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est incorrecte : elle devrait être 22645", 09 au lieu de 22639", 06. Observatoire de Perth (Australie occidentale). — Organisation du nouvel observatoire. Observatoire de M. A.W. Roberts (Lovedale, Afrique australe). M. Roberts, qui s'est consacré à l'étude des étoiles variables, entreprend un grand travail : l'évaluation visuelle des grandeurs de toutes les étoiles au sud du parallèle de −30°, comprises entre 6M,8 et 9M,2. Les observations sont faites à une même hauteur, celle du pôle à Lovedale, en rapportant les astres aux repères choisis pour les grandeurs. Ce travail pourra demander quinze ans. Observatoire de Sydney. — Il a été nécessaire, pour avancer le travail astrophotographique concernant la Carte, d'établir une succursale à Redhill, l'atmosphère de Sydney étant trop illuminée. Les mesures des plaques seront, comme il a été dit, concentrées à Melbourne. L'instrument méridien est employé pour les étoiles de zones, l'équatorial pour les mesures d'étoiles doubles, qui sont nombreuses. Observatoire de M. Tebbutt. — Observations de petites planètes. Comparaison de grosses planètes et d'étoiles voisines. Séries prolongées de mesures concernant les comètes : la comète Coddington a été observée dans 80 soirées. Il faut ajouter à cela des occultations d'étoiles, des évaluations de grandeur pour R Carène, les phénomènes des satellites de Jupiter. M. Tebbutt est seul pour observer et faire les réductions. Médaille de la Société d'astronomie décernée, en 1899, à M. MacClaren pour l'ensemble de ses travaux spectroscopiques. La Société astronomique a eu surtout en vue l'étude spectrale des plus brillantes étoiles des deux hémisphères jusqu'à la grandeur 3. L'auteur, obéissant au courant d'idées qui fait jouer à la Voie lactée un rôle prépondérant dans la classification des étoiles, a pris le plan moyen de la Voie lactée comme plan de référence, le pôle de ce grand cercle comme pôle de la sphère sidérale : deux parallèles à 30° de cette sorte d'équateur sidéral partagent la sphère en quatre zones d'égale surface. M. Mac-Clean a observé les étoiles de l'hémisphère boréal dans son observatoire de Rusthall, Tunbridge Wells; il s'est rendu ensuite à l'observatoire du Cap pour compléter le travail. L'appareil se composait, dans les
les phénomènes des satellites de Jupiter. M. Tebbutt est seul pour observer et faire les réductions. Médaille de la Société d'astronomie décernée, en 1899, à M. MacClaren pour l'ensemble de ses travaux spectroscopiques. La Société astronomique a eu surtout en vue l'étude spectrale des plus brillantes étoiles des deux hémisphères jusqu'à la grandeur 3. L'auteur, obéissant au courant d'idées qui fait jouer à la Voie lactée un rôle prépondérant dans la classification des étoiles, a pris le plan moyen de la Voie lactée comme plan de référence, le pôle de ce grand cercle comme pôle de la sphère sidérale : deux parallèles à 30° de cette sorte d'équateur sidéral partagent la sphère en quatre zones d'égale surface. M. Mac-Clean a observé les étoiles de l'hémisphère boréal dans son observatoire de Rusthall, Tunbridge Wells; il s'est rendu ensuite à l'observatoire du Cap pour compléter le travail. L'appareil se composait, dans les deux stations, de la lunette photographique de la Carte du Ciel et d'un prisme de 20" d'angle placé devant l'objectif. De cette longue série d'observations ressortent des conclusions générales : De part et d'autre de la Voie lactée et surtout dans certaines régions de la Voie lactée, dominent des étoiles de même type spectral, celles du type Hélium, qui comprend, avec les raies de l'hydrogène, la raie de l'hélium, découverte et dénommée pour la première fois par Sir Norman Lockyer dans la chromosphère du Soleil. Cette raie, un peu plus réfrangible que la double raie du sodium, ne correspondait à l'époque de sa découverte à aucun élément connu. M. William Ramsay a constaté récemment qu'elle appartenait à un gaz particulier qu'on rencontre inclus dans divers minéraux (uranite, clévéite). Le spectre de ce gaz, presque aussi léger que l'hydrogène, se compose d'un très grand nombre de raies brillantes qu'on observe suivant la méthode ordinaire en faisant passer des étincelles d'induction dans le gaz raréfié; elles se retrouvent, renversées, dans le spectre des étoiles de la Voie lactée. M. Mac-Clean a observé 70 de ces étoiles dans les deux zones voisines de la Voie lactée, tandis que dans les deux calottes polaires
