jeanflop/post_ocr_correction2 huggingface dataset:
carré des distances. Cette durée est très différente, suivant la région du spectre à reproduire. Lorsque dix secondes suffisent pour le bleu et le violet, ce n'est pas trop d'un quart d'heure pour l'orangé et d'une demi-heure pour le rouge. Pour obvier au pouvoir photochimique si différent de régions même très voisines, j'ai dû employer, avec plus ou moins de succès, les procédés physiques, chimiques et mécaniques suivants : Interposition de verres colorés ou de liquides absorbants, pour atténuer l'énergie gênante de certaines parties du spectre; Introduction de substances colorées dans l'émulsion, pour aviver l'action photochimique de la lumière colorée que ces substances ont la propriété d'absorber; Emploi d'un rideau mécanique mû par un petit treuil, qui fonctionne sans secousses, permet de maintenir en longue exposition la région rouge du spectre et de rendre la pose de plus en plus courte à mesure que l'on découvre le jaune, le vert, le bleu, puis le violet. J'entrerai dans des détails plus précis après la réussite probable des essais que je prépare en ce moment. Anciennement je m'étais efforcé d'obtenir la photographie du spectre visible sur une seule planche de petite dimension. L'an dernier j'ai obtenu mieux en tirant ce spectre en trois planches, de 21 centimètres sur 12. Celle reproduite ici en héliogravure montre la région qui s'étend de la raie F de Fraunhofer à la raie G et au-delà. Elle a été fournie par un prisme à vision directe, le 16 septembre 1886, à 3 h. 11 après midi; le temps était assez clair ; 36 secondes de pose ont suffi. Couleurs de contraste des étoiles et des planètes rapprochées par couples. Par M. C. FLAMMARION. Date de l'observation. Étoiles comparées. Couleurs. 28 mars 1875... Sirius et Bételgeuse Blanc bleuâtre et orange. Sirius et Aldébaran Blanc bleuâtre et orangé. Sirius et Rigel Blanc vif et blanc mat. Pollux et Castor Orangé et jaune. Bételgeuse et Aldébaran ... Orangé toutes deux. Gaz vu à 1 km et Sirius Rouge et bleu. Gaz et Procyon .. Rouge et bleu. Gaz et Bételgeuse Orange et jaune. Gaz et Arcturus Rouge et blanc. Gaz
trois planches, de 21 centimètres sur 12. Celle reproduite ici en héliogravure montre la région qui s'étend de la raie F de Fraunhofer à la raie G et au-delà. Elle a été fournie par un prisme à vision directe, le 16 septembre 1886, à 3 h. 11 après midi; le temps était assez clair ; 36 secondes de pose ont suffi. Couleurs de contraste des étoiles et des planètes rapprochées par couples. Par M. C. FLAMMARION. Date de l'observation. Étoiles comparées. Couleurs. 28 mars 1875... Sirius et Bételgeuse Blanc bleuâtre et orange. Sirius et Aldébaran Blanc bleuâtre et orangé. Sirius et Rigel Blanc vif et blanc mat. Pollux et Castor Orangé et jaune. Bételgeuse et Aldébaran ... Orangé toutes deux. Gaz vu à 1 km et Sirius Rouge et bleu. Gaz et Procyon .. Rouge et bleu. Gaz et Bételgeuse Orange et jaune. Gaz et Arcturus Rouge et blanc. Gaz et Jupiter Jaune et blanc. Jupiter et Arcturus Jaune et jaune pâle 11 avril ... Jupiter et l'Épilogue Jaune et bleu. Jupiter et Véga Jaune et bleu pâle. Étoile polaire et Jupiter..... Jaune et blanc bleuâtre. 13 ... ... Lune et Sirius Laiton et argent. Date de l'observation. Étoiles comparées. Couleurs. Gaz et Lune Rouge cerise clair et argent éclatant. Bételgeuse et Sirius Jaune et vert. Bételgeuse et p du Taureau.. Jaune et jaune. Capella et Sirius Jaune et blanc. Jupiter et Sirius Jaune et vert. 14 ... ... Jupiter et Lune Laiton et argent. Procyon et Sirius Jaune d'or et blanc. 2 juin ... Mercure et Jupiter Blanc et jaune. 6 juillet ... Mars et Arcturus Citron et bleue. 11 ... ... Mars et Lune Orange vif et blanc pâle. Mars et l'Épilogue Rouge et azur foncé. Mars et Jupiter Orange et vert marine pâle. 18 ... ... Mars et Véga Rouge et bleu. oc d'Hercule et de Gr. Ours... Rouge et bleu. Gaz et Mars Orange et citron. Gaz et Antarès Orange et orange pâle. Antarès et Mars Orange rouge et orange. 5 sept. ... Mars et Saturne Orangé et vert. Gaz et Saturne Rouge et vert. Saturne
