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des bandes équatoriales, qui apparaît sur les nombreux dessins de la planète faits avec l'œil, et qui, à ma connaissance, n'a pas encore été obtenue par la photographie. La tache rouge, qui est visible nettement sur l'original, est à peine perceptible sur la Planche. Malgré ces causes de trouble signalées plus haut, il nous semble possible d'obtenir des images encore meilleures avec cette lunette et les plaques actuelles, en choisissant des nuits exceptionnelles. Mais les images seraient elles-mêmes exceptionnelles. Une étude régulière et continue de la planète par la photographie me paraît réservée aux observatoires dont les images stellaires sont
me paraît réservée aux observatoires dont les images stellaires sont toujours calmées. J'ai étudié aussi par la photographie plusieurs nébuleuses fortes, qui ont donné des résultats nouveaux et intéressants. La nébuleuse d'Orient tout d'abord a été photographiée; sa partie intérieure, dite région d'Huygens, est en effet intense. La pose a été avec intention arrêtée à trente-cinq minutes, pour que la quantité de lumière reçue fût proportionnellement la même que dans les épreuves de la même région obtenues en 1895 et 1898 par MM. Pickering et Scheiner avec des objectifs de 40, 32, dont les longueurs focales sont égales respectivement à
40, 32, dont les longueurs focales sont égales respectivement à quinze fois et dix fois l'ouverture. M. Pickering a reproduit son épreuve dans une Planche annexe (Annals of the Harvard Observatory, Pl. II, Vol. XII, première Partie). M. Scheiner a joint à son Mémoire une planche qui donne un dessin fait à la main de l'image agrandie (Publicationen des astronomischen Observatorium zu Potsdam, Pl. II, Vol. XI). Or, notre épreuve, reproduite dans la Planche ci-contre après un agrandissement de quatre fois, est nettement supérieure aux deux précédentes. Elle a été obtenue, il est vrai, dans des conditions particulièrement favorables, alors
obtenue, il est vrai, dans des conditions particulièrement favorables, alors que l'atmosphère était très calme aussi bien dans les basses couches que dans les couches élevées. Elle montre un grand nombre de détails et de nuances délicates qui sont rarement obtenus avec une pose qui est déjà assez longue. L'image est d'ailleurs toute différente des images de la nébuleuse reproduites un peu partout, lesquelles ont été obtenues avec des appareils tout différents qui, étant à court foyer, assurent une grande concentration de la lumière, et montrent surtout les parties extérieures de la nébuleuse, beaucoup plus faibles. Sur ces dernières épreuves,
de la nébuleuse, beaucoup plus faibles. Sur ces dernières épreuves, la partie intérieure qui nous occupe ici a une pose exagérée et est noyée dans une lumière intense et vague qui ne montre aucun détail. Les épreuves de la partie intérieure, obtenues ainsi à grande échelle, me paraissent utiles pour décider la question longtemps controversée des variations de la nébuleuse et de ses relations avec les fortes étoiles 9, et 02 d'Orion, et avec les nombreuses petites étoiles qui se détachent sur le fond nébuleux. D'autre part, je me suis attaché à une classe particulière de nébuleuses, aux petites nébuleuses
attaché à une classe particulière de nébuleuses, aux petites nébuleuses appelées planétaires par W. Herschel, à cause de la ressemblance qu'elles présentent avec l'image d'une planète, lorsqu'on les observe avec un petit instrument. La plupart de ces petites nébuleuses sont intenses et peuvent être photographiées en totalité ou en partie avec la grande lunette, la pose n'étant pas supérieure à deux heures. Les nébuleuses plus larges d'autre part ont été déjà étudiées par la Photographie avec un grand succès. Mais les instruments employés étaient à grande concentration de lumière et donc à court foyer; ils donnent une image des nébuleuses
