jeanflop/post_ocr_correction2 huggingface dataset:
d'étoiles filantes. Cette hypothèse expliquerait le nombre extrêmement grand de points radiants, appartenant à des essaims distincts de corpuscules. Jusqu'ici, on n'a pu encore constater l'apparition de nouveaux essaims de météores à la suite de grandes comètes. La comète de Halley paraissait présenter, à ce point de vue, des conditions plus favorables; mais la fréquence des étoiles filantes n'a pas dépassé le chiffre habituel. Les observations de la queue autour de l'époque du passage sont particulièrement intéressantes. Le 12 mai, à Bamberg, M. Hartwig observe la queue dans une longueur de plus de 40°; elle est entourée d'une enveloppe en deux faisceaux, d'une magnifique couleur rouge or; la tête est de la 2e grandeur, le noyau de la grandeur 5,7. Le 16, elle mesure déjà 60°; sur le Sonnwendstein, dans des conditions très favorables, même 67°, avec une largeur de 5° à 6° à son extrémité. Le 19 au matin, la queue a, d'après M. Campbell, une longueur d'au moins 140° et forme un angle sensible avec le rayon vecteur. Par suite de cette inclinaison et par l'effet de la perspective, la queue paraissait, d'après M. Eginitis, à Athènes, dirigée le 20 au soir, du côté du Soleil; le lendemain matin elle n'avait plus que le tiers de la luminosité de la veille. À Helwan, en Égypte, le 18 mai, la plus grande largeur était de 8°, celle de l'extrémité de 2°; le 19, vers 13h, temps moyen de Greenwich, la queue était, près de l'Égypte, large de 15°. La queue ne paraît avoir passé de l'autre côté de la Terre que le 20 mai à 12h, temps moyen de Greenwich. D'après M. Banachiewicz, l'axe de la queue formait, le 26 mai, avec le prolongement du rayon vecteur, un angle plus grand que 11°; si ces conditions étaient les mêmes quelques jours plus tôt, la rencontre de la Terre avec la queue n'aurait eu lieu que le soir du 19 mai. Une discussion approfondie des observations si nombreuses effectuées à cette époque fixera très exactement ce point; voici toujours un extrait d'une Note de M. Eginitis qui résume très bien
matin elle n'avait plus que le tiers de la luminosité de la veille. À Helwan, en Égypte, le 18 mai, la plus grande largeur était de 8°, celle de l'extrémité de 2°; le 19, vers 13h, temps moyen de Greenwich, la queue était, près de l'Égypte, large de 15°. La queue ne paraît avoir passé de l'autre côté de la Terre que le 20 mai à 12h, temps moyen de Greenwich. D'après M. Banachiewicz, l'axe de la queue formait, le 26 mai, avec le prolongement du rayon vecteur, un angle plus grand que 11°; si ces conditions étaient les mêmes quelques jours plus tôt, la rencontre de la Terre avec la queue n'aurait eu lieu que le soir du 19 mai. Une discussion approfondie des observations si nombreuses effectuées à cette époque fixera très exactement ce point; voici toujours un extrait d'une Note de M. Eginitis qui résume très bien la question. « Le noyau s'est complètement déformé à plusieurs reprises et s'est même dédoublé. On a observé plusieurs changements considérables, avec des mouvements très rapides et des projections de matières à des hauteurs prodigieuses, dans des directions inaccoutumées. La comète prenait jusqu'au 21 mai des éclats de plus en plus faibles et des longueurs apparentes de plus en plus grandes, mais sa luminosité a pris, tout d'un coup, le 21 au soir, une intensité très grande et devint éclatante; au lieu d'un aspect sombre antérieur, elle prit une coloration presque blanche. Le matin, l'extrémité, près la Voie lactée, était à 1450 de la tête; le soir, après le passage de l'autre côté de la Terre et l'apparition de la queue à l'Est, passage qui a eu lieu vers le milieu du 21 mai, elle n'avait plus que 30° environ. La plus grande partie de ce changement brusque de la longueur est due à la variation de l'angle sous lequel elle a été successivement vue, d'un côté et de l'autre de la Terre. Cette variation explique aussi, en partie, l'accroissement notable de l'éclat et le changement de l'aspect, mais la plus grande partie de ces phénomènes est due à l'éclairement
