jeanflop/post_ocr_correction2 huggingface dataset:
m'. Or B am + a' M' = T., puisque les rayons am et a ni' sont parallèles. Par conséquent A bn + Ac'n' = r. Ainsi cette dernière somme reste constante et cette condition suffit. MARCHE D'UN RAYON DE LUMIÈRE DANS UN ANGLE TRIÈDRE. On ne peut songer à remplir toutes les conditions théoriques énumérées ci-dessus pour obtenir un instrument parfait; les angles du prisme, par exemple, peuvent être réalisés avec une erreur d'environ 10" et les arêtes peuvent être rendues parallèles à fort peu de chose près. Pour étudier la marche d'un rayon de lumière dans un de ces prismes imparfaits, concevons que les faces supposées absolument planes aient été prolongées aussi loin qu'il est nécessaire; l'angle trièdre ainsi formé pourra être représenté avec son sommet au centre d'une sphère et les traces des arêtes sur cette sphère pourront être reliées par des arcs de grand cercle, ces grands cercles eux-mêmes seront les faces du trièdre. Imaginons un point lumineux L (fig. 4) fixé sur la sphère, faisons passer un grand cercle par ce point, qui soit aussi normal au côté a du triangle sphérique; le rayon lumineux, que je suppose homogène, sera dévié en entrant dans cette face a, le point l qui se trouve sur le grand cercle normal à a pourra nous servir de point de départ comme s'il se trouvait à l'intérieur du verre, les faces b et c ayant été au préalable prolongées suffisamment, abstraction faite de a. Cela posé, appelons s0 l'arc de grand cercle qui joint le nouveau point avec le sommet de l'angle dièdre A; ce grand cercle fait lui-même un angle donné M avec la face c et un angle N avec la face b; les réflexions s'opéreront donc dans le plan de deux autres grands cercles AP et AQ formant respectivement avec les faces c et b des angles M et N. La distance s du sommet A au point P, où le rayon de lumière viendra percer la sphère, sera donnée par So + S = TC. On a aussi M N = A. Mais le rayon
face a, le point l qui se trouve sur le grand cercle normal à a pourra nous servir de point de départ comme s'il se trouvait à l'intérieur du verre, les faces b et c ayant été au préalable prolongées suffisamment, abstraction faite de a. Cela posé, appelons s0 l'arc de grand cercle qui joint le nouveau point avec le sommet de l'angle dièdre A; ce grand cercle fait lui-même un angle donné M avec la face c et un angle N avec la face b; les réflexions s'opéreront donc dans le plan de deux autres grands cercles AP et AQ formant respectivement avec les faces c et b des angles M et N. La distance s du sommet A au point P, où le rayon de lumière viendra percer la sphère, sera donnée par So + S = TC. On a aussi M N = A. Mais le rayon de lumière émergeant par exemple de la face b subit une déviation due à la réfraction; pour la calculer, faisons passer un grand cercle par le point P et normal à b et appelons m la distance P à ce triangle AP nous donnera 2. 2 sin m = sin s sin [u — (A + M)] cos P = tang [TC (A + M)] cos s, ce qui nous permettra de calculer m à l'aide de la formule. Soit p la distance de ce dernier point au sommet A, nous aurons. La dernière équation nous donnera l'angle dièdre po opposé au côté in m,. Le même raisonnement peut s'appliquer au rayon lumineux qui émerge de la face c sin il = sin s sin F TC — (A + )] cos Q = tan g [TC (A +)] cos s, où v désigne l'angle dièdre opposé au côté n n t. Enfin, joignons les extrémités de p et de q par un arc de grand cercle nous pourrons écrire cos x = cos p cos q + sin p sin q cos (A - M - N - v); et comme M + N = A: cosa = cos
