saisir la Couronne en dehors des éclipses, des essais ont été faits sur diverses sources de radiations avec un bolomètre, par MM. Dunstan et Dorsey. On a trouvé, comme on l'avait prévu, que la radiation du Ciel autour du Soleil, pourvu qu'elle se maintienne constante dans de courtes périodes de temps, n'empêche pas l'application de la méthode. En d'autres termes, s'il est possible de déceler les différences dans la radiation calorifique des différentes parties de la Couronne pendant une éclipse, il doit être possible de reproduire sa structure en plein Soleil.
doit être possible de reproduire sa structure en plein Soleil. Des expériences sur la radiation calorifique de la Couronne ont dû être faites pendant la dernière éclipse. MM. Hale et Ellerman ont continué avec la lunette de 40 pouces leur travail sur les spectres du type IV de Secchi, et une attention particulière a été accordée aux méthodes de réduction. Une comparaison des meilleures épreuves spectrales, pour les types III et IV, montre que dans certaines régions, la similitude des spectres confine à l'identité. Cela semble indiquer un lien remarquable entre les deux classes d'étoiles rouges. Le professeur Frost s'est
entre les deux classes d'étoiles rouges. Le professeur Frost s'est consacré aux mesures des vitesses radiales : le spectrographe employé va être remplacé par un autre de plus grande ouverture. La question du spectre de comparaison, le mode de mesure et de réduction des plaques ont été longtemps à l'étude. Il paraît que le titane donne un meilleur spectre de comparaison que le fer. Comme résultat, le professeur Frost, qui dans ses mesures obtenait déjà une précision plus grande que celle qui caractérise les recherches bien connues de Vogel, à Potsdam, est en droit d'espérer un nouveau progrès. Le Rapport
Potsdam, est en droit d'espérer un nouveau progrès. Le Rapport fait une place importante aux essais poursuivis dans le laboratoire optique, principalement par M. G.W. Ritchie. Ce laboratoire joue un rôle essentiel dans l'organisation de l'Observatoire Yerkes. A la fin de son Rapport, M. G. Hale insiste sur la nécessité d'avoir des assistants et des calculateurs en nombre suffisant pour permettre, sans trop de délai, la mesure des plaques et leur réduction. O. C. BIRKELAND (Kr.). — RECHERCHES SUR LES TACHES DU SOLEIL ET LEUR ORIGINE. [73 pages in-8° avec Tableaux graphiques. Christiania, 1900. L'auteur résume ses idées en concluant
Tableaux graphiques. Christiania, 1900. L'auteur résume ses idées en concluant que, dans l'intérieur du Soleil, sous une photosphère relativement mince, tourne un noyau essentiellement solide avec une période de révolution d'environ vingt-cinq jours. Suivant M. Birkeland, les taches et les facules du Soleil indiqueraient la probabilité de l'existence d'un tel noyau, existence à contrôler lors de quelques maxima de taches, par exemple en 1906 et en 1918. Bien que la théorie actuelle reste encore hypothétique et donne lieu à plusieurs objections, M. Birkeland est convaincu qu'elle renferme une forte part de vérité. Il montre ensuite quelles conséquences intéressantes se dégagent
de vérité. Il montre ensuite quelles conséquences intéressantes se dégagent de la nouvelle théorie en ce qui concerne les étoiles variables et temporaires, la formation de l'écorce terrestre, la liaison de certains phénomènes terrestres avec la rotation du noyau solaire. Les recherches de M. Birkeland se rattachent étroitement à celles, qui ont été poursuivies dans les dernières années sur la rotation du Soleil, par M. Wilsing, de l'observatoire de Potsdam, d'après lesquelles la couche du Soleil où se trouvent les facules tourne comme ferait un corps solide; mais on sait que cette conclusion a été l'objet de nombreuses discussions. Toujours