plus faibles et des longueurs apparentes de plus en plus grandes, mais sa luminosité a pris, tout d'un coup, le 21 au soir, une intensité très grande et devint éclatante; au lieu d'un aspect sombre antérieur, elle prit une coloration presque blanche. Le matin, l'extrémité, près la Voie lactée, était à 1450 de la tête; le soir, après le passage de l'autre côté de la Terre et l'apparition de la queue à l'Est, passage qui a eu lieu vers le milieu du 21 mai, elle n'avait plus que 30° environ. La plus grande partie de ce changement brusque de la longueur est due à la variation de l'angle sous lequel elle a été successivement vue, d'un côté et de l'autre de la Terre. Cette variation explique aussi, en partie, l'accroissement notable de l'éclat et le changement de l'aspect, mais la plus grande partie de ces phénomènes est due à l'éclairement de la lumière solaire; pendant plusieurs jours, avant le 21 soir, on voyait le côté de la queue, non directement éclairé par le Soleil, qui était tourné vers la Terre ; c'est le contraire qui est arrivé tout de suite après le passage de la comète de l'autre côté de notre planète. Il s'ensuit donc que les matières dont la queue de la comète est composée sont très peu lumineuses; elles ne peuvent presque se voir que par la lumière solaire qu'elles réflchissent. Cette observation donne donc lieu à croire que la constitution des queues cométaires ne serait pas purement gazeuse. C'est plutôt l'hypothèse d'une masse composée de gaz contenant des poussières solides qui est confirmée. » Le 26 mai, la queue avait encore une longueur de 40°, et à son extrémité une largeur de 6°. Le 31 mai, M. Eginitis vit sortir du noyau, d'un diamètre de 4,4, à l'opposé du Soleil, une aigrette plus brillante que le noyau même, composée de plusieurs lignes droites divergentes qui s'élevaient à une hauteur d'environ 50" sous forme d'éventail de 60° d'ouverture. Un peu plus tard M. J. Comas Solà, à Barcelone, remarqua, au lieu de cette aigrette, une bouffée très brillante,
notre planète. Il s'ensuit donc que les matières dont la queue de la comète est composée sont très peu lumineuses; elles ne peuvent presque se voir que par la lumière solaire qu'elles réflchissent. Cette observation donne donc lieu à croire que la constitution des queues cométaires ne serait pas purement gazeuse. C'est plutôt l'hypothèse d'une masse composée de gaz contenant des poussières solides qui est confirmée. » Le 26 mai, la queue avait encore une longueur de 40°, et à son extrémité une largeur de 6°. Le 31 mai, M. Eginitis vit sortir du noyau, d'un diamètre de 4,4, à l'opposé du Soleil, une aigrette plus brillante que le noyau même, composée de plusieurs lignes droites divergentes qui s'élevaient à une hauteur d'environ 50" sous forme d'éventail de 60° d'ouverture. Un peu plus tard M. J. Comas Solà, à Barcelone, remarqua, au lieu de cette aigrette, une bouffée très brillante, à 1' du noyau, placée également juste à l'opposé du Soleil. C'est l'aigrette provenant de la projection de matière qui s'est détachée du noyau avec une vitesse prodigieuse et s'est transformée complètement pour former finalement, vers le 2 juin, un noyau secondaire. M. Wolf a constaté sur une photographie du 12 mai un nuage étendu qui précédait la queue visuelle. Ce nuage a dû persister les jours suivants, à moins que d'autres ne se soient formés, vu qu'on remarquait un tel nuage sur une photographie du 17 mai. Actuellement il n'y a presque aucune