donc à court foyer; ils donnent une image des nébuleuses planétaires trop petite pour être utile. Aussi l'étude de la plupart de ces nébuleuses planétaires n'a pas été abordée encore par la Photographie. La première nébuleuse photographiée est la nébuleuse planétaire d'Andromède N. G. C., n° 7662, l'une des plus intéressantes du Ciel; elle est représentée sur la Planche dans les cases 9, 10, 11. Cette nébuleuse a été étudiée et dessinée successivement par W. Herschel, J. Herschel, Lord Rosse, Lamont, Secchi, Lassell, Vogel, qui l'ont examinée avec l'œil. John Herschel la représente par un petit cercle (Philosophical Transactions, 1833,
Herschel la représente par un petit cercle (Philosophical Transactions, 1833, Pl. XIII, fig 45); mais Lord Rosse, qui en donne deux dessins successifs, la représente par une sorte d'anneau sans noyau central, puis avec un noyau central et de longs bras en forme de spires (Philosophical Transactions, 1850, Pl. XXVIII, fig. 13 et 1861, Pl. XXX, fig. 40). D'autre part, Lassell, qui observait avec un réflecteur de 1111,20 sous le beau ciel de l'île de Malte, voit un simple anneau ordinaire sans divisions, avec un noyau central (Memoirs of the royal astronomical Society, 1865, Pl. X, fig. 38). Vogel ne
royal astronomical Society, 1865, Pl. X, fig. 38). Vogel ne donne pas de noyau mais représente l'anneau un peu dédoublé. Observations avec le grand réflecteur de 011,75 de l'observatoire de Vienne (Publications des astrophysikalisches Observatorium de Potsdam, Vol. IV, première Partie, Pl. IV). Notre épreuve la montre en réalité différente de tous les dessins précédents. Le noyau central est bien net. L'anneau aussi, à première vue, saute aux yeux, plus intense et plus large dans la direction sud-est que dans la direction opposée. Mais l'épreuve montre en plus un prolongement latéral large, du côté sud-est, lequel se détache obliquement en
latéral large, du côté sud-est, lequel se détache obliquement en formant une spire manifeste. Du côté opposé, le négatif de cette même épreuve laisse soupçonner une spire plus faible, à peu près symétrique sur le côté nord-ouest. Voir l'image n° 9 de la Planche annexe qui représente l'épreuve du 6 septembre 1898, pose soixante minutes, agrandie huit fois. La nébuleuse était observée à l'œil en même temps qu'elle était photographiée; le noyau était visible, quoique très faible; mais les deux spires décelées sur les épreuves n'ont pas été reconnues avec l'œil. J'ai photographié de nouveau la même nébuleuse en 1899,
l'œil. J'ai photographié de nouveau la même nébuleuse en 1899, avec des poses différentes, trente minutes et quatre-vingt-dix minutes (épreuves du 9 et du 12 septembre représentées dans les cases 10 et 11 de la Planche). L'épreuve de faible pose montre dans la direction sud-est une sorte de noyau secondaire qui relie le noyau central à l'anneau et qui, sur les autres épreuves, paraît noyé dans la nébulosité. L'épreuve de quatre-vingt-dix minutes de pose de 1899 est en réalité plus faible que celle de soixante minutes obtenue l'année précédente. Cette infériorité s'explique aisément par des différences dans la transparence de
infériorité s'explique aisément par des différences dans la transparence de l'air et la sensibilité des plaques. D'ailleurs, il serait probablement utile de reprendre l'étude photographique de cette nébuleuse, avec des poses plus longues encore et par des très belles nuits. Le temps, jusqu'à présent, m'a manqué, pour poursuivre ces premières recherches. D'autre part, le noyau mérite un examen spécial. Comme la plupart des noyaux ouverts par une nébulosité, il est décelé plus aisément par la plaque photographique que par la rétine humaine, et donc est relativement plus riche en rayons violents et ultra-violets qu'en rayons jaunes et rouges. Cette propriété
violents et ultra-violets qu'en rayons jaunes et rouges. Cette propriété doit avoir un rapport étroit avec la constitution même de la nébuleuse. De plus, ce noyau, qui dans la série des observations faites depuis 1850, est alternativement visible ou invisible, est peut-être variable, mais nos épreuves consécutives des deux années 1898 et 1899 ne montrent aucune variation sensible par rapport aux étoiles voisines. Enfin l'anneau de forme elliptique frappe tout d'abord les yeux. Mais l'existence de noyaux secondaires intérieurs qui les lient au noyau central, et aussi de 5 spires intérieures légèrement amorcées, montre que cet anneau est plus complexe