que cette conclusion a été l'objet de nombreuses discussions. Toujours est-il que le livre de M. Birkeland est rempli d'aperçus intéressants. THE OBSERVATORY. T. XXI-XXII, 1898-1899. Séances de la Société Royale Astronomique. A la séance du 13 mai 1898, le Dr Thiele, directeur de l'observatoire de Copenhague, a donné des indications sur de nouvelles recherches concernant la dépendance mathématique des positions des raies et des bandes spectrales. A la séance du 6 juin, M. Swasey, le constructeur des grands instruments américains, a parlé du fonctionnement de la lunette de l'observatoire Yerkes. Il a dit que M. Barnard était seul pour
Yerkes. Il a dit que M. Barnard était seul pour travailler, déplacer la coupole et le plancher, ce qui est une preuve manifeste de la commodité de la manœuvre; M. Brashear, nommé directeur de l'observatoire d'Allegheny, commençait la construction d'un nouvel observatoire. Pour lui, il s'occupe de construire une machine à diviser, ce qui offre de sérieuses difficultés, dès qu'on exige plus de la demi-seconde. A la séance du 12 mai 1899, M. Warner, l'associé de M. Swasey, est revenu sur les projets de M. Brashear, qui compte avoir une lunette de 30 pouces d'ouverture. Articles (t. XXI). Dunkin (E.),
lunette de 30 pouces d'ouverture. Articles (t. XXI). Dunkin (E.), Some Notes on the History of the Nautical Almanac. Plusieurs Notes avec beaucoup de détails tant biographiques que scientifiques. Dreyer (J.-L.-E.). — Publications récentes sur Mars. Analyse du cinquième Mémoire de M. Schiaparelli sur Mars et d'un travail du Dr Joly, professeur de Géologie à l'Université de Dublin, comparant les canaux de Mars à des espèces de failles produites par l'attraction de masses ayant circulé autour de la planète dans le temps de sa condensation. MÉMOIRES ET OBSERVATIONS. SUR L'EMPLOI DU RÉSEAU POUR LA MESURE DES CLICHÉS ASTROPHOTOGRAPHiques; PAR M.
DU RÉSEAU POUR LA MESURE DES CLICHÉS ASTROPHOTOGRAPHiques; PAR M. K. BOULIN. Grâce aux soins du Comité permanent et par les travaux fondamentaux astrophotographiques exécutés aux observatoires de Potsdam, Cape, Oxford, Helsingfors, la théorie et la pratique des observations astrophotographiques se sont rapidement développées, en réalisant dans une grande étendue les espérances qu'a fait concevoir cette grande réforme de l'Astronomie pratique, inaugurée à la Conférence internationale astronomique à Paris, en 1887. D'un autre côté, ce progrès rapide s'est fait remarquer encore dans la construction des appareils astrophotographiques eux-mêmes. C'est ainsi que, par exemple, les réseaux construits dans les derniers temps
que, par exemple, les réseaux construits dans les derniers temps par M. Gautier ont reçu une perfection définitive, laissant presque superflue la détermination des erreurs des traits individuels. Dans l'Introduction au premier volume de Photographische Himmelskart, Zone + 31° bis + 40° Déclination, M. J. Scheiner a exposé les résultats des recherches du réseau Gautier n° 47, appartenant à l'observatoire de Potsdam. La haute précision du réseau est confirmée d'une manière éminente par ces mesures. Aussi M. Scheiner parvient à la conclusion que, pour les mesures de la Carte du Ciel, les erreurs du réseau sont tout à fait insensibles.