de même type spectral, celles du type Hélium, qui comprend, avec les raies de l'hydrogène, la raie de l'hélium, découverte et dénommée pour la première fois par Sir Norman Lockyer dans la chromosphère du Soleil. Cette raie, un peu plus réfrangible que la double raie du sodium, ne correspondait à l'époque de sa découverte à aucun élément connu. M. William Ramsay a constaté récemment qu'elle appartenait à un gaz particulier qu'on rencontre inclus dans divers minéraux (uranite, clévéite). Le spectre de ce gaz, presque aussi léger que l'hydrogène, se compose d'un très grand nombre de raies brillantes qu'on observe suivant la méthode ordinaire en faisant passer des étincelles d'induction dans le gaz raréfié; elles se retrouvent, renversées, dans le spectre des étoiles de la Voie lactée. M. Mac-Clean a observé 70 de ces étoiles dans les deux zones voisines de la Voie lactée, tandis que dans les deux calottes polaires il n'en a rencontré que 18, c'est-à-dire quatre fois moins. Les plus nombreuses sont situées dans la Voie lactée même, entre Persée et le Sagittaire, dans une région inaccessible aux observations de l'hémisphère boréal. Mais ces étoiles offrent encore un autre caractère important : en dehors de l'hélium et de l'hydrogène, leur spectre présente aussi les raies caractéristiques de l'oxygène, aujourd'hui bien connues. La concordance de ces raies a été établie de la manière la plus précise sur le spectre de la Croix, située sur le bord de la Voie lactée; la coïncidence de plus de 40 de ces raies avec celles de l'oxygène a été constatée. Il paraît y avoir transition entre les étoiles du type hélium et les étoiles temporaires, qui apparaissent elles aussi surtout dans la Voie lactée ou dans son voisinage et dont le spectre offre la particularité de raies brillantes; la transition se faisant par les étoiles du type Wolf-Rayet, dont le spectre offre des raies brillantes en même temps que les raies sombres. Depuis la découverte de la première de ces étoiles, dans la constellation du Cygne, on en a trouvé plus de 60 dans la région de la Voie lactée; l'une des plus
l'hydrogène, leur spectre présente aussi les raies caractéristiques de l'oxygène, aujourd'hui bien connues. La concordance de ces raies a été établie de la manière la plus précise sur le spectre de la Croix, située sur le bord de la Voie lactée; la coïncidence de plus de 40 de ces raies avec celles de l'oxygène a été constatée. Il paraît y avoir transition entre les étoiles du type hélium et les étoiles temporaires, qui apparaissent elles aussi surtout dans la Voie lactée ou dans son voisinage et dont le spectre offre la particularité de raies brillantes; la transition se faisant par les étoiles du type Wolf-Rayet, dont le spectre offre des raies brillantes en même temps que les raies sombres. Depuis la découverte de la première de ces étoiles, dans la constellation du Cygne, on en a trouvé plus de 60 dans la région de la Voie lactée; l'une des plus belles est Ïï du Navire, en pleine Voie lactée; M. Mac-Clean a reconnu que cette étoile est aussi du type hélium. Ainsi, on voit, peu à peu, se préciser la notion de familles ayant une constitution, une origine commune et un mode d'évolution dont l'analyse spectrale permettra avec le temps de caractériser les phases successives. O. C. ASTRONOMICAL JOURNAL. Nos 431-479. See (T.-J.-J.). Découvertes et mesures d'étoiles doubles et d'étoiles multiples dans l'hémisphère austral (38 pages). M. See présente, avec quelques remarques sommaires, le résumé de ses mesures exécutées à Flagstaff, à l'observatoire de M. Lowell, avec un réfracteur de 0,6 m, pendant la courte période de seize mois, à partir du 1er août 1896. Ce que Sir John Herschel a fait au Cap dans le court intervalle de 1834 à 1838, pour les nébuleuses, le Dr See a voulu l'entreprendre pour les étoiles doubles, et il estime à plus de cent mille les étoiles examinées, avec l'aide de son assistant M. Cogshall. Le premier Catalogue d'étoiles doubles nouvelles de l'hémisphère austral découvertes à l'observatoire Lowell est le résultat, d'une belle campagne astronomique. Küstner (F.). — Remarques sur la constante d'aberration déterminée au moyen des observations faites avec l'instrument universel,