Couleurs. Gaz et Lune Rouge cerise clair et argent éclatant. Bételgeuse et Sirius Jaune et vert. Bételgeuse et p du Taureau.. Jaune et jaune. Capella et Sirius Jaune et blanc. Jupiter et Sirius Jaune et vert. 14 ... ... Jupiter et Lune Laiton et argent. Procyon et Sirius Jaune d'or et blanc. 2 juin ... Mercure et Jupiter Blanc et jaune. 6 juillet ... Mars et Arcturus Citron et bleue. 11 ... ... Mars et Lune Orange vif et blanc pâle. Mars et l'Épilogue Rouge et azur foncé. Mars et Jupiter Orange et vert marine pâle. 18 ... ... Mars et Véga Rouge et bleu. oc d'Hercule et de Gr. Ours... Rouge et bleu. Gaz et Mars Orange et citron. Gaz et Antarès Orange et orange pâle. Antarès et Mars Orange rouge et orange. 5 sept. ... Mars et Saturne Orangé et vert. Gaz et Saturne Rouge et vert. Saturne et Altaïr Jaune et bleu. Véga et Altaïr Blanches bleuâtres égales. Les astres ont été pris autant que possible à une hauteur de 40 à 50 degrés au-dessus de l'horizon. Les observations ont été faites à l'aide d'un sextant mobile autour d'un pied fixe. Il n'y a là qu'un essai provisoire, l'épaisseur atmosphérique tendant à accroître les rayons de l'extrémité rouge du spectre. La Photographie du spectre solaire à l'aide de petits instruments Par G. M. DETAILLE. Il est facile de disposer un spectroscope quelconque ou même un seul prisme et une lentille de manière à pouvoir fixer par la Photographie les raies du spectre solaire, et d'obtenir ainsi un document intéressant à divers points de vue. Le spectroscope que l'on rencontre le plus fréquemment dans les cabinets de Physique particuliers, est le spectroscope à vision directe. C'est avec un de ces instruments, construit par M. Bardou et ayant une dispersion juste suffisante pour dédoubler la raie D du sodium, que j'ai fait quelques clichés du spectre solaire. Les photographies que je présente ont surtout pour but d'attirer l'attention de nos sociétaires sur une branche de la Physique que l'on ne croit, en général, accessible qu'aux grands instruments. Cela est
provisoire, l'épaisseur atmosphérique tendant à accroître les rayons de l'extrémité rouge du spectre. La Photographie du spectre solaire à l'aide de petits instruments Par G. M. DETAILLE. Il est facile de disposer un spectroscope quelconque ou même un seul prisme et une lentille de manière à pouvoir fixer par la Photographie les raies du spectre solaire, et d'obtenir ainsi un document intéressant à divers points de vue. Le spectroscope que l'on rencontre le plus fréquemment dans les cabinets de Physique particuliers, est le spectroscope à vision directe. C'est avec un de ces instruments, construit par M. Bardou et ayant une dispersion juste suffisante pour dédoubler la raie D du sodium, que j'ai fait quelques clichés du spectre solaire. Les photographies que je présente ont surtout pour but d'attirer l'attention de nos sociétaires sur une branche de la Physique que l'on ne croit, en général, accessible qu'aux grands instruments. Cela est vrai pour l'étude spectroscopique des étoiles, qui exige des objectifs de dimensions considérables; mais il n'en est pas de même pour le spectre solaire, incomparablement plus lumineux. Tout possesseur d'un spectroscope et d'une chambre noire pourra garder, sous une forme permanente, la reproduction fidèle d'un des plus beaux phénomènes de la Physique céleste, qui nous a révélé la constitution chimique de notre Soleil et, de plus, les clichés qu'il obtiendra lui fourniront des renseignements précieux, tant sur la perfection de son spectroscope que sur la qualité des plaques qu'il emploie. La figure ci-dessous montre un spectroscope à vision directe adapté à une chambre noire ordinaire, permettant de photographier le spectre solaire. Les rayons du Soleil sont renvoyés horizontalement par un miroir plan, (Un morceau de glace ordinaire, monté de manière à pouvoir recevoir toutes les orientations possibles, est très suffisant). Les rayons frappent la fente et sont rendus parallèles par le collimateur, ils traversent ensuite les prismes, l'objectif et l'oculaire. En réglant convenablement le tirage de ce dernier, on obtient une image réelle sur la glace dépolie. Ce procédé est exactement le même que celui qui sert à observer par projection les taches du Soleil à l'aide d'une lunette astronomique.
