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1891. Les déclinaisons ainsi corrigées sont comparées avec le Catalogue fondamental de Boss, qui sera désigné par A. E. (American Ephemeris) pour abréger. Vient ensuite une comparaison analogue du Catalogue décennal de Greenwich pour 1890 avec A. E. faite par l'Astronome royal (Monthly Notices, avril 1898). De là est facilement déduite une comparaison des deux Catalogues contenue dans le tableau suivant. La seconde colonne : obs. contient les nombres résultant directement de la comparaison ; la dernière colonne : corr. montre ces nombres corrigés des effets de la correction systématique de réfraction. Greenwich 1890. Cap 1889s G C. G. C. (Q. Observ. Corr. (J). Observ. Corr. -27 .-0,32 -0,12 h-25 -0,09 -1-0,14 -23 -0,45 -0,30 +35 -0,07 +0,13 -15 -0,15 -0,02 -1-42 -0,35 -0,06 + 5 -0,05 +0,06 +46 -0,599 -0,661 + 5 -0,08 -(-0,04 +48 -1,01 -0,54 -1-13 -0,09 +0,04 Les réfractions de Bessel ont été employées pour calculer les réfractions dans chaque observatoire. Les nombres de la dernière colonne répondent à des diminutions respectives des corrections des réfractions moyennes de 0,0011 au Cap et de 0,0006 à Greenwich conjointement avec un changement de 0", 03 dans la latitude de Greenwich. Les corrections sont donc très petites, sauf pour de grandes distances zénithales. M. Boss compare ensuite le système A. E. aux déclinaisons du Catalogue de Poulkovo pour 1885 et aux déclinaisons corrigées (pour les réfractions) des deux derniers Catalogues de Greenwich et des deux derniers Catalogues du Cap. Excepté dans la zone + 20° à + 10°, il n'y a pas indice de différence systématique. Quant à la correction de la forme AS~, les cinq catalogues mentionnés montrent qu'elle devait être très faible pour A. E. en 1886. M. Boss remarque: en passant, qu'il serait fort utile de pouvoir combiner des observations australes faites dans des observatoires opposés en longitude avec les observatoires d'Europe : une telle combinaison éliminerait les termes de àax qui proviennent de la variation de latitude. M. Boss compare aussi le système A. E. avec les observations de doubles distances zénithales faites par Pond de 1825 à 1848, déjà examinées par le Dr Chandler
de grandes distances zénithales. M. Boss compare ensuite le système A. E. aux déclinaisons du Catalogue de Poulkovo pour 1885 et aux déclinaisons corrigées (pour les réfractions) des deux derniers Catalogues de Greenwich et des deux derniers Catalogues du Cap. Excepté dans la zone + 20° à + 10°, il n'y a pas indice de différence systématique. Quant à la correction de la forme AS~, les cinq catalogues mentionnés montrent qu'elle devait être très faible pour A. E. en 1886. M. Boss remarque: en passant, qu'il serait fort utile de pouvoir combiner des observations australes faites dans des observatoires opposés en longitude avec les observatoires d'Europe : une telle combinaison éliminerait les termes de àax qui proviennent de la variation de latitude. M. Boss compare aussi le système A. E. avec les observations de doubles distances zénithales faites par Pond de 1825 à 1848, déjà examinées par le Dr Chandler (Astr. Journ., n° 364) : les corrections Aaa sont fort petites, et il y a lieu de croire que pour 1832 elles sont encore plus petites que ne l'indiqué le Dr Chandler; de sorte que le système A. E. est vérifié pour 1832. M. Boss discute enfin la valeur de la correction applicable, d'après le professeur Newcomb (Fundamental Constants, p. 89), aux déclinaisons des étoiles équatoriales du système A. E. et résultant de la discussion des cinq premières grosses planètes. D'abord la position des observatoires, par de hautes latitudes boréales, empêche d'avoir de bonnes réfractions, les distances zénithales étant grandes; il y a aussi la difficulté reconnue de bien pointer les planètes ; à supposer même que la correction déduite des planètes ait quelque poids, le fait que la correction déduite des observations récentes de Greenwich et de Poulkovo est de signe contraire et égale donne lieu de la croire insignifiante. Quant au terme séculaire, la comparaison de Bradley-Auwers avec A. E., étant donnée l'incertitude qu'elle comporte, ne semble pas à M. Boss devoir altérer l'ensemble des relations des Catalogues modernes. Le résultat de cette discussion préliminaire est donc que le système A. E., pour les déclinaisons, jouit d'une grande