intérieures légèrement amorcées, montre que cet anneau est plus complexe qu'il ne paraît au premier abord. ments nets et symétriques qui donnent l'impression de deux larges spires. On peut affirmer que cette nébuleuse se rattache par un lien étroit aux nébuleuses spirales. Même résultat aussi pour la nébuleuse planétaire du Verseau (N. G. G., n° 7009) qui n'est pas aussi intense que les précédentes. Cette nébuleuse a été étudiée presque autant que la nébuleuse d'Andromède. Herschel la représente par une masse ronde uniforme. Lord Rosse ajoute des anses. Lassell distingue un noyau central entouré par une ellipse nette dont le
un noyau central entouré par une ellipse nette dont le grand axe est prolongé par les anses. Vogel n'observe pas un noyau, mais un diamètre lumineux transversal. Holden et Schöberlé donnent un dessin qui rappelle le précédent, mais avec plus de détails. Enfin, MM. Rabourdin et Keeler l'ont photographiée, mais avec un télescope à court foyer. Ils obtiennent une masse ronde sans détails, avec les anses nettes en plus. Les épreuves de la lunette à long foyer de Meudon, d'autre part, ne montrent pas les anses ou les montrent à peine, mais donnent des détails dans la partie centrale. On
peine, mais donnent des détails dans la partie centrale. On perçoit un noyau central, entouré par une ellipse vague, plus faible à une extrémité du grand axe, avec des irrégularités et deux rayons vecteurs opposés de forme un peu courbe, qui font penser à la forme spirale. En résumé, cette étude photographique a fourni des résultats fort intéressants sur ces nébuleuses planétaires, considérées à jusqu'ici sous le titre de objets difficiles à observer. Elle fait ressortir une tendance générale à la forme spirale, déjà reconnue avec les nébuleuses plus larges. Or on sait que la forme spirale des nébuleuses implique
Or on sait que la forme spirale des nébuleuses implique presque nécessairement une force répulsive émanée du noyau, comparable à la force répulsive qui forme les queues cométaires. Cette force répulsive, que l'on peut opposer à l'attraction newtonienne, mais dont la nature et les variations ne sont pas bien déterminées, doit jouer un rôle important dans l'évolution des mondes stellaires. Enfin plusieurs épreuves d'amas d'étoiles divers ont été obtenues aussi avec la grande lunette; mais une Note spéciale accompagnée de Planches leur sera consacrée. NOTE SUR LES INSTRUMENTS DE L'OBSERVATOIRE DE MEUDON; PAR M. J. JANSSEN. À l'occasion de la
DE MEUDON; PAR M. J. JANSSEN. À l'occasion de la Communication de M. Deslandres, je donnerai quelques détails sur les deux grands instruments que possède l'observatoire de Meudon. Les progrès de la Science, principalement dans la direction de l'Astronomie physique, exigent aujourd'hui l'emploi de grands instruments possédant des propriétés spéciales. Ce sont, d'une part, les instruments à très long foyer, doués par cela même d'un pouvoir séparateur considérable, instruments précieux pour l'étude de la structure des astres très brillants et de petit diamètre; par exemple : certaines nébuleuses ou portions de nébuleuses, et surtout pour l'étude des amas stellaires sur
de nébuleuses, et surtout pour l'étude des amas stellaires sur lesquels il y a de si importantes études à faire. Et d'autre part, au contraire, les instruments à large ouverture et de très court foyer relatif, précieux pour la découverte ou l'étude des astres de très faible pouvoir lumineux, comme, par exemple, les nébuleuses, pour lesquelles ces instruments servent soit à en découvrir de nouvelles, soit à marquer l'extension et les véritables limites de leurs parties les plus faibles et les moins lumineuses. À Meudon, l'instrument qui répond à la première condition est notre lunette double, oculaire et photographique, dont
première condition est notre lunette double, oculaire et photographique, dont les objets ont respectivement 83 et 62 de diamètre avec un foyer de 16 m. C'est la lunette placée dans notre grande coupole. La partie optique de ce bel instrument, qui est actuellement le plus puissant comme instrument double, est due à MM. Henry frères et la partie mécanique à M. Gautier. Entre les mains de M. Perrotin la lunette oculaire a permis de découvrir de nouveaux et importants détails touchant la structure de la surface de la planète Mars. On voit par la Communication précédente que la lunette photographique
