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elles sont susceptibles aussi d'une autre application sur laquelle je désirerais attirer l'attention. Le calcul des termes qui sont proportionnels à la parallaxe ou à l'excentricité solaire et le calcul des termes d'ordre supérieur se ramènent à l'intégration des équations à second membre où A et B sont des fonctions connues de t, développées en séries trigonométriques. Pour étudier l'intégration des équations (i), occupons-nous d'un problème un peu plus général. Soient Xi, X2, 1 * *, Xn, Y1, Y2, ., Yn, deux séries de variables conjuguées; formons les équations canoniques Soient et rltles variations de Xi et Y1; formons les
Soient et rltles variations de Xi et Y1; formons les équations aux variations Considérons m solutions particulières de ces équations (3) et écrivons-les (4) £ t=$«./>> rli==rli.p (.P = I>2> Posons (p, q) = 2»( £ />V.?— rli.ph.q), nous aurons, d'après le paragraphe précédent, (p, q) = const. Il est clair que nous pourrons choisir les solutions particulières (4) de telle façon que (2p, 2p 1) = 1 et que les (p, q) soient nuls si les deux nombres p et q ne sont pas l'un un nombre impair et l'autre le nombre pair qui le suit. Cela posé, envisageons
l'autre le nombre pair qui le suit. Cela posé, envisageons les équations à second membre où les A/ et les Bt sont des fonctions connues de t. Multiplions les équations (5) par 'f'¡i.p et — i.p; multiplions, d'autre part, les équations par —et ajoutons toutes les équations ainsi obtenues, il viendra „ Z'(h'ti.p—rùh.p) =.(Ai'lji.pBii.p)' Le second membre, étant une fonction connue, nous aurons immédiatement par quadrature (6) (îr¡i.p-71ii.p) = Cp, les Cp étant des fonctions connues. Il reste à résoudre les 2 n équations (6) par rapport aux 2n inconnues !;¡ et "I}¡. Pour cela, posons i = i> I1
!;¡ et "I}¡. Pour cela, posons i = i> I1 qXi.qi = > les équations (6) deviendront (q, p)Fq= C¡J Oti, à cause des valeurs particulières des constantes (q, p), F2/J— G2/J—1, f-2 p—l ^*2 pi d où les formules qui donnent la solution générale des équations (5) par de simples quadratures. Appliquons cette méthode aux équations (1) et, pour cela, observons que ces équations peuvent se mettre sous une forme analogue à celle des équations (5). Posons, en effet, les équations (i) du n° 1 pourront s'écrire Les équations (3) du n° 1, qui sont les équations aux variations
(3) du n° 1, qui sont les équations aux variations des équations (1) du n° 1, s'écriront en appelant les variations de Les équations (1) du n° 3 s'écriront alors et sont ainsi ramenées à la forme (5). Les équations (3) du n° 1 admettent quatre solutions distinctes que nous avons représentées par les notations ç = i] = rlp (p = 1, 2, 3, 4). Nous avons vu que les expressions (1, 3), (1, 4), (2, 3), (2, 4) sont nulles tandis que (1, 2) et (3, 4) sont des constantes différentes de zéro. Comme les solutions Ep, rlp
des constantes différentes de zéro. Comme les solutions Ep, rlp ne sont déterminées qu'à un facteur constant près, nous pourrons disposer de ce facteur de telle façon que (1, 1) = (3, 4) = - 1. Si alors nous posons de telle sorte que (p, q) = po X qq Op-^8 X-t-ri8 Yp-7i8 Y, et alors nos équations (8) nous donneront nous aurons donc les formules analogues aux formules (7). On observera que A et B sont des séries trigonométriques; il en est de même de £, £ 3, "A1 1;, "V et par conséquent de Le calcul pourra toujours
1;, "V et par conséquent de Le calcul pourra toujours être choisi de telle façon que A, B, C, ne contiennent pas de terme tout connu et, par conséquent, que G1, G2 et G4 soient encore des séries trigonométriques. Il reste à examiner G2. On a et, par conséquent, Si donc nous posons on aura Le second membre est une série trigonométrique, comme G1 n'est défini que par sa dérivée c'est-à-dire à une constante est définie que par sa dérivée c'est-à-dire à une constante arbitraire près, nous pouvons toujours disposer de cette constante arbitraire de telle façon que cette série
de cette constante arbitraire de telle façon que cette série trigonométrique ne contienne pas de terme tout connu. Alors G2 sera aussi une série trigonométrique et nous aurons formules qui donnent £ et 11 sans autre calcul que des multiplications de séries trigonométriques et des quadratures de séries trigonométriques. Cette méthode est en somme celle qui a été appliquée avec succès par M. Brown pour le calcul des termes de l'ordre le plus élevé; mais il n'était pas sans intérêt de la rattacher à des principes généraux. RECHERCHES SUR L'ORBITE ANTÉRIEURE DE LA COMÈTE 1892 II ; PAR M. G.