s sin [u — (A + M)] cos P = tang [TC (A + M)] cos s, ce qui nous permettra de calculer m à l'aide de la formule. Soit p la distance de ce dernier point au sommet A, nous aurons. La dernière équation nous donnera l'angle dièdre po opposé au côté in m,. Le même raisonnement peut s'appliquer au rayon lumineux qui émerge de la face c sin il = sin s sin F TC — (A + )] cos Q = tan g [TC (A +)] cos s, où v désigne l'angle dièdre opposé au côté n n t. Enfin, joignons les extrémités de p et de q par un arc de grand cercle nous pourrons écrire cos x = cos p cos q + sin p sin q cos (A - M - N - v); et comme M + N = A: cosa = cos q cos p + sin p sin q cos (2 A - M - N - v); Pour avoir une idée des variations de la distance x, imaginons que le triangle ABC devienne infiniment petit; dans ce cas, le triangle polaire tendra vers un hémisphère dont l'un des points, A par exemple, serait le pôle. Soit alors So = s = 7, alors p et q se confondront respectivement avec l'arc s qui est à proximité; les extrémités de l'arc x aboutiront en P et Q et, comme ces arcs s sont égaux à 1":, il s'ensuivra que les points P et Q seront situés sur la base de l'hémisphère. Soit à présent So = + s, s étant très petit, nous avons s = 1 et les points P et Q auront leurs traces sur la sphère, la distance x deviendra un peu moindre que précédemment. La conclusion serait la même si l'on avait s + s. On peut donc dire que la distance x passera par un maximum lorsque l'on fera varier s de ( à Ci + 2) et que dans ces environs elle restera essentiellement constante. Le maximum de la variation aurait lieu pour A =
par exemple, serait le pôle. Soit alors So = s = 7, alors p et q se confondront respectivement avec l'arc s qui est à proximité; les extrémités de l'arc x aboutiront en P et Q et, comme ces arcs s sont égaux à 1":, il s'ensuivra que les points P et Q seront situés sur la base de l'hémisphère. Soit à présent So = + s, s étant très petit, nous avons s = 1 et les points P et Q auront leurs traces sur la sphère, la distance x deviendra un peu moindre que précédemment. La conclusion serait la même si l'on avait s + s. On peut donc dire que la distance x passera par un maximum lorsque l'on fera varier s de ( à Ci + 2) et que dans ces environs elle restera essentiellement constante. Le maximum de la variation aurait lieu pour A = TC, si les faces pouvaient laisser sortir les lumière sans réflexion. Le minimum de cette variation A.ii.-L Heu pour A = o, dans ce cas seul elle serait nulle, mais la distance à mesurer x serait nulle elle-même. Enfin, pour calculer l'erreur qui résulterait d'un accroissement A5, on différentiera les expressions ci-dessus en s'arrêtant aux termes du second ordre, puisque ceux du premier ordre seraient nuls, la fonction passant par un maximum. Toutes réductions faites et en négligeant encore certains termes qui n'auraient pas d'influence appréciable sur le résultat, nous obtiendrons un accroissement de la distance exprimé par où A= 60° environ et s = 1 ce qui nous donne, pour x = 120° environ, et respectivement pour As = 5', A s = 10', às = 15" les résultats suivants : Nous pouvons donc conclure qu'il est important de recevoir les rayons de lumière normalement à l'arête placée en face de l'objectif de la lunette. Une bonne construction réalise aisément cette condition. Pour le transport d'un grand instrument on pourrait à la rigueur enlever le corps de la lunette en laissant l'objectif adjacent au prisme, afin de dissiper toute crainte à cet égard. Je me contente aujourd'hui d'observer que