la correction applicable, d'après le professeur Newcomb (Fundamental Constants, p. 89), aux déclinaisons des étoiles équatoriales du système A. E. et résultant de la discussion des cinq premières grosses planètes. D'abord la position des observatoires, par de hautes latitudes boréales, empêche d'avoir de bonnes réfractions, les distances zénithales étant grandes; il y a aussi la difficulté reconnue de bien pointer les planètes ; à supposer même que la correction déduite des planètes ait quelque poids, le fait que la correction déduite des observations récentes de Greenwich et de Poulkovo est de signe contraire et égale donne lieu de la croire insignifiante. Quant au terme séculaire, la comparaison de Bradley-Auwers avec A. E., étant donnée l'incertitude qu'elle comporte, ne semble pas à M. Boss devoir altérer l'ensemble des relations des Catalogues modernes. Le résultat de cette discussion préliminaire est donc que le système A. E., pour les déclinaisons, jouit d'une grande précision et qu'il offre une base sérieuse pour la construction d'un système normal d'étoiles fondamentales australes, après toutefois qu'une quinzaine d'étoiles ont reçu des corrections appropriées. Les indications qui précèdent donnent une idée de la haute valeur du travail de M. Boss. Nous ne pouvons entrer dans les détails concernant la détermination des positions de 297 étoiles fondamentales, d'où l'Auteur a tiré ensuite une liste de 179 étoiles particulièrement précises en ascension droite et propres à faciliter les observations différentielles: entre -220 et -37°. Perrine (C.-D.). — Ressemblance des orbites des comètes 1898 et 1881 IV. Comète. rTO. Q. i. &lt;7. 1898 122° 8' 97° 017' 140° 14' 0,6335 1881 IV. 123° 22' 96° 10' 140° 19' 0,7564 Il paraît bien y avoir quelque lien de famille entre les deux. Newcomb (S.). — Utilité de la planète DQ pour déterminer la parallaxe solaire. La prochaine opposition, en novembre et décembre 1900, sera particulièrement favorable. Il faudra attendre ensuite jusqu'en 1924 pour en avoir une autre aussi favorable. Suit une éphéméride approchée qui renseigne sur les conditions de visibilité de la planète dans les deux hémisphères (Voir plus loin, p. 286). Rees (J.-K.), Jacoby (H.), Davis (H.-S.). Variation de latitude à
la détermination des positions de 297 étoiles fondamentales, d'où l'Auteur a tiré ensuite une liste de 179 étoiles particulièrement précises en ascension droite et propres à faciliter les observations différentielles: entre -220 et -37°. Perrine (C.-D.). — Ressemblance des orbites des comètes 1898 et 1881 IV. Comète. rTO. Q. i. &lt;7. 1898 122° 8' 97° 017' 140° 14' 0,6335 1881 IV. 123° 22' 96° 10' 140° 19' 0,7564 Il paraît bien y avoir quelque lien de famille entre les deux. Newcomb (S.). — Utilité de la planète DQ pour déterminer la parallaxe solaire. La prochaine opposition, en novembre et décembre 1900, sera particulièrement favorable. Il faudra attendre ensuite jusqu'en 1924 pour en avoir une autre aussi favorable. Suit une éphéméride approchée qui renseigne sur les conditions de visibilité de la planète dans les deux hémisphères (Voir plus loin, p. 286). Rees (J.-K.), Jacoby (H.), Davis (H.-S.). Variation de latitude à New York. Détermination de la constante d'aberration d'après les observations faites à l'observatoire de l'Université de Columbia. Le présent Mémoire forme la suite du travail analysé dans le n° 401 de l'Astr. Journal. L'instrument (lunette zénithale de Wanschaff) est demeuré le même et, bien que le lieu d'observation ne soit pas demeuré invariable, peu importe, le rattachement des stations ayant été fait avec précision. Les mesures ont été prolongées pendant cinq ans, de 1893 à 1898, et partagées en trois sections A, B, C, pour chacune desquelles on donne, suivant les groupes d'étoiles employées, les différences moyennes de latitude observées et la correction de la constante d'aberration. La moyenne générale donne 20", 461 pour la constante. Elkin. — Découverte de la comète Chase à l'observatoire Yale. Elle a eu lieu le 14 novembre 1898, avec les chambres photographiques disposées pour l'observation des Léonides. La nouvelle télégraphiée au professeur Pickering a reçu confirmation, grâce au service de photographie continue qui fonctionne à Cambridge. Elkin, Keeler (J.-E.), Sawyer (E.-F.), Coit (J.-B.). — Observations des Léonides. Le Docteur Elkin avait installé deux équatoriaux photographiques munis de plusieurs chambres noires à l'observatoire du Collège Yale et dans une station, distante de 3 km environ,