observation publiée sur l'aspect de la comète à partir du mois de juin. C'est Halley qui a reconnu la périodicité de cette comète. En calculant les orbites paraboliques de beaucoup d'anciennes comètes, il a remarqué la grande ressemblance des éléments des trois comètes de 1531, 1607 et 1682, et conclu à leur identité. Le retour de 1759 a été déjà prédit assez exactement, après le calcul approché des perturbations; ceux de 1835 et 1910, en se basant sur le calcul rigoureux des perturbations. Nous connaissons actuellement l'histoire de cette comète à partir de 240 avant Jésus-Christ. Laugier est le premier qui a examiné le recueil des
12 mai un nuage étendu qui précédait la queue visuelle. Ce nuage a dû persister les jours suivants, à moins que d'autres ne se soient formés, vu qu'on remarquait un tel nuage sur une photographie du 17 mai. Actuellement il n'y a presque aucune observation publiée sur l'aspect de la comète à partir du mois de juin. C'est Halley qui a reconnu la périodicité de cette comète. En calculant les orbites paraboliques de beaucoup d'anciennes comètes, il a remarqué la grande ressemblance des éléments des trois comètes de 1531, 1607 et 1682, et conclu à leur identité. Le retour de 1759 a été déjà prédit assez exactement, après le calcul approché des perturbations; ceux de 1835 et 1910, en se basant sur le calcul rigoureux des perturbations. Nous connaissons actuellement l'histoire de cette comète à partir de 240 avant Jésus-Christ. Laugier est le premier qui a examiné le recueil des observations chinoises des comètes, dans le but de retrouver d'anciennes apparitions de la comète de Halley. Il a ainsi identifié la comète avec deux ou trois anciennes, mais il n'a reconnu avec certitude que les apparitions de 1301 et 1378 dont il a calculé les éléments avec ceux de beaucoup d'autres comètes chinoises. Hind, à son tour, a examiné avec une grande sagacité un recueil plus parfait des observations chinoises et ne s'est trompé que quatre fois dans l'indication de 20 apparitions antérieures à celle de 1531, dont la première, bien identifiée, remonte à l'année 12. Mais jusqu'au temps le plus récent, les astronomes n'avaient aucun moyen pour décider de l'exactitude de ses identifications qu'on ne peut accueillir qu'avec des réserves. Maintenant nous connaissons exactement le passé de la comète depuis l'année 240 avant Jésus-Christ, à la suite des remarquables recherches de MM. Cowell et Crommelin qui ont excité l'admiration de tous les astronomes. Grâce au choix ingénieux d'une méthode approchée dans le calcul des perturbations et à l'arrangement judicieux de leurs calculs, ces deux astronomes, aidés par quelques collaborateurs, sont arrivés à calculer en quelques années les perturbations approchées de la comète pendant l'énorme intervalle de temps de presque
d'autres comètes chinoises. Hind, à son tour, a examiné avec une grande sagacité un recueil plus parfait des observations chinoises et ne s'est trompé que quatre fois dans l'indication de 20 apparitions antérieures à celle de 1531, dont la première, bien identifiée, remonte à l'année 12. Mais jusqu'au temps le plus récent, les astronomes n'avaient aucun moyen pour décider de l'exactitude de ses identifications qu'on ne peut accueillir qu'avec des réserves. Maintenant nous connaissons exactement le passé de la comète depuis l'année 240 avant Jésus-Christ, à la suite des remarquables recherches de MM. Cowell et Crommelin qui ont excité l'admiration de tous les astronomes. Grâce au choix ingénieux d'une méthode approchée dans le calcul des perturbations et à l'arrangement judicieux de leurs calculs, ces deux astronomes, aidés par quelques collaborateurs, sont arrivés à calculer en quelques années les perturbations approchées de la comète pendant l'énorme intervalle de temps de presque 2150 années, et même plus rigoureusement pour l'intervalle 1759 à 1910. Ils ont pu établir avec une exactitude suffisante, les éléments les plus difficiles à déterminer, les époques de tous les passages au périhélie et les mouvements moyens diurnes à ces époques. 