ANTÉRIEURE DE LA COMÈTE 1892 II ; PAR M. G. FAYET. Les travaux publiés dans ces dernières années, notamment ceux de M. Fabry et de M. Schulhof, ont appelé de nouveau l'attention des astronomes sur la question de l'origine des comètes. Les comètes elliptiques ne permettent pas une conclusion absolument affirmative sur l'origine solaire de ces corps. Il semble, au contraire, qu'il serait tout au moins nécessaire d'admettre pour ceux-ci une origine multiple, si l'on parvenait à établir d'une façon certaine que quelques comètes se mouvaient dans une orbite hyperbolique avant d'arriver à proximité de notre système. Il faudrait pour
avant d'arriver à proximité de notre système. Il faudrait pour cela calculer les perturbations assez loin en arrière pour tous ceux de ces astres dont le calcul de l'orbite, basé toutefois sur une série d'observations assez longue, a donné une excentricité très voisine de l'unité, dans un sens ou dans l'autre. Il est naturellement tout indiqué de s'occuper d'abord des quelques comètes il en existe une dizaine à peine] dont la nature de l'orbite, au voisinage du passage au périhélie, a été trouvée certainement hyperbolique. La première recherche de ce genre fut faite par M. Thraen (Astr. Nachr., t. 136,
genre fut faite par M. Thraen (Astr. Nachr., t. 136, p. 133) ; cet astronome, ayant calculé l'orbite définitive de la comète 1886 II, et obtenu pour l'excentricité une valeur égale à 1,0002286, chercha quelles avaient pu être les perturbations produites par Jupiter et Saturne pendant les dernières années qui avaient précédé le passage au périhélie. Voici les résultats auxquels il fut conduit : Dates de l'osculation. Valeurs de e. 1884 Décembre 8 1,000228 1884 Août 1,000177 1883 Avril 23 1,000052 1882 Octobre 5 1,000002 Il crut pouvoir en conclure que si l'on poussait plus loin dans le passé le
que si l'on poussait plus loin dans le passé le calcul des perturbations, l'excentricité continuerait à décroître et que, par conséquent, la comète se mouvait antérieurement dans une trajectoire elliptique. Plus récemment (Comptes rendus de l'Acad. des Sciences de Stockholm, 1898, n° 7, 1899, n° 4, et Astr. Nachr., n° 3605), M. E. Stromgren a déduit de ses recherches sur la comète 1890 II que cet astre a toujours possédé une orbite hyperbolique. Il en avait calculé l'orbite et avait obtenu une excentricité supérieure à l'unité; cela, d'ailleurs, avec un très grand degré d'exactitude, la comète ayant été observée pendant
très grand degré d'exactitude, la comète ayant été observée pendant plus de deux années. M. Stromgren, dans son intéressant Mémoire, trouve la conclusion de M. Thraen concernant la comète 1886 II insuffisamment justifiée, et il élève, contre le procédé employé par cet astronome, une objection qui peut être résumée de la manière suivante : Les perturbations dues à l'action des planètes, lorsqu'il s'agit d'étudier l'orbite antérieure d'un astre, doivent être calculées par rapport au centre de gravité du système solaire et non pas seulement par rapport au Soleil comme l'a fait M. Thraen. En effet, en arrêtant le calcul des