pas demeuré invariable, peu importe, le rattachement des stations ayant été fait avec précision. Les mesures ont été prolongées pendant cinq ans, de 1893 à 1898, et partagées en trois sections A, B, C, pour chacune desquelles on donne, suivant les groupes d'étoiles employées, les différences moyennes de latitude observées et la correction de la constante d'aberration. La moyenne générale donne 20", 461 pour la constante. Elkin. — Découverte de la comète Chase à l'observatoire Yale. Elle a eu lieu le 14 novembre 1898, avec les chambres photographiques disposées pour l'observation des Léonides. La nouvelle télégraphiée au professeur Pickering a reçu confirmation, grâce au service de photographie continue qui fonctionne à Cambridge. Elkin, Keeler (J.-E.), Sawyer (E.-F.), Coit (J.-B.). — Observations des Léonides. Le Docteur Elkin avait installé deux équatoriaux photographiques munis de plusieurs chambres noires à l'observatoire du Collège Yale et dans une station, distante de 3 km environ, dirigée par le Dr Chase. Seize trajectoires ont été relevées sur les plaques, dont quatre communes aux deux stations. C'est un résultat digne d'intérêt. À l'observatoire Lick, les observations ont été faites directement par MM. Perrine et Aitken. M. Perrine a noté un magnifique bolide dans la nuit du 14 novembre. M. Keeler dit que quelques essais photographiques, dans la nuit du 13, n'ont presque rien donné. M. Sawyer a surveillé le ciel du 11 au 18 novembre. Le 14, il a compté 54 météores dont 42 étaient des Léonides. Le radiant est à 1480,75 et 22°, 25. Dans la matinée du 15 novembre, M. Coit a noté l'explosion d'un curieux météore, d'éclat deux ou trois fois supérieur à celui de Sirius. Morgan (H.-R.). — Détermination de l'orbite de la comète 1895 I. Ce calcul fait, sous la direction du professeur O. Stone, en tenant compte des perturbations des planètes, a pour base sept lieux normaux. Hill (G.-T.). Note sur la masse de Mercure. L'éminent Auteur cherche ce que donne la loi de Legendre pour les densités à l'intérieur des planètes, quand, admettant l'hypothèse nébulaire de Laplace, on regarde la surface de Mercure comme formée de matériaux comparables à ceux
novembre. M. Keeler dit que quelques essais photographiques, dans la nuit du 13, n'ont presque rien donné. M. Sawyer a surveillé le ciel du 11 au 18 novembre. Le 14, il a compté 54 météores dont 42 étaient des Léonides. Le radiant est à 1480,75 et 22°, 25. Dans la matinée du 15 novembre, M. Coit a noté l'explosion d'un curieux météore, d'éclat deux ou trois fois supérieur à celui de Sirius. Morgan (H.-R.). — Détermination de l'orbite de la comète 1895 I. Ce calcul fait, sous la direction du professeur O. Stone, en tenant compte des perturbations des planètes, a pour base sept lieux normaux. Hill (G.-T.). Note sur la masse de Mercure. L'éminent Auteur cherche ce que donne la loi de Legendre pour les densités à l'intérieur des planètes, quand, admettant l'hypothèse nébulaire de Laplace, on regarde la surface de Mercure comme formée de matériaux comparables à ceux qui se trouvent sur l'un des quatre corps : Vénus, la Terre, la Lune et Mars. Le calcul, complété en tenant compte des conditions particulières de la Lune, fournit à M. Hill des nombres assez concordants voisins de -1/2 106. Newcomb (S.). — Lois théoriques qui se rattachent au mouvement du pôle terrestre. L'éminent astronome résume quelques indications fournies par la théorie : elles ne sauraient être encore utilement comparées avec les observations, à cause des éléments, trop variables qui paraissent intervenir. Chessin (A.