la Physique céleste, qui nous a révélé la constitution chimique de notre Soleil et, de plus, les clichés qu'il obtiendra lui fourniront des renseignements précieux, tant sur la perfection de son spectroscope que sur la qualité des plaques qu'il emploie. La figure ci-dessous montre un spectroscope à vision directe adapté à une chambre noire ordinaire, permettant de photographier le spectre solaire. Les rayons du Soleil sont renvoyés horizontalement par un miroir plan, (Un morceau de glace ordinaire, monté de manière à pouvoir recevoir toutes les orientations possibles, est très suffisant). Les rayons frappent la fente et sont rendus parallèles par le collimateur, ils traversent ensuite les prismes, l'objectif et l'oculaire. En réglant convenablement le tirage de ce dernier, on obtient une image réelle sur la glace dépolie. Ce procédé est exactement le même que celui qui sert à observer par projection les taches du Soleil à l'aide d'une lunette astronomique. L'opérateur réglera les distances respectives de l'oculaire et de la glace dépolie par quelques tâtonnements; il ne devra pas sacrifier la netteté à la grandeur de l'image. La fente de l'instrument devra être excessivement fine; aussi sera-t-il impossible d'éviter la production de ces raies horizontales qui traversent le spectre en entier, et qui ont pour origine les poussières qui se déposent sur la fente. Ces lignes ne nuisent aucunement à la netteté des raies spectrales; on devra toutefois débarrasser la fente d'autant de poussière que possible, afin que ces raies horizontales ne soient pas trop nombreuses et ne nuisent ainsi à l'aspect général du spectre. La fente devra être recouverte d'une bonnette ou masquée par une carte, que l'on enlèvera pendant la pose. La durée de pose est très variable, suivant la largeur de la fente, l'éclat du Soleil, la sensibilité des plaques et les dimensions que l'on veut donner à l'image. Pour les clichés que je présente à la Société, elle a varié de 1 seconde à 30 secondes. La mise au point est assez délicate à cause de la finesse des raies, qui les rend difficiles à observer sur le grain relativement grossier des glaces dépolies ordinaires. On
entier, et qui ont pour origine les poussières qui se déposent sur la fente. Ces lignes ne nuisent aucunement à la netteté des raies spectrales; on devra toutefois débarrasser la fente d'autant de poussière que possible, afin que ces raies horizontales ne soient pas trop nombreuses et ne nuisent ainsi à l'aspect général du spectre. La fente devra être recouverte d'une bonnette ou masquée par une carte, que l'on enlèvera pendant la pose. La durée de pose est très variable, suivant la largeur de la fente, l'éclat du Soleil, la sensibilité des plaques et les dimensions que l'on veut donner à l'image. Pour les clichés que je présente à la Société, elle a varié de 1 seconde à 30 secondes. La mise au point est assez délicate à cause de la finesse des raies, qui les rend difficiles à observer sur le grain relativement grossier des glaces dépolies ordinaires. On peut disposer le spectroscope d'une autre manière et faire des photographies par projection directe. Il suffit pour cela d'enlever la petite lunette et de ne garder que la lentille en rapprochant la fente de cette lentille. On peut ainsi couvrir un champ plus vaste; mais avec le spectroscope à vision directe, on voit que cette méthode est loin de nous offrir les garanties de netteté que présente la première; elle ne saurait même être employée quand la fente est fixée invariablement au foyer de la lentille, comme cela se trouve dans beaucoup de spectroscopes. La Photographie par