5 837 avril 6 46,176 16 91a juillet 19 45,68a 17 989 septembre 12 45,988 18 1066 mars 27 143,9 38,6 163,5 44,468 19 115 avril 19 45,3 39,9 163,5 44,968 20 1222 septembre 10 147,5 42 163,5 44,820 21 1301 octobre 22,7 44,858 22 1378 novembre 8,77 163,44 54,67 162,1 45,620 23 156 juin 8,21 54,90 50,08 162,38 46,02,5 24 531 août a3,8 155,07 50,77 163,00 46,400 25 1007 octobre 26,87 159,91 52,66 162,86 47,446 26 1682 septembre 14,81 163,61 54,35 162,24 45,811 27 1759 mars 12,57 165,5; 55,92 162,38 46,124 1835 novembre 15,94 166,83 56,19 162,24 46,509 29 110 avril 19,67 168,72 57,18 162,22 46,669 Les époques calculées sont généralement exactes à quelques jours près; dans les cas les plus défavorables, l'erreur peut monter à deux ou trois semaines, et pour les trois apparitions les plus reculées à deux ou trois mois. À quelques rares exceptions près, ils ont pu identifier dans les Annales chinoises les
19 45,68a 17 989 septembre 12 45,988 18 1066 mars 27 143,9 38,6 163,5 44,468 19 115 avril 19 45,3 39,9 163,5 44,968 20 1222 septembre 10 147,5 42 163,5 44,820 21 1301 octobre 22,7 44,858 22 1378 novembre 8,77 163,44 54,67 162,1 45,620 23 156 juin 8,21 54,90 50,08 162,38 46,02,5 24 531 août a3,8 155,07 50,77 163,00 46,400 25 1007 octobre 26,87 159,91 52,66 162,86 47,446 26 1682 septembre 14,81 163,61 54,35 162,24 45,811 27 1759 mars 12,57 165,5; 55,92 162,38 46,124 1835 novembre 15,94 166,83 56,19 162,24 46,509 29 110 avril 19,67 168,72 57,18 162,22 46,669 Les époques calculées sont généralement exactes à quelques jours près; dans les cas les plus défavorables, l'erreur peut monter à deux ou trois semaines, et pour les trois apparitions les plus reculées à deux ou trois mois. À quelques rares exceptions près, ils ont pu identifier dans les Annales chinoises les comètes qui répondent aux diverses apparitions. Lorsque les observations donnaient avec suffisance l'époque du passage, les auteurs ont préféré l'époque observée à l'époque calculée. Nous donnons, dans le Tableau de la page 216, les éléments approchés pour les diverses apparitions que les auteurs ont quelquefois établis eux-mêmes, d'autres fois empruntés, avec de légères modifications, à des calculs antérieurs. Comme on le voit, ils n'ont souvent pu déterminer que l'époque du passage. Pour les quatre époques entre parenthèses, ils n'ont pu trouver aucune comète; ce sont donc des époques calculées. L'équinoxe est celui de 1910,0 à l'exception des n° 18, 19 et 20, où c'est l'équinoxe de l'époque. Nous avons supprimé la distance périhélie qui est partout environ 0,6. Les quatre apparitions mal identifiées par Hind sont les suivantes : n° 12 (lan,5 trop tard), n° 15 (1 mois trop tard), n° 16 (4 mois trop tôt) et n° 20 (11 mois trop tard). En se basant sur les recherches de Hind, Angström a essayé de trouver une formule empirique qui représenterait le mieux possible les apparitions nos 4 à 28, et qui permettrait de trouver avec une certaine approximation l'époque du passage au périhélie d'un passage postérieur à 1835. Il