-S.). — Note supplémentaire sur le développement de la fonction perturbatrice. Dans la Note primitive, insérée dans le n° 442, l'Auteur s'était surtout occupé du développement sous la forme employée par le professeur Newcomb. Il montre ici que les simplifications existent également pour la forme de développement employée par Le Verrier. Que les deux formes de développement fussent réductibles l'une à l'autre, on pouvait le prévoir. La forme de Newcomb se prête mieux au calcul du coefficient d'un terme d'ordre élevé. Chandler (S.-C.). — La petite planète DQ dans ses oppositions de 1893-1894 et 1896. Partant des éléments calculés par lui, M. Chandler a cherché quelle était la position de la planète dans les oppositions antérieures. Grâce
du pôle terrestre. L'éminent astronome résume quelques indications fournies par la théorie : elles ne sauraient être encore utilement comparées avec les observations, à cause des éléments, trop variables qui paraissent intervenir. Chessin (A.-S.). — Note supplémentaire sur le développement de la fonction perturbatrice. Dans la Note primitive, insérée dans le n° 442, l'Auteur s'était surtout occupé du développement sous la forme employée par le professeur Newcomb. Il montre ici que les simplifications existent également pour la forme de développement employée par Le Verrier. Que les deux formes de développement fussent réductibles l'une à l'autre, on pouvait le prévoir. La forme de Newcomb se prête mieux au calcul du coefficient d'un terme d'ordre élevé. Chandler (S.-C.). — La petite planète DQ dans ses oppositions de 1893-1894 et 1896. Partant des éléments calculés par lui, M. Chandler a cherché quelle était la position de la planète dans les oppositions antérieures. Grâce au Service de photographie continue du ciel organisé par M. E.-C. Pickering et à l'habileté de M. Fleming, la planète DQ a pu être retrouvée dans deux oppositions antérieures et, par suite, ses éléments être obtenus avec une précision beaucoup plus grande. Inutile d'insister sur l'importance, dans l'avenir, du procédé mis en œuvre. Chandler (S.-C.). — Vitesse angulaire de la composante annuelle dans le mouvement du pôle terrestre. La proportionnalité aux temps des aires décrites avait été indiquée par l'Auteur dans le n° 329. Il montre ici que les observations confirment cette loi d'assez près. Fondation Gould. Miss Bache Gould a donné à l'Académie nationale des Sciences une somme de 20000 dollars, pour assurer cette fondation, administrée par MM. Lewis Boss, S.-C. Chandler et Asaph Hall. Elle est destinée à aider de préférence les recherches dans l'astronomie de précision, principalement aux États-Unis. Doolittle (C.-L.). — Résultats d'observations faites avec la lunette zénithale à l'observatoire Flower. Tableau résumé, à peu près définitif, des résultats obtenus, dont un premier aperçu a été donné dans le n° 428. Pour la détermination de la constante d'aberration, on a toujours combiné les séries du soir et du matin observées dans la même nuit. Les observations
mis en œuvre. Chandler (S.-C.). — Vitesse angulaire de la composante annuelle dans le mouvement du pôle terrestre. La proportionnalité aux temps des aires décrites avait été indiquée par l'Auteur dans le n° 329. Il montre ici que les observations confirment cette loi d'assez près. Fondation Gould. Miss Bache Gould a donné à l'Académie nationale des Sciences une somme de 20000 dollars, pour assurer cette fondation, administrée par MM. Lewis Boss, S.-C. Chandler et Asaph Hall. Elle est destinée à aider de préférence les recherches dans l'astronomie de précision, principalement aux États-Unis. Doolittle (C.-L.). — Résultats d'observations faites avec la lunette zénithale à l'observatoire Flower. Tableau résumé, à peu près définitif, des résultats obtenus, dont un premier aperçu a été donné dans le n° 428. Pour la détermination de la constante d'aberration, on a toujours combiné les séries du soir et du matin observées dans la même nuit. Les observations vont de 1896 octobre 10, à 1898 août 15. La moyenne générale est de 20", 586, peut-être un peu forte, par comparaison avec les valeurs publiées. Quoi qu'il en soit, l'erreur probable d'une observation individuelle : 0", 13 montre qu'il s'agit de très bonnes mesures. Young, Read, Stone (0.). — Occultations observées, à Princeton, pendant l'éclipse de Lune du 27 décembre 1898. See (T.