projection simple sera, au contraire, d'une application facile et commode lorsque l'on ne se servira que d'un prisme ordinaire et d'une lentille. En plaçant le prisme dans la position du minimum de déviation, on pourra alors obtenir des images parfaitement nettes. Nouveaux systèmes stellaires, Par M. C. FLAMMARION. J'ai signalé autrefois des associations de mouvements propres rapides, paraissant indiquer pour les étoiles qui en sont animées des associations réelles, de véritables systèmes stellaires. En examinant les mouvements propres conclut du Catalogue de l'Observatoire de Paris, récemment publié, j'ai remarqué deux cas analogues qu'il peut être intéressant de faire connaître. I— Le premier est
directe, on voit que cette méthode est loin de nous offrir les garanties de netteté que présente la première; elle ne saurait même être employée quand la fente est fixée invariablement au foyer de la lentille, comme cela se trouve dans beaucoup de spectroscopes. La Photographie par projection simple sera, au contraire, d'une application facile et commode lorsque l'on ne se servira que d'un prisme ordinaire et d'une lentille. En plaçant le prisme dans la position du minimum de déviation, on pourra alors obtenir des images parfaitement nettes. Nouveaux systèmes stellaires, Par M. C. FLAMMARION. J'ai signalé autrefois des associations de mouvements propres rapides, paraissant indiquer pour les étoiles qui en sont animées des associations réelles, de véritables systèmes stellaires. En examinant les mouvements propres conclut du Catalogue de l'Observatoire de Paris, récemment publié, j'ai remarqué deux cas analogues qu'il peut être intéressant de faire connaître. I— Le premier est celui de l'étoile du Lièvre et de sa voisine 836 Bradley ou 10931 Lalande. Voici leurs positions : Lalande 10931 7,5 5h39m14',05 D.P. = 112027'53".9. Lièvre 3,8 5 39 15 ,15 112 20 25 >9. Distance angulaire. 1R = 1',10 D P. = 1'32".0. Les observations les plus précises ont donné pour les mouvements propres de ces deux étoiles : Argelander, 1835, d'après les observations de Bradley, Lalande, Piazzi, Pond, Struve, Bessel, Argelander : y Lièvre — 0%0229 + 0",390. Lalande 10931... —0,020 +0 ,40. Séance du 14 décembre 1887. Main, 1851, d'après les observations de Greenwich : y Lièvre — 0',023 + 0",37. Précédente ...... —0,009 + 0",193. Madler, 1856, d'après Bradley, Piazzi, Pond, Struve, Bessel, Argelander, etc. : y Lièvre — 0',0261 + 0",365. Précédente ..... — 0',0093 + 0",375. Bossert, 1887, d'après les observations de Bradley, Lalande, Piazzi, Greenwich, Paris, etc. : y Lièvre — 0',0194 + 0",368. Précédente..:., — 0',0168 + 0,375. Peut-être la concordance n'est-elle pas aussi satisfaisante qu'on pourrait le désirer. Toutefois, le mouvement propre de y du Lièvre ne peut être fort éloigné de — 0',023 + 0,37. nombres conclus de l'ensemble des déterminations précédentes. Or, pour savoir si vraiment la petite étoile
donné pour les mouvements propres de ces deux étoiles : Argelander, 1835, d'après les observations de Bradley, Lalande, Piazzi, Pond, Struve, Bessel, Argelander : y Lièvre — 0%0229 + 0",390. Lalande 10931... —0,020 +0 ,40. Séance du 14 décembre 1887. Main, 1851, d'après les observations de Greenwich : y Lièvre — 0',023 + 0",37. Précédente ...... —0,009 + 0",193. Madler, 1856, d'après Bradley, Piazzi, Pond, Struve, Bessel, Argelander, etc. : y Lièvre — 0',0261 + 0",365. Précédente ..... — 0',0093 + 0",375. Bossert, 1887, d'après les observations de Bradley, Lalande, Piazzi, Greenwich, Paris, etc. : y Lièvre — 0',0194 + 0",368. Précédente..:., — 0',0168 + 0,375. Peut-être la concordance n'est-elle pas aussi satisfaisante qu'on pourrait le désirer. Toutefois, le mouvement propre de y du Lièvre ne peut être fort éloigné de — 0',023 + 0,37. nombres conclus de l'ensemble des déterminations précédentes. Or, pour savoir si vraiment la petite étoile voisine forme un même système avec y, comparons les observations faites : , à m. A(D. Bradley 1752 2',12 12 Lalande..... 