de caractériser les phases successives. O. C. ASTRONOMICAL JOURNAL. Nos 431-479. See (T.-J.-J.). Découvertes et mesures d'étoiles doubles et d'étoiles multiples dans l'hémisphère austral (38 pages). M. See présente, avec quelques remarques sommaires, le résumé de ses mesures exécutées à Flagstaff, à l'observatoire de M. Lowell, avec un réfracteur de 0,6 m, pendant la courte période de seize mois, à partir du 1er août 1896. Ce que Sir John Herschel a fait au Cap dans le court intervalle de 1834 à 1838, pour les nébuleuses, le Dr See a voulu l'entreprendre pour les étoiles doubles, et il estime à plus de cent mille les étoiles examinées, avec l'aide de son assistant M. Cogshall. Le premier Catalogue d'étoiles doubles nouvelles de l'hémisphère austral découvertes à l'observatoire Lowell est le résultat, d'une belle campagne astronomique. Küstner (F.). — Remarques sur la constante d'aberration déterminée au moyen des observations faites avec l'instrument universel, à Berlin, en 1884-1885. Les équations de condition naguère publiées par l'Auteur dans le n° 2993 des Astr. Nachr. ont servi de base à plusieurs discussions. M. Newcomb en a déduit une valeur de la constante d'aberration voisine de 20", 5o, tandis que M. Chandler arrive à 20", 6j; d'autre part M. Lœwey, lors de la conférence de 1896, citait le chiffre de 20", 31 comme celui trouvé par M. Küstner. M. Küstner explique en quelques mots que ces trois valeurs dépendent des hypothèses admises : le chiffre cité par M. Lœwy correspond à l'hypothèse d'une latitude constante ; les deux autres sont obtenus en adoptant pour la latitude, supposée variable, les nombres de Chandler de 1892 et 1894. De là résulte clairement la variation de la latitude, laquelle a, comme on le voit, une influence très marquée sur la constante d'aberration. Newcomb (S.). — Remarques sur le troisième Mémoire du professeur Boss concernant le mouvement de précession. Boss (L.). — Note sur la communication précédente. Fin de la discussion résumée naguère dans le Bulletin. Il est inutile d'y revenir. 31. Boss précise quelques-uns de ses arguments et se défend de toute pensée de dénigrement à l'égard du travail de
part M. Lœwey, lors de la conférence de 1896, citait le chiffre de 20", 31 comme celui trouvé par M. Küstner. M. Küstner explique en quelques mots que ces trois valeurs dépendent des hypothèses admises : le chiffre cité par M. Lœwy correspond à l'hypothèse d'une latitude constante ; les deux autres sont obtenus en adoptant pour la latitude, supposée variable, les nombres de Chandler de 1892 et 1894. De là résulte clairement la variation de la latitude, laquelle a, comme on le voit, une influence très marquée sur la constante d'aberration. Newcomb (S.). — Remarques sur le troisième Mémoire du professeur Boss concernant le mouvement de précession. Boss (L.). — Note sur la communication précédente. Fin de la discussion résumée naguère dans le Bulletin. Il est inutile d'y revenir. 31. Boss précise quelques-uns de ses arguments et se défend de toute pensée de dénigrement à l'égard du travail de M. Newcomb. Russell (H.-R.). Une nouvelle méthode graphique pour déterminer les éléments d'une orbite d'étoile double. Cette méthode, à rapprocher de celle publiée par Zwiers (Astr. Nachr. 