fait M. Thraen. En effet, en arrêtant le calcul des perturbations héliocentriques à l'époque où la comète est déjà suffisamment loin des planètes troublantes, on se trouve en présence des conditions suivantes : les coordonnées de la comète sont très grandes, tandis que les composantes de sa vitesse deviennent de plus en plus petites; en passant ensuite du centre du Soleil au centre de gravité du Système solaire on modifie les coordonnées de l'astre perturbé d'une quantité très faible par rapport à leurs grandeurs; par contre la vitesse subit, par l'adjonction des vitesses des planètes multipliées respectivement par leurs masses
l'adjonction des vitesses des planètes multipliées respectivement par leurs masses (vitesses qui restent toujours du même ordre de grandeur), des variations d'autant plus sensibles que la distance héliocentrique de la comète augmente. Comme les composantes de la vitesse d'une planète varient avec sa position héliocentrique, les éléments de la comète, qui peuvent être supposés invariables par rapport au centre de gravité du Système solaire dès que l'astre est assez éloigné des planètes troublantes, subissent, au contraire, des variations périodiques quand on les ramène, à différentes époques, au Soleil lui-même. Il n'est donc pas permis de dire que les perturbations héliocentriques
n'est donc pas permis de dire que les perturbations héliocentriques décroissent indéfiniment; elles oscillent entre certaines valeurs limites, et cela en des périodes qui sont en corrélation avec les durées de révolution des planètes perturbatrices. Ainsi l'excentricité en particulier peut sembler inférieure à l'unité lorsqu'on rapporte l'orbite au Soleil, tandis qu'en réalité elle lui serait supérieure si l'on réduisait les éléments au centre de gravité du Soleil et des planètes. On trouve d'ailleurs dans les travaux de Laplace (Oeuvres, t. IV, Livre IX) une remarque analogue. Laplace indique comme avantageux d'effectuer le calcul des perturbations par rapport au centre de
d'effectuer le calcul des perturbations par rapport au centre de gravité du Système solaire quand la comète est beaucoup plus éloignée du Soleil que les planètes perturbatrices. Il donne, en outre, pour le calcul des perturbations d'une comète dans la partie supérieure de son orbite, une méthode abrégée, qu'il serait intéressant d'appliquer. Si l'on fait abstraction des deux comètes citées plus haut, il semble que la comète 1892 II, qui fait l'objet de la présente Note, est celle qui se trouve dans les meilleures conditions pour une telle recherche. Cet astre, découvert à Bristol, par M. Denning, le 18 mars
astre, découvert à Bristol, par M. Denning, le 18 mars 1892, a pu, en effet, être observé jusqu'au 20 janvier 1893. De cette longue série d'observations, M. Steiner (Astr. Nachr., n° 3472) a conclu le système d'éléments ci-dessous, que nous donnons ramenés à 1890,0 : Époque de l'osculation : 1892, mai 5, t. m. de Berlin. T = 1892, mai 11,261935, t. m. de Berlin. r = 22. 4 4. 2,85 ) Éclipt. et équ. rD = 5 253.24.10,40 3 I moy. 1890,0. 189.41.54,27 1 moy. 1890,0. iogy. 0,2946197 e 1,000345 Il résulte de la discussion faite à ce sujet