On voit par la Communication précédente que la lunette photographique n'est pas moins intéressante et qu'elle a permis également la constatation de faits nouveaux et importants : par exemple, ceux qui se rapportent à la structure de la partie centrale de la nébuleuse d'Orion et la question du nombre des étoiles variables dans certains amas, ainsi que celle de la constitution en spirale de la nébuleuse planétaire d'Andromède, celle du Dragon, etc. Ces résultats appellent sans doute une confirmation ultérieure; ils tendent néanmoins à prouver les qualités des objectifs construits par MM. Henry frères. Notre second grand instrument est, comme
par MM. Henry frères. Notre second grand instrument est, comme on sait, le télescope de 1,5 m d'ouverture et 3 m de distance focale. J'ai été amené à la construction de cet instrument par le succès que m'a valu l'emploi d'un instrument analogue, de moindres dimensions, et qui m'avait permis, pendant l'éclipse de décembre 1871, à Schoolor, de découvrir la véritable nature de la couronne, question alors controversée, et à y reconnaître une dernière et immense atmosphère solaire. Le miroir du télescope de Meudon est dû à MM. Henry frères; la taille en est parfaite. La partie mécanique de l'instrument
la taille en est parfaite. La partie mécanique de l'instrument est due à M. Gautier qui n'a pas moins bien réussi la monture, monture qui permet de régler l'instrument pour toute la latitude. On a vu par la Communication de M. Rabourdin, qui, sur sa demande, a eu l'instrument entre les mains, combien cet instrument est précieux par son énorme pouvoir lumineux. Je suis persuadé que son emploi habile conduirait aux plus importantes découvertes. Pour nous résumer nous dirons que les progrès de la Science exigent aujourd'hui qu'on spécialise de plus en plus les instruments, qu'on augmente leurs dimensions et,
plus en plus les instruments, qu'on augmente leurs dimensions et, comme conséquence inéluctable, qu'on place ces instruments en des stations où l'intervention et les troubles causés par notre atmosphère soient réduits à leur minimum, ce qui conduira de plus en plus vers les stations élevées et bien choisies. REVUE DES PUBLICATIONS ASTRONOMIQUES. GOULD (B.-A.). — Cuyo Dobble Photographics. Photographie observations of star clusters, from impressions made at the Argentine National Observatory, measured and computed with aid from the Argentine Government. Lynn, Mass., 1897; 1 vol. in-f4, avec préface de S.-C. Chandler. (Texte espagnol et anglais). Les succès obtenus par Rutherfurd
Chandler. (Texte espagnol et anglais). Les succès obtenus par Rutherfurd dans l'application de la Photographie stellaire (1865-1870) excitèrent chez Gould un grand enthousiasme; aussi, en partant pour Cordoba, il emporta un objectif photographique identique à celui employé par Rutherfurd (f/2.86 d'ouverture), remplacé dans la suite par un objectif de 13 inch d'ouverture, construit par Fitz. Gould se proposait d'utiliser ces objectifs à photographier les Principaux amas de l'hémisphère austral, et ce travail fut en effet exécuté de 1875 à 1882; les mesures occupèrent les années 1882-1889; enfin les calculs (correction de l'échelle micrométrique, coefficient de dilatation des clichés, passage aux
de l'échelle micrométrique, coefficient de dilatation des clichés, passage aux coordonnées astronomiques.) durerent jusqu'en 1895. Après la mort de Gould (26 nov. 1896), son assistant, M. G.-E. Whitaker, continua seul la revision du travail auquel il avait déjà collaboré pendant dix ans. Chaque plaque était exposée d'abord pendant huit minutes; ensuite on déplaçait légèrement la lunette en ascension droite et l'on faisait une nouvelle pose de huit minutes, qui permettait d'éliminer les fausses images; enfin, après cette seconde pose, on arrêtait le mouvement d'entraînement de la lunette et on laissait les belles étoiles marquer leur trace sur la plaque, ce