1799 — 1 ,01 + 1'33",2. Piazzi 1800 — 1 ,35 Bessel 1814 — 1 ,02 Argelander . 1829 — 1 ,20 + 1 3'2 Hobinson ... 1840 — 1 -41 31 ,00. Paris 1841 — 1 ,23 » 1861 + 1 29 ,4. Greenwich.. 1844 — 1,01 + 1 33,18. » .. 1851 — 1,24 + 1 33,12. » .. 1864 — 1,23 + 1 34,04. Stone ....... 1878 — 1,27 + 1 33,29. On voit que la différence en Æ. est de 11,24, à quelques centièmes de seconde près, et la différence en (1) de 1'33" et qu'il n'y a pas de variation sensible et graduelle. L'observation de Bradley offre une différence de + 0,8, ce qui est rare dans les mesures si précises de cet astronome, et ce qu'Argelander n'osait admettre, Bradley ayant observé à deux fils. Il nous semble pourtant que nous devons attribuer cette différence à une erreur, plutôt que d'imaginer une pareille oscillation en ascension droite. La différence entre Bradley et Lalande n'en est pas moins curieuse, ainsi que les trois déterminations à
1 -41 31 ,00. Paris 1841 — 1 ,23 » 1861 + 1 29 ,4. Greenwich.. 1844 — 1,01 + 1 33,18. » .. 1851 — 1,24 + 1 33,12. » .. 1864 — 1,23 + 1 34,04. Stone ....... 1878 — 1,27 + 1 33,29. On voit que la différence en Æ. est de 11,24, à quelques centièmes de seconde près, et la différence en (1) de 1'33" et qu'il n'y a pas de variation sensible et graduelle. L'observation de Bradley offre une différence de + 0,8, ce qui est rare dans les mesures si précises de cet astronome, et ce qu'Argelander n'osait admettre, Bradley ayant observé à deux fils. Il nous semble pourtant que nous devons attribuer cette différence à une erreur, plutôt que d'imaginer une pareille oscillation en ascension droite. La différence entre Bradley et Lalande n'en est pas moins curieuse, ainsi que les trois déterminations à 1^0. Si la petite étoile ne partageait pas le mouvement propre de la grande, la différence entre 1799 et 1878 l'aurait déjà rapprochée de 1s, 82 en av et éloignée de 29" en (D, tandis que la relation entre les deux astres n'a pas changé. Si nous considérons la valeur angulaire totale de ce mouvement (0",45) fort supérieure à la moyenne des mouvements propres, nous en conclurons qu'il y a là un système physique, analogue aux systèmes stellaires précédemment signalés. II. — L'étude du Catalogue de l'Observatoire de Paris laisse également apercevoir une probabilité de communauté de mouvements pour plusieurs étoiles du Taureau occupant une même région apparente du Ciel, quoique assez éloignées les unes des autres, et auxquelles le titre de systèmes sidéraux, que j'ai proposé pour des cas analogues (Atlas céleste, Introduction) conviendrait peut-être. Ces étoiles, qui paraissent emportées comme par un même courant, sont les suivantes : Lalande 8178.... 3,5 4M5m43%69 72045' 7",6 j*+0s,0102 P = 0,000 ai 8209.... 6,5 4 16 14,84 73 30 57,9 +0,0093 0,000 63 8237.... 5 4 16 53,55 72 50 49,1 +0,0114 0,000 8' 8256.... 8,5 4 17 17,57 73 34 16,3 +0,0169 0,000 8297.... 5 4 18 15,57 72 21