1,000345 Il résulte de la discussion faite à ce sujet par M. Steiner, que l'incertitude de l'excentricité ne doit pas dépasser ± 0,000064 ; la nature hyperbolique de l'orbite au voisinage de l'opposition n'est donc pas douteuse. Notre première intention était d'effectuer le calcul des perturbations héliocentriques d'une façon aussi complète que possible, en tenant compte de l'action des diverses planètes sur tous les éléments, et en modifiant, toutes les fois que cela serait nécessaire, les éléments osculateurs. Mais la grandeur inespérée que nous avons obtenue pour les perturbations dues à Jupiter nous a permis d'abréger considérablement le travail. L'action
à Jupiter nous a permis d'abréger considérablement le travail. L'action de cette planète est en effet si prépondérante que l'on a pu, sans craindre de porter atteinte à la nature du résultat final, non seulement négliger l'action des autres planètes, mais encore se borner uniquement au calcul des perturbations de l'excentricité en conservant toujours, sans modifications, les éléments osculaires primitifs. Nous fournissons cependant les résultats relatifs à Saturne pendant quelques années, afin de montrer leur peu d'importance. Pour Uranus et Neptune, il a été absolument inutile de tenir compte de leur action, étant donné que leurs distances à la comète
leur action, étant donné que leurs distances à la comète dépassaient toujours leurs distances au Soleil. Voici les formules qui ont été employées pour le calcul des perturbations : Soient Q et i la longitude du nœud et l'inclinaison de la comète, et soient, pour une date donnée, la longitude et la latitude héliocentriques de la planète perturbatrice; r son rayon vecteur; r et v le rayon vecteur et l'anomalie vraie de la comète; on a ensuite, successivement, q sinQ = sin i3, q cosQ = cos Pl sin(X1— Q). cosBI sinLj = q cos(Q — i), COS BI cosL,
cosBI sinLj = q cos(Q — i), COS BI cosL, = cos 1 cos 01 Q), sinBj = q sin(Q — i). puis p cos cosO = — l' = ri cosB1 cos (Li l)rT p cosSr sin 0 = = rt cosBi sin(Lj — /), p sin li rt sin BI; l = * — Q puis w = intervalle de deux dates successives, m = masse de la planète, k = constante de Gauss, et enfin les Tableaux suivants donnent, en secondes d'arc, les premières sommes des perturbations et les valeurs successives de oe. Le calcul a été
et les valeurs successives de oe. Le calcul a été effectué en secondes d'arc parce que l'on avait d'abord l'intention d'étudier l'effet des perturbations sur tous les autres éléments. 0,121 189 - 758 +0 0 7 1890. MAI 16 /56 +0,302 1892. JUILL. 24 0 014 -0,033 -4,456 +0,01 Perturbations par If (w = 4oj)^i = io4^ 3 )) Dates. •/. f— Se. Dates. '/f=ôe. Dates. (=°,. 1887. Nov. -397,81 + 7,626 l886. FÉV. 6. Zm'** + .>8 1887. Nov. 8. + 7,™ 2 8 88 8 97 MARS 18. ? + 2,I39 DÉC. 18. _38 , + 8,097 AVRIL
? + 2,I39 DÉC. 18. _38 , + 8,097 AVRIL 27. 4 + 2,459 1888. JANV. 27. 373,499 9, 116 JUIN 6. +2,781 MARS 7. J,'4 +9,IL6 A vnlL 27. -461,23, + 2, 781 A VIlIL 16. -354,718 -+-10,241 JUILL. 16. +3,106 AVRIL 16. + 9>665 AOÛT 2O. ^'348 + 3 437 MAI 26. +.0,24. OCT. 4. + 3,773 JUILL. 5. +10,84» OCT. 4. -448,138 44,N4 AOÛT 14. -4-11,460 J^.DÉC. 23. I4F + 4,463 Nov. 2. -297,381 +13,294 FÉVR. 1. +4,817 Nov. 2. 3gl +-,707 MARS 13. + 5,180 1888. DÉC. 12. _„O, N8+ ^,294 AVRIL -4,241 011 5,553 1889.