les belles étoiles marquer leur trace sur la plaque, ce qui donnait la direction du mouvement diurne; mais plus tard ces traces ont été remplacées par une troisième image d'une étoile regardée comme la principale du groupe. Toutes les plaques ont été couvertes d'albumine, afin d'éviter la déformation de la pellicule; et ce moyen a été parfaitement efficace. A l'exception des Pléiades et de Procyon, les groupes photographiés appartiennent tous à l'hémisphère austral. Le nombre total des plaques obtenues est de 1000 environ, mais il n'en a été mesuré que 281, contenant à peu près 11200 étoiles; et comme une
281, contenant à peu près 11200 étoiles; et comme une partie de celles-ci n'ont pas encore été calculées, ce nombre d'étoiles est réduit à 8580, pour les 37 amas contenus dans ce Volume. Après avoir décrit sommairement les micromètres employés dans la mesure des plaques, on donne les corrections de leurs vis, etc.; puis on indique les méthodes de réduction employées, avec un exemple complet, emprunté aux Pléiades. Pour chaque amas on donne une Carte de la région, à une échelle un peu variable, de 2mm à 5mm, environ par minute d'arc; puis les coordonnées polaires (angle de position et
minute d'arc; puis les coordonnées polaires (angle de position et distance) de chaque étoile par rapport à une étoile à peu près centrale, et enfin les différences d'ascension droite et de déclinaison par rapport à la même étoile. Voici la liste des 37 amas ainsi décrits: les numéros entre parenthèses sont ceux du New General Catalogue de M. J.-L.-E. Dreyer: I. Pléiades. II. Procyon (2632). III. Autour de 0 Orion (1976). IV. 41 Messier (2287). V. Autour de 01 Grand Chien. VI. H VIII 38 (2422). VII. Autour de d Poupe. VIII. Autour de c Poupe (2451). IX. Autour de
Poupe. VIII. Autour de c Poupe (2451). IX. Autour de y Voiles. X. Lacaille II, 4 (2546). XI. Autour de Lacaille 3695 (2547). XII. Autour de r Poupe. XIII. Autour de 0 Voiles. XIV. Amas Piazzi VIII 187. XV. A 297 (314). XVI. Autour de 2967 Brisb.XVII. Lac. II, 7 (3228). XVIII. Autour de 4316 Lac. XIX. Autour de 4375 Lac. XX. 73 Carène (3372). XXI. 0 Carène. XXII. Autour de 3316 Brisb. (3519). XXIII. x Carène (3532). XXIV. y Carène (3572). XXV. Autour de 3549 Brisb. XXVI. Lac. III, 7 (3766). XXVII. Autour de À Centaure. XXVIII. A 291
7 (3766). XXVII. Autour de À Centaure. XXVIII. A 291 (4043). XXIX. x Croix (4755). XXX. Lac. I, 7 (5281). XXXI. A 360 (6067). XXXII. A 326 (6087). XXXIII. Lac. I, 8 (6124). XXXIV. Autour de 5883 Brisb. XXXV. Lac. III, 12 (6405). XXXVI. Lac. II, 14 (6473). XXXVII. Grand amas dans le Sagittaire (6603). G. B. MÉMOIRES ET OBSERVATIONS. SUR LA QUESTION DES LACUNES DES PETITES PLANÈTES; PAR M. O. BÄCKLUND. Dans ses recherches sur les mouvements des planètes, Gyldén a fait ressortir avec une insistance particulière la nécessité d'avoir égard déjà dans la première approximation aux termes du
d'avoir égard déjà dans la première approximation aux termes du troisième degré, car on peut arriver seulement ainsi à obtenir une approximation. Ce résultat concerne tout d'abord les cas critiques, c'est-à-dire ceux où les diviseurs d'intégration deviennent très petits. A ce point de vue, les indications présentes peuvent être considérées comme complémentaires de mon travail Über die Bewegung kleiner Planeten des Rechnungstypus (Hén-toiles de l'Académie de Saint-Pétersbourg, t. VI, n° 10). Je prends l'équation de la dernière page qui sert à la détermination de γ (mouvement du périhélie). Les notations sont celles du Mémoire cité: A = 1 — et
sont celles du Mémoire cité: A = 1 — et l'on cherche ce qui arrive dans le voisinage de n = 600". On peut espérer obtenir, d'après ce qui a été dit, une véritable approximation. Le Tableau suivant indique les valeurs réelles des trois racines de l'équation du troisième degré, calculées pour les valeurs successives de n; E et G sont des fonctions du rapport c, a faciles à calculer pour les mêmes valeurs de n: Extrait d'une lettre relative à des résultats que l'auteur vient de développer dans Un Mémoire en cours d'impression. Tableau des racines a, b, c.