avec de légères modifications, à des calculs antérieurs. Comme on le voit, ils n'ont souvent pu déterminer que l'époque du passage. Pour les quatre époques entre parenthèses, ils n'ont pu trouver aucune comète; ce sont donc des époques calculées. L'équinoxe est celui de 1910,0 à l'exception des n° 18, 19 et 20, où c'est l'équinoxe de l'époque. Nous avons supprimé la distance périhélie qui est partout environ 0,6. Les quatre apparitions mal identifiées par Hind sont les suivantes : n° 12 (lan,5 trop tard), n° 15 (1 mois trop tard), n° 16 (4 mois trop tôt) et n° 20 (11 mois trop tard). En se basant sur les recherches de Hind, Angström a essayé de trouver une formule empirique qui représenterait le mieux possible les apparitions nos 4 à 28, et qui permettrait de trouver avec une certaine approximation l'époque du passage au périhélie d'un passage postérieur à 1835. Il avait remarqué que 13 fois le mouvement diurne de la comète est environ égal à 5 fois le mouvement de Jupiter et à deux fois celui de Saturne. Cette formule offrant un certain intérêt, nous la reproduisons ici. En désignant par M, C, et S les mouvements des trois astres en une année julienne (il suppose M = 4°40'48",72) et en désignant par n le nombre des apparitions à partir de 913,97 (n positif après, négatif avant cette date) et par T la durée moyenne d'une révolution (T = 76*"%93) il trouve comme valeur empirique de l'époque du passage J 3an", 87 + 76ln", 9.3/t + ian, 5 si n [ 1; 4-2 l-')n: + 13", (i] + 'jan", 3 sin [ ( 73 -+ 2) — ) /T -t— 13°, 1]. Cette formule laisse subsister pour l'apparition de 1910, c'est-à-dire pour n = + 13, une erreur de 2,9 années; elle est donc sensiblement en défaut. Cela tient d'une part à la grande indétermination du problème, d'autre part à ce que, comme nous l'avons dit, quatre données de Hind sur 25 n'étaient pas exactes. M. Radau a déduit tout récemment, en partant des 29 données de MM. Cowell et
en une année julienne (il suppose M = 4°40'48",72) et en désignant par n le nombre des apparitions à partir de 913,97 (n positif après, négatif avant cette date) et par T la durée moyenne d'une révolution (T = 76*"%93) il trouve comme valeur empirique de l'époque du passage J 3an", 87 + 76ln", 9.3/t + ian, 5 si n [ 1; 4-2 l-')n: + 13", (i] + 'jan", 3 sin [ ( 73 -+ 2) — ) /T -t— 13°, 1]. Cette formule laisse subsister pour l'apparition de 1910, c'est-à-dire pour n = + 13, une erreur de 2,9 années; elle est donc sensiblement en défaut. Cela tient d'une part à la grande indétermination du problème, d'autre part à ce que, comme nous l'avons dit, quatre données de Hind sur 25 n'étaient pas exactes. M. Radau a déduit tout récemment, en partant des 29 données de MM. Cowell et Crommelin, la formule empirique provisoire suivante, dans laquelle n désigne également les nombres d'apparitions comptées à partir de 914,0. Époque approchée = 914,0 + 7'"L", 9.3 n + 1 an , 5 si n [ 1 ")0,0/i+/|.r)0,0 ]+aOl'", 5 si n( 29°,.ïrt-|-3-i 1 °,3) -t-oa,6 sin ( 45°n -t2t5°). Cette formule empirique présente ce côté remarquable que les périodes des trois inégalités sont 24,0, 12,2 et 8,0 révolutions respectivement, donc presque exactement des sous-multiples de 24 révolutions. Nous donnons finalement les éléments de MM. Cowell et Crommelin qui ont servi à calculer leur éphéméride, en ajoutant 31,1 à T. Éq. = 1910,0; T = avril 20,17; R = 76*"%03; = 168° 58' 28"; = 57°16'12"; i = 162° 12'42"; e = 0,967281; u = 46", 669. Comète 1909 d (1909 II), Comète de Winneke. Dans cette apparition la comète de Winneke a été retrouvée, près du lieu de l'éphéméride, le 31 octobre par M. Porro, à La Plata. À cette date elle était déjà assez brillante, visible même dans de faibles instruments. Elle était ronde, de contours mal définis, d'un diamètre d'environ 0',7; elle ne présentait ni noyau, ni queue. À cause de sa position très australe, elle ne fut