DÉC. 12. _„O, N8+ ^,294 AVRIL -4,241 011 5,553 1889. JANV. 21. 0Q +13,828 JUIN l. J'°" + 5,G38 MARS 2. -241,365 +14,824 JUILL.11. *J! '°' + 6,335 AVRIL 11. , '365 +'4,617 AOÛT 20. -404,99, +6,747 1889. MAI 21. -.A,. +14,824 SEPT. 29. -397,814 +7,177 JUIN 30. i 1 652 +I4,88G SEPT. -397,814 7' 1J —211,63a On s'est assuré, en outre, par un calcul approché, fait de 800 jours en 800 jours jusqu'en 1870, que la somme totale des perturbations dues à Saturne n'atteindra pas à 5. Dates. f = de. DATES. — ôe. 226 54 1 Il 53
= de. DATES. — ôe. 226 54 1 Il 53 329 )" 1889. JUIN 30. 6" +I.,88g MI. J„V. H I G* +8^ , 9 -211,)2 F' ')) I:J,O ° 6 A°»T »• _,9O,84I +' ■?" F4EV»'A _3;,358 7l. -19G ql 3 SEPT. 18. 8' +.-,,099 AVRIL 'l -47 , 0'-) 0 O ')8 1 2,24'2 1 1J 11 0, 6 3 4 OCT. 28. ; +14,279 MAI 11. 6,34A 1889. DÉC. 7. * +13,870 JUIN 20. 93,996 +5,63i -154,°93 18,3G5 1.' ,1890. JANV. 16. 6 6 +13,397 JUILL. 30. +4,885 F W' 1 0, 9 88 S 8 1
+4,885 F W' 1 0, 9 88 S 8 1 , 0 4 6 FT«.K. +.,,88, SEPT. 8. ,J><* + A,w6 A (. 12/, LI 3 1. 0 1 Q 9, 3 3 2 AVRIL 6. I2 5 LÍ-LÍ -+-12,340 OCT. 18. 9,314 + 3,3O2 1] 16 -Il ,1;1 ,J CIl N '),°/2 4" MAI 46. U +11,785 1891. Nov. 27. 0'?/2 493 J 2'" 1 0, 9 1 (') J 6 , J /9 -' 1. JUIN 2O. io3,689 1 1 >222 1892. JANV. 6. 3,579 1,724 g2, ) l,.).) 6 AOUT 4. +10,654 FÉVR. LÎ>. 0-86 + 1,0
l,.).) 6 AOUT 4. +10,654 FÉVR. LÎ>. 0-86 + 1,0 9 SEPT. 13. + IOJ°8O MARS 26. °' + 0,616 -1 0 I() OCT. 23. 7111 + 9,4GÎ5 MAI 5. °II7° _J_ 0 2G2 AO 9^^ V1-1V J + TI9 7 1890. DÉC. 2. -F8,9OL> JUIN 14. 6 0,21 1891. JANV. 11. , T9 +8,299 1892. JUILL. 24. 0,10 38 18!)!. JANV. 11. — 45,O3O + 8,299 18!)2. JUJLL. -. 1,486 1, 0 Le 6 février 1886, date à laquelle s'arrête le Tableau qui précède, la comète était à la distance 16,88 de Jupiter. On serait porté à croire, si
distance 16,88 de Jupiter. On serait porté à croire, si l'on oubliait la remarque de M. Stromgren, que les perturbations deviendraient dans la suite de plus en plus faibles à mesure que l'on remonterait dans le passé. Le Tableau que nous donnons un peu plus loin montre qu'il n'en est pas ainsi. Il aurait été nécessaire de ramener les éléments au centre de gravité du Système solaire. Or la façon dont le calcul avait été conduit ne nous permettait pas d'effectuer cette réduction avec l'exactitude désirable, puisque, ne possédant que les valeurs perturbées de e, nous aurions été contraint d'employer
les valeurs perturbées de e, nous aurions été contraint d'employer les valeurs primitives pour les autres éléments. Nous avons cru qu'il était possible de se dispenser de cette réduction, car les résultats ci-après montrent clairement que l'excentricité sera toujours notablement inférieure à l'unité, quelle que soit l'époque où l'on voudra arrêter le calcul. Voici, de 400 jours en 400 jours, et pour un intervalle qui embrasse presque deux révolutions entières de Jupiter, les perturbations e et leurs sommes : Il a 1 es. tf. ae. Dates. </ J'= 6 f. J VILI "0 -348 23 1868. If. f18" <J. EPT.