expressions ci-dessus en s'arrêtant aux termes du second ordre, puisque ceux du premier ordre seraient nuls, la fonction passant par un maximum. Toutes réductions faites et en négligeant encore certains termes qui n'auraient pas d'influence appréciable sur le résultat, nous obtiendrons un accroissement de la distance exprimé par où A= 60° environ et s = 1 ce qui nous donne, pour x = 120° environ, et respectivement pour As = 5', A s = 10', às = 15" les résultats suivants : Nous pouvons donc conclure qu'il est important de recevoir les rayons de lumière normalement à l'arête placée en face de l'objectif de la lunette. Une bonne construction réalise aisément cette condition. Pour le transport d'un grand instrument on pourrait à la rigueur enlever le corps de la lunette en laissant l'objectif adjacent au prisme, afin de dissiper toute crainte à cet égard. Je me contente aujourd'hui d'observer que le grand miroir d'un instrument à réflexion, qui est mobile, est sujet à des inconvénients bien plus graves. Avec un sextant en particulier on peut se rendre compte que l'on peut établir une coïncidence en observant directement le même astre en tenant le sextant dans un plan vertical, par exemple; mais que cette coïncidence disparaîtra quand l'instrument changera de plan. DESCRIPTION DE L'INSTRUMENT. À l'une des faces d'un prisme équilatéral, j'ai adapté une lunette dont l'axe est perpendiculaire à cette face. La lunette et les arêtes du prisme sont toujours horizontales. La lunette et le prisme pivotent autour d'un axe vertical; ainsi on peut observer dans tous les azimuts des hauteurs de 600 en se servant d'un horizon artificiel. Un niveau sphérique est adapté au support du prisme à lunette et sert à niveler grossièrement l'axe de la lunette ainsi que les arêtes du prisme, trois vis calantes facilitent l'opération. Sur la lunette et dans le prolongement de l'axe du pivot on a fixé une petite boussole qui permet de diriger la lunette dans un azimut donné. Outre cette boussole, on aura recours certaines fois à un cercle divisé qui permettra de lire la minute d'arc; un vernier se meut
mais que cette coïncidence disparaîtra quand l'instrument changera de plan. DESCRIPTION DE L'INSTRUMENT. À l'une des faces d'un prisme équilatéral, j'ai adapté une lunette dont l'axe est perpendiculaire à cette face. La lunette et les arêtes du prisme sont toujours horizontales. La lunette et le prisme pivotent autour d'un axe vertical; ainsi on peut observer dans tous les azimuts des hauteurs de 600 en se servant d'un horizon artificiel. Un niveau sphérique est adapté au support du prisme à lunette et sert à niveler grossièrement l'axe de la lunette ainsi que les arêtes du prisme, trois vis calantes facilitent l'opération. Sur la lunette et dans le prolongement de l'axe du pivot on a fixé une petite boussole qui permet de diriger la lunette dans un azimut donné. Outre cette boussole, on aura recours certaines fois à un cercle divisé qui permettra de lire la minute d'arc; un vernier se meut avec cette lunette et le cercle divisé peut tourner à frottement dur autour de l'axe du pivot