Ciel, les erreurs du réseau sont tout à fait insensibles. À l'observatoire d'Upsala on a également fait une détermination du réseau qui appartient à cet observatoire, et l'on est d'avis que ce dernier réseau est aussi parfait que celui de Potsdam. Pour cette raison on a borné les mesures à deux lignes centrales et à quatre autres lignes formant pour ainsi dire les frontières du réseau. Le nombre total des lignes étant de 50, cette réduction du travail nécessaire pour la détermination du réseau est très notable. Ayant abordé à notre observatoire une détermination des corrections de l'appareil de mesure
notre observatoire une détermination des corrections de l'appareil de mesure et du réseau de Gautier, nous avons également constaté la haute précision du réseau employé. Cependant nous avons cru devoir déterminer les corrections des traits divers non pas du réseau original lui-même, mais des copies que l'on en avait faites aux plaques photographiques. C'est ainsi que nous avons mesuré jusqu'ici six plaques avec lesquelles le réseau avait été photographié de la manière usuelle, en plaçant la cassette au réseau au foyer de la lentille photographique du réfracteur. À côté de cette détermination autant de mesures des mêmes traits du réseau
cette détermination autant de mesures des mêmes traits du réseau original ont été faites. La comparaison de ces deux séries d'observations met en lumière une circonstance qui paraît ne pas avoir été suffisamment considérée jusqu'ici. Pour la faire ressortir je me permets de communiquer les mesures dont il s'agit. Dans les Tables suivantes, chaque nombre individuel est le résultat de cinq mesures distinctes. L'unité choisie est la seconde sexagésimale. Je remarque encore que, ayant égard aux petites corrections envisagées ci-après, on peut supposer 1" à peu près égale à 1/60, le rapport exact étant de 1 à 12, 5. Voici
le rapport exact étant de 1 à 12, 5. Voici les corrections le long des deux traits A8 et B8 déterminées d'après les deux méthodes différentes. À côté des mesures directes on trouve leurs moyennes, ainsi que les erreurs probables de ces dernières quantités. Corrections le long de la ligne As. Copies. Erreur Erreur 3U. 3»2. 343. 3;9, 350. 331. Moyenne. probable, 1 Il Il n 3 A':!"", -0,05 0 -ho,02 -0,01 —0,09 -0,23 —o,o4 ::to,G A|-4 —l-o, 04 -+-o,o5 +o,i3 —0,06 —0,04 —os27 —o,o3 ±o,o4 AJ-5 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 A| 6 +0,04 -4-0,09 4-0,06 -+-0,01
0,00 0,00 0,00 0,00 A| 6 +0,04 -4-0,09 4-0,06 -+-0,01 -0,02 0,00 -t-o,o3 ::to,OI Ajj-7.*. 0,00 +0,09 +0,07 +0,02 +0,05 —0,0.2 -l-o,o3 ±0,01 A^-8 +0,06 —o,oi -1-0, oG --0,07 +0,06 -0,09 0,00 ±0,02 A§-9,. —0,04 —0,)2 —0,17 -0,23 —0,18 —0,26 —0,17 ±0,02 Aj)-10,.., +o,oi -f-o,o5 +0,11 —0,01 —0,06 —0,14 -O,O[ ±0,02 AJon. +0,06-4-0.02 +0,08 —0,01 +0,0[ -0,04 +0,02 ±0,01 AJ112. 0,00 0,00 0,00 QjOO 0,00 0,00. 0,00 AJ213. -0,02 —0,04 +0,0 4 -0,04 0,00 —o,o3 --o,or ±0,01 A^31i. +0,07 —o,ra —o,o5 —o,23 — 0,18 —0,26 —o,i5 ±0,02 Corrections le long de la ligne A8. Réseau original. Erreur Moyenne, probable. .,2
de la ligne A8. Réseau original. Erreur Moyenne, probable. .,2 3 As 3 +o",o3 +o"i4 +0,04 -0,39 -0,10 -0,05 ±0,06 -0102 -1-0, 10 0,00 -0,07 —o,i5 +0,06 -0,01 IO,02 ^"8 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 0,00 ^8 6 0,00 +0,02 -0,05 -o,oG -0,01 +0,10 0,00 ±0,02 A8" 0,00 -0,03 —0,07 —0,14 0,00 +0,07 o ,o3 ±0,02 ^8 8 -f-0,07 -4-0,01 —0,06 —0,10 -0,06 0,00 0,02 ±0,02 A;l"" +0,02 0,00 -f-o,or -O,O!) —0,06 0,00 -0,01 ±0,02 H-o, 10 +0,02 -+-o,o3 0,00 -4-0, o3 -4-0, O3 -t-o,o3 ±0,01 11 -.. +0,07 —0,02 —0.02 0,01 —0,01 +0,02 0,00 ±0,01 A 1 1