J VILI "0 -348 23 1868. If. f18" <J. EPT. 3 -359 57 '1 18. J L:J 8 -360 6J3 1868. JUILL. 359,57 11 31 1878. J LIN 8. '29,13 _j_ 3 1869. ÛCT. 3. -388 85 -29,28 1879. J UJLL. 13 -329 15 + 1,46 187 '3 1. Nov. 1 -423 48 4,63 1880. AOUT 16 -319 22 9,33 1871. Nov. 12 52 -27,04 1881. SEPT. 20. —42,06 187 -' , L8?2. DÉC. 1 6. —11,76 1882. OCT. 2:». 0,1 —4 7,11 14. h:.w 20 -462 28 -11,76 1882, OC'f" -380 61 2,06 18" .>. 1G74. JAXV. 20 -462128
OC'f" -380 61 2,06 18" .>. 1G74. JAXV. 20 -462128 +5,87 1883. Nov. 2 9 -427 2 -47,11 1873. FÉVR. 24. ,?/*) +22,27 I880. JANV. 2. -11,02 1876. MARS 30. t À +34,5i 1886. FÉVR. 6. , -+-18,28 18'T.MAI 4. -399,63 +34,51 1886. FÉvII. -455,05 L8?8. JUIN 36o 61 +3i 46 1887. â]Al ~4°3'25 878. JUIN 8. -329,15 +31,46 -403,25 +51,80 Le 30 juillet 1868, la distance de la comète à Jupiter atteignait 46,38. Ce Tableau est' en complet accord avec les assertions de M. Stromgren. On voit qu'à partir du moment où la distance de l'astre perturbé est devenue
du moment où la distance de l'astre perturbé est devenue assez considérable, les perturbations se reproduisent à peu près périodiquement, positives pendant une Moitié de la révolution de la planète troublante, négatives pendant l'autre moitié, de façon que la somme des perturbations positives soit sensiblement la même que celle des perturbations de signe contraire; la valeur absolue de ces deux sommes partielles diminue toutefois constamment, mais d'une façon très peu sensible. En résumé, on pourra, sans craindre de commettre une bien grande erreur, s'arrêter indifféremment au milieu d'une quelconque de ces demi-périodes où les perturbations de e sont de même
ces demi-périodes où les perturbations de e sont de même signe; il sera toujours préférable néanmoins de passer au centre de gravité du Système solaire. M. Théodore Augustin de Pâques a pu se voir arrêté, au contraire, presque à l'époque où les perturbations changent de signe et où l'excentricité va commencer à croître de nouveau. Il est donc possible que l'orbite antérieure de la comète qu'il a étudiée soit réellement hyperbolique, malgré sa conclusion : c'est ce qu'un calcul relativement court permettra de décider. Quant à la comète qui nous occupe actuellement, on voit que la somme des perturbations de