et dans son plan même afin de pouvoir être convenablement orienté dès que l'on aura observé le premier astre connu. Cette opération facilitera la recherche ultérieure d'une étoile qui se serait présentée dans la lunette et que l'on aurait intérêt à connaître. L'observation consiste à noter l'instant où l'une des images, directe par exemple, vient coïncider avec l'image réfléchie. Pour déterminer la latitude, on observe des étoiles circumméridiennes. Comme la hauteur observable reste fixe, on est obligé d'attendre deux coïncidences à la montée et à la descente de l'astre lorsque l'heure sidérale du lieu n'est pas connue; le demi-intervalle de temps sidéral qui s'écoule entre les deux coïncidences est égal à l'angle horaire de l'astre au moment d'une coïncidence. Cette double observation permet aussi de déterminer l'état approché de la pendule ou du chronomètre. Inversement, lorsque la latitude est connue, on peut déterminer la déclinaison de l'astre ou bien l'angle du prisme, l'une par rapport à l'autre. Notons en passant que l'angle du prisme peut être déterminé d'une façon absolue en observant une étoile plusieurs soirées de suite et en faisant permuter les
la lunette et que l'on aurait intérêt à connaître. L'observation consiste à noter l'instant où l'une des images, directe par exemple, vient coïncider avec l'image réfléchie. Pour déterminer la latitude, on observe des étoiles circumméridiennes. Comme la hauteur observable reste fixe, on est obligé d'attendre deux coïncidences à la montée et à la descente de l'astre lorsque l'heure sidérale du lieu n'est pas connue; le demi-intervalle de temps sidéral qui s'écoule entre les deux coïncidences est égal à l'angle horaire de l'astre au moment d'une coïncidence. Cette double observation permet aussi de déterminer l'état approché de la pendule ou du chronomètre. Inversement, lorsque la latitude est connue, on peut déterminer la déclinaison de l'astre ou bien l'angle du prisme, l'une par rapport à l'autre. Notons en passant que l'angle du prisme peut être déterminé d'une façon absolue en observant une étoile plusieurs soirées de suite et en faisant permuter les faces du prisme, on se rappellera que la somme des angles diègrels est égal à 180°. Pour déterminer l'heure sidérale du lieu, on observera dans le premier vertical une coïncidence, et, dans le cas où la déclinaison de l'étoile est un peu incertaine, on observera dans un plan normal au cercle horaire de l'étoile et qui contient aussi la verticale du lieu. Pour déterminer rapidement l'heure sidérale en un lieu donné, on calcule à 6 décimales une dizaine d'angles horaires en prenant pour distance de l'astre au pôle des nombres ronds de degrés, on interpole ces nombres de 10' en 10' ou mieux encore de l'en 1', la formule est particulièrement avantageuse, puisque les divers sinus qui figurent dans cette expression servent aussi à calculer l'azimut et l'angle à l'astre qui serviront encore à calculer les coefficients différentiels dont on a besoin lorsqu'on ne se contente pas d'appliquer simplement la réfraction moyenne ou lorsque l'observateur se déplace un peu. Ainsi on formera une Table ayant pour argument unique la déclinaison des astres que l'on veut observer; on y trouvera en regard l'angle horaire que l'on retranchera ou que l'on ajoutera à l'ascension droite suivant que l'on observera vers l'Est ou