3336), suppose que la période et l'époque du passage au périastre ont été déterminées de la manière usuelle par des mesures d'aires. L'éphéméride de l'étoile peut être obtenue aussi graphiquement. Application est faite à ÎÎ Cassiopée. L'Auteur ajoute quelques réflexions sur les méthodes de Thiele et de Klinkerfues. Doolittle (E.). — Perturbations séculaires de Vénus dues à Jupiter et Saturne, calculées par la méthode de Gauss. La comparaison avec les valeurs publiées par Le Verrier et Newcomb est satisfaisante. Safford (T.-II.). Sur l'équation personnelle dépendant de la grandeur. Le professeur Bauschinger, dans le tome 11 des Nouvelles Annales de l'observatoire de Munich, a donné les résultats d'une série d'expériences faites avec des écrans, et conclu que ses observations (à l'œil et à l'oreille) n'indiquent pas une erreur de ce genre qui soit notable. Mais l'examen des séries particulières a montré à M. Safford que, pour M. Bauschinger comme pour le professeur Auwers et Argelander, les étoiles relativement faibles sont observées trop tôt. Schaeberle (J.-M.). Théorie générale de l'aberration dans le plan focal d'un
de l'étoile peut être obtenue aussi graphiquement. Application est faite à ÎÎ Cassiopée. L'Auteur ajoute quelques réflexions sur les méthodes de Thiele et de Klinkerfues. Doolittle (E.). — Perturbations séculaires de Vénus dues à Jupiter et Saturne, calculées par la méthode de Gauss. La comparaison avec les valeurs publiées par Le Verrier et Newcomb est satisfaisante. Safford (T.-II.). Sur l'équation personnelle dépendant de la grandeur. Le professeur Bauschinger, dans le tome 11 des Nouvelles Annales de l'observatoire de Munich, a donné les résultats d'une série d'expériences faites avec des écrans, et conclu que ses observations (à l'œil et à l'oreille) n'indiquent pas une erreur de ce genre qui soit notable. Mais l'examen des séries particulières a montré à M. Safford que, pour M. Bauschinger comme pour le professeur Auwers et Argelander, les étoiles relativement faibles sont observées trop tôt. Schaeberle (J.-M.). Théorie générale de l'aberration dans le plan focal d'un réflecteur parabolique (avec figures). Dans cet article, qui peut être regardé comme complétant celui inséré dans le n° 413 de l'Astr. Journal, l'Auteur donne les expressions générales et rigoureuses des coordonnées de la trace sur le plan focal d'un rayon quelconque qui s'est réfléchi en un point arbitraire de la surface parabolique. Les résultats, qui diffèrent de ceux publiés jusqu'ici, sont illustrés par plusieurs figures représentant les images produites par la réflexion d'un faisceau de rayons parallèles inclinés de 30° sur l'axe optique et tombant sur une zone annulaire d'une certaine ouverture. Comme conclusion pratique, à la suite d'expériences faites avec différents types de réflecteurs à l'observatoire Lick, M. Schaeberle estime que, pour des miroirs de grande ouverture angulaire, la forme de Cassegrain est à préférer quand il s'agit d'obtenir à grande échelle des représentations photographiques de régions célestes ne dépassant guère deux minutes d'arc en diamètre. Plummer (H.-C.). — Sur les images des étoiles formées par un réflecteur parabolique. L'objet de l'Auteur est analogue à celui de M. Schaeberle : trouver, pour des rayons ne rencontrant pas l'axe, la forme approchée de l'image d'une étoile et estimer la répartition de l'intensité. Les conclusions théoriques sont assez conformes, dit en
surface parabolique. Les résultats, qui diffèrent de ceux publiés jusqu'ici, sont illustrés par plusieurs figures représentant les images produites par la réflexion d'un faisceau de rayons parallèles inclinés de 30° sur l'axe optique et tombant sur une zone annulaire d'une certaine ouverture. Comme conclusion pratique, à la suite d'expériences faites avec différents types de réflecteurs à l'observatoire Lick, M. Schaeberle estime que, pour des miroirs de grande ouverture angulaire, la forme de Cassegrain est à préférer quand il s'agit d'obtenir à grande échelle des représentations photographiques de régions célestes ne dépassant guère deux minutes d'arc en diamètre. Plummer (H.