Mémoire en cours d'impression. Tableau des racines a, b, c. n. n2. n3. 583 -1" 17* -+-12,29 -+-18,37 584 1,33* 10,05 17,43 585 1,55* 8,74 16,51 586 1,90* 7,9 15,61 587 2,55* 5,56 14,70 587,6 3,00* 3,00 588 13,79 589 12,91 590 12,04 591 11,18 592 10,34 593 9,73 594 8,73 595 8,06 596 7,42 597 6,78 598 5,74 599 5,07 600 4,40 601 3,84 602 3,37 603 3,25 604 2,58 605 2,25 606 1,96* 607 1,70* 608 1,50* 609 1,35* 610 + 1,35* Le Tableau montre que les trois racines sont réelles seulement jusqu'à n = 587,6; à partir
racines sont réelles seulement jusqu'à n = 587,6; à partir de cette valeur, et s'annulent, ce qui implique que n(A + cr,) prend sa plus petite valeur: 7,65. La racine 0'2 ne correspond pas à une solution du problème et il en est de même de u3, au moins dans le voisinage de la valeur considérée de n: car ces deux racines croissent quand n décroît et n(A + c2), n (A -f- <73) s'approchent en même temps de zéro. Mais les valeurs de la racine C, correspondront, pour les dernières valeurs de n inscrites dans le Tableau, à une
dernières valeurs de n inscrites dans le Tableau, à une solution du problème. Pour déterminer la valeur de n à partir de laquelle il en est ainsi, nous devons chercher l'équation qui fait connaître le coefficient h = :n!GI de A + a cos[(i + 1)π + A + B] dans le développement de l'expression du rayon vecteur. En tenant compte seulement des termes du troisième degré et négligeant de petites quantités qui ne modifient pas le résultat, il vient Voici un Tableau qui renseigne sur la variation des racines hl, h2, h3 avec n: Tableau des racines hl, h2,
hl, h2, h3 avec n: Tableau des racines hl, h2, h3. n. h1. h2. h3. 582 -0,04* 586 -0, -7 590 -0,10 594 -0,13 598 -0,17 602 -0,20 607 -0,24 +0,12 +0,12* 608 -0,25 +0,16 +0,09* 609 -0,26 +0,18 +0,08* 610 -0,27 +0,20 +0,07* Comme dans la Table précédente, les racines qui représentent une solution sont distinguées par un astérique. Si n décroît, à partir de 610, h3 et <73 représentent la solution jusqu'à n = 607,2. Pour des valeurs plus petites de n, hl devient imaginaire. Donc 587,6 et 607,2 sont les valeurs de n entre lesquelles les solutions
607,2 sont les valeurs de n entre lesquelles les solutions considérées n'existent plus. Entre les valeurs indiquées pour n, on ne retrouve jusqu'à présent aucune valeur observée. La planète qui donne la valeur la plus voisine de n = 587,6 est (40?) Ottilia, pour laquelle n = 584; mais le moyen mouvement est encore mal déterminé. D'après le Berliner Jahrbuch, la planète qui se rapproche le plus de l'autre limite est G 10 Andromaque, avec n = 610; mais le moyen mouvement absolu de cette planète est plus grand que 610. La planète qui approche de la seconde limite est
610. La planète qui approche de la seconde limite est sans doute (122) Gerda, dont le moyen mouvement absolu est plus petit que celui de (108) Hécube. D'après la manière dont les solutions disparaissent, les planètes pour lesquelles on a n > 607,2 forment un système essentiellement distinct de celles pour lesquelles n < 587,6. Dans le diagramme ci-dessous, on a marqué les solutions utiles par un trait plein, les autres en pointillé (hl = n h). Dans l'intervalle 587,6 < n < 607,2, le développement que j'ai donné pour f diverge; mais, en dehors de cet intervalle, les formules