cercle horaire de l'étoile et qui contient aussi la verticale du lieu. Pour déterminer rapidement l'heure sidérale en un lieu donné, on calcule à 6 décimales une dizaine d'angles horaires en prenant pour distance de l'astre au pôle des nombres ronds de degrés, on interpole ces nombres de 10' en 10' ou mieux encore de l'en 1', la formule est particulièrement avantageuse, puisque les divers sinus qui figurent dans cette expression servent aussi à calculer l'azimut et l'angle à l'astre qui serviront encore à calculer les coefficients différentiels dont on a besoin lorsqu'on ne se contente pas d'appliquer simplement la réfraction moyenne ou lorsque l'observateur se déplace un peu. Ainsi on formera une Table ayant pour argument unique la déclinaison des astres que l'on veut observer; on y trouvera en regard l'angle horaire que l'on retranchera ou que l'on ajoutera à l'ascension droite suivant que l'on observera vers l'Est ou vers l'Ouest; en regard de ces mêmes arguments on inscrira les azimuts dont un vers l'Est et l'autre vers l'Ouest. Enfin une ou deux autres colonnes contenant les valeurs numériques des coefficients différentiels permettront de calculer rapidement et en toute rigueur l'heure sidérale du lieu. L'expérience m'a appris qu'en moins de une minute de temps on obtient cette donnée lorsque la position de l'étoile est donnée par une éphéméride. Voici quelques résultats obtenus en observant des circumméridiennes afin de déterminer l'angle du prisme: 4 novembre 1899. Selon Letigas. 3e Pégase. 43° 30'. 0,4169. 1899. Septembre 30. Groombridge 18. 8° 44'. Auwers 6,0 30'. 0,4671. 1899. Septembre 30. Groombridge 19. 8° 44'. Auwers 6,0 30'. 0,4671. angle du prisme. 30'. 0,4550. La soirée du 30 septembre n'a pas été très favorable, le vent un peu fort ridait le bain de mercure et grossissait par conséquent outre mesure l'image réfléchie. J'ai reconnu depuis que l'épaisseur de la couche de mercure a une grande influence et qu'il est particulièrement avantageux d'avoir un ménisque concave qui amortit énergiquement les oscillations, c'est-à-dire que la cuvette de mercure doit être bien amalgamée et que les bords de cette cuvette ne doivent pas être atteints par le
de une minute de temps on obtient cette donnée lorsque la position de l'étoile est donnée par une éphéméride. Voici quelques résultats obtenus en observant des circumméridiennes afin de déterminer l'angle du prisme: 4 novembre 1899. Selon Letigas. 3e Pégase. 43° 30'. 0,4169. 1899. Septembre 30. Groombridge 18. 8° 44'. Auwers 6,0 30'. 0,4671. 1899. Septembre 30. Groombridge 19. 8° 44'. Auwers 6,0 30'. 0,4671. angle du prisme. 30'. 0,4550. La soirée du 30 septembre n'a pas été très favorable, le vent un peu fort ridait le bain de mercure et grossissait par conséquent outre mesure l'image réfléchie. J'ai reconnu depuis que l'épaisseur de la couche de mercure a une grande influence et qu'il est particulièrement avantageux d'avoir un ménisque concave qui amortit énergiquement les oscillations, c'est-à-dire que la cuvette de mercure doit être bien amalgamée et que les bords de cette cuvette ne doivent pas être atteints par le plan horizontal de mercure où la réflexion des images s'effectue. Voici d'autres résultats obtenus pour déterminer l'heure à la date du 4 novembre 1899: Noms d'observation. Résidus. Carrés. S Triangle. 3,0 Bonne -0,64 410 y Triangle. 4,3 Très bonne -0,24 58 P Persée 3 Bonne +0,54 292 p Persée 4 Très bonne -0,12 14 S Persée. 