-C.). — Sur les images des étoiles formées par un réflecteur parabolique. L'objet de l'Auteur est analogue à celui de M. Schaeberle : trouver, pour des rayons ne rencontrant pas l'axe, la forme approchée de l'image d'une étoile et estimer la répartition de l'intensité. Les conclusions théoriques sont assez conformes, dit en terminant M. Plummer, aux résultats obtenus par M. Isaac Roberts avec son réflecteur photographique. Barnard (E.-E.). Observations, avec le grand réfracteur de l'observatoire Yerkes, des compagnons de Procyon et de J3 883. Le compagnon de Procyon est un objet relativement facile avec le grand réfracteur. Barnard (E.-E.). — Mesures du satellite de Neptune avec le même réfracteur. Remarques sur cet instrument. M. Barnard parle d'abord de la grande lunette qui, lorsque les conditions atmosphériques sont bonnes, est l'instrument le plus satisfaisant qu'il a eu jusqu'ici, avec ses accessoires variés parmi lesquels il faut citer le brise-vent. Sans celui-ci, les mesures micrométriques seraient souvent difficiles. L'instrument est d'une stabilité tout à fait remarquable. Les premières fois qu'on s'en servit, raconte M. Barnard, les images des étoiles avaient des queues. Cette circonstance tenait à ce que des araignées avaient tendu leurs fils à l'intérieur du tube. La série des mesures du satellite de Neptune ne comprend pas moins de 51 observations; elles complètent les séries déjà publiées par M. Barnard. M. Barnard termine en annonçant qu'il s'occupe de déterminer les parallaxes de quelques nébuleuses et de mesurer l'amas Messier 5. Aitken (R.-G.). — Mesures du satellite V de Jupiter. Elles ont été
satellite de Neptune avec le même réfracteur. Remarques sur cet instrument. M. Barnard parle d'abord de la grande lunette qui, lorsque les conditions atmosphériques sont bonnes, est l'instrument le plus satisfaisant qu'il a eu jusqu'ici, avec ses accessoires variés parmi lesquels il faut citer le brise-vent. Sans celui-ci, les mesures micrométriques seraient souvent difficiles. L'instrument est d'une stabilité tout à fait remarquable. Les premières fois qu'on s'en servit, raconte M. Barnard, les images des étoiles avaient des queues. Cette circonstance tenait à ce que des araignées avaient tendu leurs fils à l'intérieur du tube. La série des mesures du satellite de Neptune ne comprend pas moins de 51 observations; elles complètent les séries déjà publiées par M. Barnard. M. Barnard termine en annonçant qu'il s'occupe de déterminer les parallaxes de quelques nébuleuses et de mesurer l'amas Messier 5. Aitken (R.-G.). — Mesures du satellite V de Jupiter. Elles ont été obtenues en insérant aussi près que possible du foyer de l'oculaire une petite lame de verre enfumé que l'image de Jupiter déborde légèrement. Porter (J.-G.). Mouvement propre de l'étoile 1771 Groombridge. Cette étoile, qui porte le n° 438 dans le Fundamental Catalog d'Argelander, a comme mouvements propres +0,ooo et -0,027. La valeur adoptée pour l'année était -0,083. Moulton (F.-R.). Théorie de l'influence d'un milieu résistant sur des corps se mouvant dans des orbites paraboliques. Cette théorie a son point de départ dans les équations différentielles pour la variation des éléments; l'anomalie vraie est prise comme variable indépendante. Application est faite, d'une manière très sommaire, à la grande comète de 1882. Morgan (E.-P.). — Observations d'étoiles doubles, faites avec le réfracteur de 26 pouces de l'observatoire McCormick. See (T.-J.-J.). — Mesures du satellite V de Jupiter, faites avec le réfracteur de 24 pouces de l'observatoire Lowell. Quelques mesures faites comme essais, à la demande de M. Barnard. See (T.-J.-J.). Recherches sur le système de Procyon. Article intéressant contenant l'historique des recherches sur ce système depuis le temps de Bessel. À la suite de sa découverte des irrégularités dans le mouvement de Sirius, Bessel était persuadé (comme l'indique un passage d'une lettre