occupe actuellement, on voit que la somme des perturbations de e est comprise entre -319" et 473". On peut admettre -400" comme valeur la plus probable. Cela correspond à e = 0,998406. Bien que ce résultat soit naturellement très incertain à cause des termes d'ordre supérieur qui ont été négligés, il paraît cependant hors de doute que l'orbite antérieure de la comète 1892II était nettement elliptique. Nous nous proposons de faire une recherche analogue pour d'autres comètes, mais il serait à désirer, comme nous l'avons déjà dit, qu'un tel travail fût entrepris pour toutes les comètes dont on possède de
fût entrepris pour toutes les comètes dont on possède de bons éléments et pour lesquelles l'excentricité obtenue est très voisine de l'unité. Il pourrait se présenter le cas inverse de la comète dont nous nous sommes occupé : certaines orbites, d'abord hyperboliques, ont pu devenir elliptiques au voisinage du périhélie, sous l'action attractive des planètes du Système solaire. OBSERVATIONS DE PLANÈTES, FAITES A L'OBSERVATOIRE DE MARSEILLE (équatorial d'Eichens, de 0,26 m, 26° d'ouverture) PAR M. COGGIA. Dates. T. m. Marseille. AJR. Ayy. N. déc. IR app. logf. p. -app. logf. p. Iris. 1899. 1 m 5 n s , „
p. Iris. 1899. 1 m 5 n s , „ h m s , , Nov. 6. 10. 2.40 -3. 9,16 8.43,3 5.5 1. o. 8,442,134 74.35.41,2 0,614# 1 .7. 7.17.42 —3.27,21 —1.16,4 5.5 0.59.50,39 1,446'i 74.38,10 0,653tt 3 9. 6.52. 3 —1.26,14 9.24,8 5.5 0.59.14,68 1,485n 74.59.26,2 0,664# 3 10. 6.48.51 -r.40,95 1.24,5 5.5 0.59.59,86 1,479# 75. 7.26,5 0,664n 4 — 4-32,1 5:5 0.58.28,02 7,36gn 75.30. 4 5 13. /.20.47 -r.22,18 5:5 0.58.28,02 1,390n 75.30.47,2 0,685# -14. 6.22.18 r.27,95 + 2.31,9 5.5 0.58.22,26 1,500n 75.37.51,2 0,674# 6 1. 6.37.48, -1.31,99 + 9.46,3 5.5 0.58.18,22 1,457# 75.45. 5,6 0,667# 7
-1.31,99 + 9.46,3 5.5 0.58.18,22 1,457# 75.45. 5,6 0,667# 7 20. 6.19.49 -+-1.23,98 — 4. 6,0 5.5 0.58.30,06 1,455# 76.17.54,9 0,672n 8 21. 6.15.24 -+-1.33,29 11.48,3 5.5 0.58.40,36 1,45771 76.23.49,2 0,673# 9 22. 6.42. 1 -4-1.49,07 -+7-36,3 5.5 0.58.52,14 1,378# 76.29.37,2 0,663n 10 23. 6. 0.28 -2.16,34 3.50,3 5.5 0.58. 5,25 1,472# 76.34.53,8 0,678# 11 24. 6.46.54 —2. 0,22 -+x.32,9 5.5 0.59.21,37 7,333/i 76.40.17,0 0,661# 12 25. 6. 7. 6 -r.42,51 + 6.25,1 5.5 0.59.39,07. 7,441# ;„76.45. 9,2 0,674# 13 26. 7.31.26 —2-34,60 '-H 4.11,1 5.5 1. 0.21,89 1,384# 76.54.30,1 0,668# 14 27. 6.24.34 —1.43,50 -+-12.30,4 5.5 1. 1.12,97 1,353n