angulaire totale de ce mouvement (0",45) fort supérieure à la moyenne des mouvements propres, nous en conclurons qu'il y a là un système physique, analogue aux systèmes stellaires précédemment signalés. II. — L'étude du Catalogue de l'Observatoire de Paris laisse également apercevoir une probabilité de communauté de mouvements pour plusieurs étoiles du Taureau occupant une même région apparente du Ciel, quoique assez éloignées les unes des autres, et auxquelles le titre de systèmes sidéraux, que j'ai proposé pour des cas analogues (Atlas céleste, Introduction) conviendrait peut-être. Ces étoiles, qui paraissent emportées comme par un même courant, sont les suivantes : Lalande 8178.... 3,5 4M5m43%69 72045' 7",6 j*+0s,0102 P = 0,000 ai 8209.... 6,5 4 16 14,84 73 30 57,9 +0,0093 0,000 63 8237.... 5 4 16 53,55 72 50 49,1 +0,0114 0,000 8' 8256.... 8,5 4 17 17,57 73 34 16,3 +0,0169 0,000 8297.... 5 4 18 15,57 72 21 34,6 + 0,0102 0,000 83 8404.... 3,9 4 21 31,60 74 24 28,4 + 0,0091 0,000 01 Ces mouvements propres, nuls en distance polaire, sont faibles en ascension droite, mais de même direction, et il est difficile de se défendre de l'idée d'y voir une sorte de courant d'étoiles dirigé de l'Ouest à l'Est. Nous pouvons y ajouter l'étoile 01, car sa position relativement à 02 n'a pas changé depuis la première observation faite par Flamsteed en 1696. DIFFÉRENCES OBSERVÉES ENTRE 0' et 0' TAUREAU. Flamsteed.. 1696 + 5',70 — 5'26",7. Bradley 1752 5 ,61 27 ,8. Mayer 1752 5,70 28,3. Lalande..... 1798 5 ,27 21 ,1 (?). Piazzi 1800 5 57 27 ,9. Piazzi 1814 5 64 26 ,5. Bessel 1825 5,20 31,0. Argelander.. 1830 5,66 27,1. Pond 1830 5 ,73 27 ,9. W. Struve.. 1836 5,57 27,6. Greenwich.. 1867 5,43 28 0. » •• 1871 5,52 28,3. Struve 1836 01 0, Angle = 3't6, 12' Distance = 337", 39. Dembowski .. 1864 01 0, 3-40 16 338,04. Jedrzejewicz. 1879 6'6' 346 21 337,38. L'étoile 02 est à environ 5s, 5 à l'est de 01 et à 5'28"au Sud. Les mesures micrométriques sont prises de 02 parce que celle-ci
de l'Ouest à l'Est. Nous pouvons y ajouter l'étoile 01, car sa position relativement à 02 n'a pas changé depuis la première observation faite par Flamsteed en 1696. DIFFÉRENCES OBSERVÉES ENTRE 0' et 0' TAUREAU. Flamsteed.. 1696 + 5',70 — 5'26",7. Bradley 1752 5 ,61 27 ,8. Mayer 1752 5,70 28,3. Lalande..... 1798 5 ,27 21 ,1 (?). Piazzi 1800 5 57 27 ,9. Piazzi 1814 5 64 26 ,5. Bessel 1825 5,20 31,0. Argelander.. 1830 5,66 27,1. Pond 1830 5 ,73 27 ,9. W. Struve.. 1836 5,57 27,6. Greenwich.. 1867 5,43 28 0. » •• 1871 5,52 28,3. Struve 1836 01 0, Angle = 3't6, 12' Distance = 337", 39. Dembowski .. 1864 01 0, 3-40 16 338,04. Jedrzejewicz. 1879 6'6' 346 21 337,38. L'étoile 02 est à environ 5s, 5 à l'est de 01 et à 5'28"au Sud. Les mesures micrométriques sont prises de 02 parce que celle-ci est généralement un peu plus brillante. Presque toutes les mesures micrométriques de cette étoile (Struve, Smyth, Dembowski, etc.) sont indiquées par erreur 01 01 : c'est 01 01 qu'il faut lire. Pris de 01, l'angle serait 166° et non 346°. 02 est blanche = 3.9; 01 est jaune clair = 4,2, d'après mes observations en 1880 (Les Étoiles, p. 282). On voit que la relation est restée sensiblement constante entre les deux étoiles. Nous avons par les observations méridiennes extrêmes : 1696 A = +85u ,50 1871 + 82 ,80 'Pour 175 ans — 2",70 Effet de la précession -h 5 25 Mouvement relatif en 175 ans. + 2",55 Distance polaire = — 5'26",7. — 5 28 ,3. + 1",6. + 1 ,8. 0",2, c'est-à-dire insignifiant, conclusion conforme à celle de William Struve. Ainsi, quelque soit le mouvement propre de 62, l'étoile 01 le partage. Ce mouvement est-il vraiment nul en distance polaire, comme l'indiquent les calculs de M. Bossert? Les divers résultats ne sont pas concordants sur ce point. Quoi qu'il en soit, la similitude dont il vient d'être question m'a paru intéressante à signaler. La première jumelle.. Par M. le Colonel LAUSSEDAT, Directeur du Conservatoire des Arts-et-Métiers, Membre