formule empirique présente ce côté remarquable que les périodes des trois inégalités sont 24,0, 12,2 et 8,0 révolutions respectivement, donc presque exactement des sous-multiples de 24 révolutions. Nous donnons finalement les éléments de MM. Cowell et Crommelin qui ont servi à calculer leur éphéméride, en ajoutant 31,1 à T. Éq. = 1910,0; T = avril 20,17; R = 76*"%03; = 168° 58' 28"; = 57°16'12"; i = 162° 12'42"; e = 0,967281; u = 46", 669. Comète 1909 d (1909 II), Comète de Winneke. Dans cette apparition la comète de Winneke a été retrouvée, près du lieu de l'éphéméride, le 31 octobre par M. Porro, à La Plata. À cette date elle était déjà assez brillante, visible même dans de faibles instruments. Elle était ronde, de contours mal définis, d'un diamètre d'environ 0',7; elle ne présentait ni noyau, ni queue. À cause de sa position très australe, elle ne fut observée que dans l'hémisphère austral; la dernière observation publiée est du 30 décembre. Éléments de M. Hillebrand. Éq. = 1909,0; Ép. = 1909, oct. 4,5; T = oct. 9,2792; = 271° 36' 54",1; Q = 99° 21' 20",4; i = 18°16' 57",6 ? = 44° 34' 45",8; u = 602",15709. Comète 1909e (1909 IV). Cette comète périodique a été découverte le 6 décembre, par M. Daniel, à Princeton (É.-U.). À cette époque elle était visible même dans de faibles instruments. Elle était ronde, de contours assez mal définis; une chevelure, d'un diamètre d'environ 3', enveloppait symétriquement un noyau de la 12e grandeur, d'un diamètre de 12"; son éclat total égalait celui d'une étoile de la grandeur 9,5; entre le décembre 7 et 12, on distinguait une faible queue. Son aspect ne subit dans le courant des observations que peu de variations; le 14 février 1910, elle n'avait qu'une étendue de l',5 et présenta une forte condensation centrale. M. Ebell reconnut bientôt le caractère elliptique de l'orbite dont les éléments présentent une certaine ressemblance avec ceux de la comète périodique 1867 I; voici ses éléments : Éq. = 1910,0; T = nov. 29,38156; R = 6"%403; = 74° 34' 48",6; Q
Comète 1909e (1909 IV). Cette comète périodique a été découverte le 6 décembre, par M. Daniel, à Princeton (É.-U.). À cette époque elle était visible même dans de faibles instruments. Elle était ronde, de contours assez mal définis; une chevelure, d'un diamètre d'environ 3', enveloppait symétriquement un noyau de la 12e grandeur, d'un diamètre de 12"; son éclat total égalait celui d'une étoile de la grandeur 9,5; entre le décembre 7 et 12, on distinguait une faible queue. Son aspect ne subit dans le courant des observations que peu de variations; le 14 février 1910, elle n'avait qu'une étendue de l',5 et présenta une forte condensation centrale. M. Ebell reconnut bientôt le caractère elliptique de l'orbite dont les éléments présentent une certaine ressemblance avec ceux de la comète périodique 1867 I; voici ses éléments : Éq. = 1910,0; T = nov. 29,38156; R = 6"%403; = 74° 34' 48",6; Q = 70° 58' 16",5; i = 190 23' 23",7; s = 36° 50' 2",4; ;x = 554",178. Jour sidéral. 222 Temps sidéral. 2 12 , ) Coordonnées célest. , 22 Ascension droite. 222 Déclinaison. -. , 222 Hauteur, distance zénitale. , 2'3 Azimut. , . 22 3 Passage des étoiles au méridien 220 Temps sidéral à 12h temps moyen civil. 25 Heure du passage de la polaire au méridien.. 226 Plus grande digression de la polaire. 227 Positions moyennes et spectres des étoiles principales 228 Parallaxes stellaires. 287 Tableau des étoiles doubles. 283 Etoiles doubles spectroscopiques. 245 Tableau des mouvements propres. 248 Spectres stellaires. 257 Spectre des nébuleuses. 276 Spectre des comètes. 277 Spectre de l'aurore polaire. ÉTOILES Le jour sidéral est la durée de la rotation de la Terre; il est égal à 23h56m4's, le temps moyen. Le temps sidéral est le temps écoulé depuis l'instant du passage du point équinoxial vernal au méridien, instant où l'on compte 0 heure; ce temps est exprimé en parties du jour sidéral. Coordonnées célestes. La position dans le ciel d'une étoile, ou d'un astre quelconque, se détermine au moyen de deux arcs de grand cercle, dont l'ensemble forme les coordonnées de l'astre.