0,668# 14 27. 6.24.34 —1.43,50 -+-12.30,4 5.5 1. 1.12,97 1,353n 77. 2.49,5 0,667# 15 28. 6.49.38 -—0.44,46 —10. 3,2 5.5 1. 1.41,28 7,247# 77. 6.41,1 0,660# Euphrosyne. 1899 "1 " III s , h ni s , , "Nov. 10. 8.11.57 -0.57,76 + 0.29,1 5.5 2.37. 0,58 7,552# 76-2. 17. 10, 5 0,521 11 18 1.' 7. 6 —2.32,77 -7-12,3 6.6 2.31.49,66 7,613# 61.57.25,4 0,568# 19 20. 7. 1.10 —3. 5o, 2 2 -h 2.36,7 5.5 2.30.32,22 1,609# 61.52.49,7 0,562# 20 21. 7.26. 16 28, 3 + 3,39,7 5.5 2.21.15,115 11 61.31.53,3 0,496# 21 22. 7.21. 0 -+-1.15,57 — 6,7
11 61.31.53,3 0,496# 21 22. 7.21. 0 -+-1.15,57 — 6,7 5.5 2.23. 1,89 1,537# 61.28. 6,9 0,495# 22 23. 7.26.31 -+-0. 3,87 — 3.45,1 6.6 2.21.50,19 1,518# 61.24.28,4 0,480# 23 24. 6.32.30 -[.3,91 7.10,5 5.5 2.20.42,38 1,601# 61.21. 2,9 0,515# 24 25. 6. 3 2.30 3,61 7.10, 5 r. 3 8 r , 9 0, 515# 25 26. 7.15.16 —2.15,26 -10. 1,1 5.5 2.19.31,06 1,093# 61.17.30,2 0,475# 26 27. 6' r 56 55 r 5 1. r. 8 5 3 r66 1: 1. 6 6.45.56 -(-1.55,57 —f—12.57,4 5.5 2.18.25,36 7,566# 61.14.29,7 0,551# 27 28. 7. 3. 8 -0.16,57 + 6.35,8
61.14.29,7 0,551# 27 28. 7. 3. 8 -0.16,57 + 6.35,8 6.6 2.16.13,25 7,515# 61. 8. 7,9 0,473# 28 29. 8. 6.49 -1.22,91 + 3.26,8 5.5 2. 15. 6,88 1,31 1 61. 4-58,8 0,389# 29 30. 7. 1.10 —2.21,77 + 0.39,7 5.5 2.14. 8,04 1,498# 61. 2.11,7 0,460# 30 31. 7.32.46 -3.23,36 -2.14,5 5.5 2.13. 6,45 1,399# 60.59.17,4 0,413# 31 32. 6. 1.' -" 6 r. 1. , 1.') '1 r. 3 "*" 7•J1 • 4 l -+~0.;»i ,.î5 —6.27,9 5.5 2.49,0,12 1,499# 63.30. 2,2 0,510# 32 33. 7.23.15 -t-o. 8,67 -t43,5 7.7 2.48.17,45 1,543# 63.40.33,6 0,538# 33 (182) Eisa. Nov.
-t43,5 7.7 2.48.17,45 1,543# 63.40.33,6 0,538# 33 (182) Eisa. Nov. 10 r, ^v. in• 10.06.30 —1.46,39 — 5. 8,3 7.7 3.17.25,41 1,071# 75.17.36,8 0,630# 34 35. 4*19 —6.37,57 + 8.53,4 5.5 3.12.34,29 1,236 75.31.38,5 0.640# 35 36. 10 8 r 3 f' '1 1. 5 r. 3 6 6 3r 6 , 1. 3 6 6'1r '>r. 10. 8. 5 —1.37,60 —!3.27, 4 5.5 3. 6.16,35 2,996# 75.47.39,6 0,635# 36 37. 3. r, 3 r 6 r. 3 r. 37 8 -, 3 6 3i: 7• 54• 38 —2.24,59 -II.I:J, 6 5.5 3. 5.29,36 1,498# 75.49.51,3 0,676# 38 39. 7.32.46
6 5.5 3. 5.29,36 1,498# 75.49.51,3 0,676# 38 39. 7.32.46 -3.23,36 -2.14,5 5.5 2.13. 6,45 1,399# 60.59.17,4 0,413# 39 (98) Ampella. (182) Eisa. (98) Ampella. 20, 8 h 51 S 9, 3. 3.12,73 +4,87 74-44-54,9 -30,4 Glasgow. 3, 8 h 51 +1 87 -30,4 Id. 3, 8 h 51 +4,87 -30,1 Id. 8 h 52, 0.35,97 +4,85 75, 9.21,5 -30,5 Paris. 4, 8 h 52 +1,81 -30,5 id. 8 h 54, 0.59.45,39 +4,82 75,35.49,9 -30,6 Paris. 6, 8 h 54 +4,82 -30,6 Id. 7, 8 h 54 +4,82 -30,6 Id. 8, 8 h 54 +4,77 -30,5 H. O. 9, 8