3,1 Bonne -0,23 53 v Persée. 4,0 Bonne -1-0,07 5 t Persée. 4,0 Bonne -0,35 123 e Persée 3,3 Passable -1-0,13 17 Persée. 4,0 Passable +0,64 410 54 Triangle. 5,8 Très bonne -0,06 4 e Cochère. 4 Très bonne -0,37 137 Cochère. 4,0 Très bonne +0,11 12 Cochère. 3,6 Très bonne +0,55 30 Cochère 5,6 Très bonne -0,10 10 Très bonne gr. 6,7 P Cochère. 2,0 Bonne -0,12 14 v Cochère. 4,0 Passable -0,22 48 Cochère 3,0 Bonne 0,00 0 5 Cochère. 5,8 Bonne -0,08 6 51 Cochère. 6,4 Passable +0,33 109 -0,08 2,025 Ainsi on trouve pour l'erreur moyenne d'une observation L'erreur probable sera La ligne en blanc ci-dessus se rapporte à l'étoile cataloguée sous le n°980 B. D. gr. 6,7; ail/55 = 5h6, n43s,9 et D1831 = + 34°9',o et elle a pu être identifiée grâce au cercle divisé. D'autres observations en
Très bonne -0,12 14 S Persée. 3,1 Bonne -0,23 53 v Persée. 4,0 Bonne -1-0,07 5 t Persée. 4,0 Bonne -0,35 123 e Persée 3,3 Passable -1-0,13 17 Persée. 4,0 Passable +0,64 410 54 Triangle. 5,8 Très bonne -0,06 4 e Cochère. 4 Très bonne -0,37 137 Cochère. 4,0 Très bonne +0,11 12 Cochère. 3,6 Très bonne +0,55 30 Cochère 5,6 Très bonne -0,10 10 Très bonne gr. 6,7 P Cochère. 2,0 Bonne -0,12 14 v Cochère. 4,0 Passable -0,22 48 Cochère 3,0 Bonne 0,00 0 5 Cochère. 5,8 Bonne -0,08 6 51 Cochère. 6,4 Passable +0,33 109 -0,08 2,025 Ainsi on trouve pour l'erreur moyenne d'une observation L'erreur probable sera La ligne en blanc ci-dessus se rapporte à l'étoile cataloguée sous le n°980 B. D. gr. 6,7; ail/55 = 5h6, n43s,9 et D1831 = + 34°9',o et elle a pu être identifiée grâce au cercle divisé. D'autres observations en moins grand nombre m'ont donné des résultats semblables. Je dois ici rendre hommage à la complaisance de M. Schulhof qui a eu la bonté de me donner souvent des positions d'étoiles toutes calculées et qui m'ont beaucoup servi. L'instrument qui a été employé pour ces observations possède un objectif d'une ouverture de 27mm seulement; les étoiles de 6e grandeur s'observent avec la plus grande facilité, par beau temps on observe assez bien celles de la 7e grandeur. Dans le Catalogue de Bonn déjà cité et pour des déclinaisons d'étoiles comprises entre 40° et 41° seulement, on trouve environ 130 étoiles observables avec cet instrument. Cela fait, pour 5° de part et d'autre, 1300 étoiles, c'est-à-dire environ une par minute. Le poids de cet instrument en cuivre est de 2kg environ et l'on pourrait, sans nuire à sa précision, employer l'aluminium, ce qui réduirait son poids à moins de 1,5kg. En résumé les avantages de l'instrument sont : 1° Une symétrie au moins égale à celle de tous les instruments astronomiques employés jusqu'à ce jour; 2° Un transport facile et une installation rapide qui n'exige pas de pilier; 3° Les observations se font aisément et toujours dans un plan vertical, les
ouverture de 27mm seulement; les étoiles de 6e grandeur s'observent avec la plus grande facilité, par beau temps on observe assez bien celles de la 7e grandeur. Dans le Catalogue de Bonn déjà cité et pour des déclinaisons d'étoiles comprises entre 40° et 41° seulement, on trouve environ 130 étoiles observables avec cet instrument. Cela fait, pour 5° de part et d'autre, 1300 étoiles, c'est-à-dire environ une par minute. Le poids de cet instrument en cuivre est de 2kg environ et l'on pourrait, sans nuire à sa précision, employer l'aluminium, ce qui réduirait son poids à moins