La valeur adoptée pour l'année était -0,083. Moulton (F.-R.). Théorie de l'influence d'un milieu résistant sur des corps se mouvant dans des orbites paraboliques. Cette théorie a son point de départ dans les équations différentielles pour la variation des éléments; l'anomalie vraie est prise comme variable indépendante. Application est faite, d'une manière très sommaire, à la grande comète de 1882. Morgan (E.-P.). — Observations d'étoiles doubles, faites avec le réfracteur de 26 pouces de l'observatoire McCormick. See (T.-J.-J.). — Mesures du satellite V de Jupiter, faites avec le réfracteur de 24 pouces de l'observatoire Lowell. Quelques mesures faites comme essais, à la demande de M. Barnard. See (T.-J.-J.). Recherches sur le système de Procyon. Article intéressant contenant l'historique des recherches sur ce système depuis le temps de Bessel. À la suite de sa découverte des irrégularités dans le mouvement de Sirius, Bessel était persuadé (comme l'indique un passage d'une lettre à Humboldt) que Sirius et aussi Procyon formaient réellement des systèmes binaires, l'une des étoiles de chaque système étant visible, l'autre invisible. Il n'y avait pas de motif, suivant lui, pour regarder l'éclat comme une qualité essentielle des corps célestes. Le fait de la visibilité d'un nombre immense d'étoiles n'est pas un argument contre l'invisibilité d'une multitude d'autres. Le Dr Auwers, en 1862, a repris la discussion des observations de Procyon, et il est arrivé à fixer la période de 40 ans environ, d'après l'ensemble des observations méridiennes. Dans l'intervalle, de 1851 à 1890, O. Struve rapporta, par des mesures micrométriques, Procyon à deux étoiles voisines. Le compagnon a été finalement découvert par M. Schaeberle, en 1896, après avoir été vainement cherché par M. Burnham, en 1888 et 1890. En supposant fixes dans l'espace les étoiles de O. Struve, M. See conclut graphiquement la trajectoire du centre de gravité du système et les positions relatives de Procyon. Comme éléments de l'orbite de Procyon autour du centre de gravité, il trouve : P = 40 ans, a = 0,94; le passage au périastre a eu lieu en 1891,0, ce qui explique que M. Burnham a été dans l'impossibilité de voir le
pas un argument contre l'invisibilité d'une multitude d'autres. Le Dr Auwers, en 1862, a repris la discussion des observations de Procyon, et il est arrivé à fixer la période de 40 ans environ, d'après l'ensemble des observations méridiennes. Dans l'intervalle, de 1851 à 1890, O. Struve rapporta, par des mesures micrométriques, Procyon à deux étoiles voisines. Le compagnon a été finalement découvert par M. Schaeberle, en 1896, après avoir été vainement cherché par M. Burnham, en 1888 et 1890. En supposant fixes dans l'espace les étoiles de O. Struve, M. See conclut graphiquement la trajectoire du centre de gravité du système et les positions relatives de Procyon. Comme éléments de l'orbite de Procyon autour du centre de gravité, il trouve : P = 40 ans, a = 0,94; le passage au périastre a eu lieu en 1891,0, ce qui explique que M. Burnham a été dans l'impossibilité de voir le compagnon. D'après la valeur de la parallaxe trouvée par Elkin : 0,266 ± 0,047, la somme des masses des deux composantes vaut à peu près 6 fois celle du Soleil. L'éclat intrinsèque du système est inférieur à celui de Sirius. Wilczynski (E.-J.). — Théorie du mouvement des taches de Jupiter. L'Auteur utilise pour ce problème les équations contenues dans sa thèse (Bulletin, XV, 365). Il cherche à rendre compte des oscillations de la durée de rotation de la grande tache rouge. Hall (A.). L'orbite du satellite de Neptune. L'éminent Auteur a corrigé les éléments calculés par lui en 1883, d'après la belle série d'observations de M. Barnard (A. J., n° 436). Il a employé dans ce but les formules de Marsch, qui possèdent plusieurs avantages. La résolution des équations de condition fournit, avec les corrections des éléments, le mouvement du plan de l'orbite que Tisserand et Newcomb ont expliqué par l'influence de l'aplatissement de la planète. L'orbite apparente du satellite devient plus ouverte, et il est important de multiplier les observations. Douglass (A. -E.). Sur la période de rotation du premier satellite de Jupiter. L'Auteur entre dans quelques détails sur le mode de comparaison de l'image du satellite avec une