de 1,5kg. En résumé les avantages de l'instrument sont : 1° Une symétrie au moins égale à celle de tous les instruments astronomiques employés jusqu'à ce jour; 2° Un transport facile et une installation rapide qui n'exige pas de pilier; 3° Les observations se font aisément et toujours dans un plan vertical, les réductions elles-mêmes de ces observations sont incomparablement plus rapides que les observations méridiennes; 4° La lunette dépourvue de son prisme permet d'observer des éclipses de Soleil et une ouverture d'objectif de 57mm suffit pour les étoiles occultées plus faibles que celles qui figurent dans la Connaissance des Temps. OBSERVATIONS DE PLANÈTES ET DE COMÈTES, FAITES A L'OBSERVATOIRE D'ALGER (équatorial coudé de 0,318 d'ouverture), PAR MM. HAMDANE ET S. Y. Dates. T. m. d'Alger. A. D. N. dec. M app. log. f. p. (Dapp. log. f. p. ) Ohs Roxane (311); 1898 h m S m s, h m s .., i SEPT. 8. 12.42.40 O.1498 -10. 2,2 10:10 22.58.58,18 1,062 -7.23.33,5 0,786 1 R(') 8. 12.58. 3 -0.15,52 -10. 6,3 10:10 22.58.57,64 1,065 - 7.23.37,6 0,785 1 S 20. 9. 3.20 -0.30,61 4.41,3 10:12 22.49. 3,77 7,332 71 -8.37.24,7 0,790 2 S 22. 9.8.14 -1.36,23 + 1.57,0 14:12 22.47.36,21 7,274 71 -8.48.10,0 0,793 3 S 23. 9. 4. 8 -0.54,91 - 3.10,6 10:10 22.46.54,89 1,271 n -8.53.17,6 0,794 3 S 23. 9.34. o -0.53,86 -3.15,2 10:10 22.46.53,84 1,107n -8.53.22,2 0,797 3 R 26. 10. 5.21 -1.32,93 2.12,3 14:10 22.44.57,75 7,544 71 - 9. 7.43,8 0,901 4 R 26. 10.33.59 -1.33,76
PLANÈTES ET DE COMÈTES, FAITES A L'OBSERVATOIRE D'ALGER (équatorial coudé de 0,318 d'ouverture), PAR MM. HAMDANE ET S. Y. Dates. T. m. d'Alger. A. D. N. dec. M app. log. f. p. (Dapp. log. f. p. ) Ohs Roxane (311); 1898 h m S m s, h m s .., i SEPT. 8. 12.42.40 O.1498 -10. 2,2 10:10 22.58.58,18 1,062 -7.23.33,5 0,786 1 R(') 8. 12.58. 3 -0.15,52 -10. 6,3 10:10 22.58.57,64 1,065 - 7.23.37,6 0,785 1 S 20. 9. 3.20 -0.30,61 4.41,3 10:12 22.49. 3,77 7,332 71 -8.37.24,7 0,790 2 S 22. 9.8.14 -1.36,23 + 1.57,0 14:12 22.47.36,21 7,274 71 -8.48.10,0 0,793 3 S 23. 9. 4. 8 -0.54,91 - 3.10,6 10:10 22.46.54,89 1,271 n -8.53.17,6 0,794 3 S 23. 9.34. o -0.53,86 -3.15,2 10:10 22.46.53,84 1,107n -8.53.22,2 0,797 3 R 26. 10. 5.21 -1.32,93 2.12,3 14:10 22.44.57,75 7,544 71 - 9. 7.43,8 0,901 4 R 26. 10.33.59 -1.33,76 -2.16,9 15:10 22.44.56,92 1,399 9. 7.48,4 0,801 4 S Fortuna (19). SEPT. 20. 10.12.20 -0.24,95 -3.44,4 12:12 1. 0.58,92 1,507 71 -7.45.37,1 0,655 5 S ! 20. 10.35. 1 +0.48,14 2. 5,2 12:12 1. 0.57,93 1,455N -7.45.32,5 0,649 6 S 23. 10. 8. 7 -10. 12,50 6. N,3 12:12 0.58.52,76 7,486 71 -7.30. O,3 0,655 7 S 23. 10.21.44 +0.12,18 + 6. 9,6 12:12 0.58.52,44 7,453N -7.29.58,6 0,652 7 R CT. 3. 9.51.26 -0.50,66 +12. 0,8 15: 10 0.50.57,63 1,405 71 -6.30.35,6 0,659 8 S 3. 10.3.42 -0.50,57 -11.57,5 15: 10 0.50.57,24 7,366N -6.30.31,7 0,657 8 R 7. 8.55.52 -10. 9,53 -2. 4,9 12:12 0.47.37,91 7,498RC -6. 5. 6,0 0,670 9 S 7. 9.20.59 +0. 8,65 2.12,0 12:12 0.47.37,03 1,437 74 -6. 4.58,9 0,665 9 R 21. 10.51.15 -1.29,51 6.14,0 15:10 0.36.37,31 5,525 -4.37.33,4 0,671 10 S * 21. 11.17.28 28,69 6.20,3 15:10 0.36.36,49 2,942 -4-37.27,1 0,671 10 R 26. 10.24.47 -2.15,08 1.40,2 12:12 0.33.32,21 2,411 + 4.11.19,6 0,676 N S 26. 10.39.26 -2.15,35 - 1.42,8 12:12 0.33.31,94 2,732 -4.11.17,0 0,676 11 R Gisela (352). OCT. 10. 11.31.45 -0.22,19 -0.17,1 12:10 0.18. 6,14 2,822 + 8.16. 6,4 0,624 12 R 10. 11.44.57 -1-0.21,67 + 0.12,5 12:10 0.18. 5,62 2,971 +