-J.). Sur la température des corps célestes gazeux. La loi annoncée par l'Auteur, que plusieurs savants ont, il est vrai, critiquée, revient à dire que la température absolue d'un corps gazeux, nébuleuse ou étoile, supposé de forme sphérique, doit varier en raison inverse du rayon. C'est dans le n° 445 de l'Astr. Journal, qu'on trouvera l'historique des recherches qui se rapportent à cette théorie : M. See cite Helmholtz, Lane et Newcomb (la loi désignée comme loi de Lane dans General Astronomy de Young revient à celle de l'Auteur), enfin A. Ritter, dont les travaux ont passé inaperçus (M. Radau en a donné une analyse détaillée dans le t. IV du Bulletin). Nous n'insisterons pas sur la démonstration que M. See donne de la loi en question. Il aurait fallu préciser un peu plus qu'il n'a fait
Occultations observées, à Princeton, pendant l'éclipse de Lune du 27 décembre 1898. See (T.-J.). Sur la température des corps célestes gazeux. La loi annoncée par l'Auteur, que plusieurs savants ont, il est vrai, critiquée, revient à dire que la température absolue d'un corps gazeux, nébuleuse ou étoile, supposé de forme sphérique, doit varier en raison inverse du rayon. C'est dans le n° 445 de l'Astr. Journal, qu'on trouvera l'historique des recherches qui se rapportent à cette théorie : M. See cite Helmholtz, Lane et Newcomb (la loi désignée comme loi de Lane dans General Astronomy de Young revient à celle de l'Auteur), enfin A. Ritter, dont les travaux ont passé inaperçus (M. Radau en a donné une analyse détaillée dans le t. IV du Bulletin). Nous n'insisterons pas sur la démonstration que M. See donne de la loi en question. Il aurait fallu préciser un peu plus qu'il n'a fait avant d'en présenter l'application aux corps célestes : nébuleuses, étoiles des différentes classes. Lyon (J.-A.). — Observations des satellites de Saturne, faites à l'observatoire McCormick. Eastman (J.-R.). — Discordances entre les distances polaires des étoiles déduites des observations directes et réfléchies. Pond a été le premier à remarquer, dans ses observations de distances zénithales avec deux cercles juxtaposés, que la même étoile mesurée directement avec un cercle et avec l'autre par réflexion ne donne pas des résultats concordants. De plus, il trouva que les différences entre les mesures directes et réfléchies, D - R, n'étaient pas les mêmes pour les étoiles au nord et au sud du zénith. Il n'y a peut-être pas d'anomalie qui ait davantage exercé la sagacité des astronomes. À Greenwich, la règle a été d'en tenir compte en la prenant comme réelle. Mais Airy, après Pond, n'a jamais pu la rattacher à une cause précise connue, telle que la flexion du tube ou du cercle. Or M. Eastman remarque que la lunette se conduit différemment sous l'action de la pesanteur quand l'objectif est tourné vers le zénith ou vers le nadir : le mode d'attache de l'objectif, du coulissant porte-réticule entraîne des résultats opposés dans le
observations de distances zénithales avec deux cercles juxtaposés, que la même étoile mesurée directement avec un cercle et avec l'autre par réflexion ne donne pas des résultats concordants. De plus, il trouva que les différences entre les mesures directes et réfléchies, D - R, n'étaient pas les mêmes pour les étoiles au nord et au sud du zénith. Il n'y a peut-être pas d'anomalie qui ait davantage exercé la sagacité des astronomes. À Greenwich, la règle a été d'en tenir compte en la prenant comme réelle. Mais Airy, après Pond, n'a jamais pu la rattacher à une cause précise connue, telle que la flexion du tube ou du cercle. Or M. Eastman remarque que la lunette se conduit différemment sous l'action de la pesanteur quand l'objectif est tourné vers le zénith ou vers le nadir : le mode d'attache de l'objectif, du coulissant porte-réticule entraîne des résultats opposés dans le cas du Cercle de l'observatoire Naval. Voici un extrait du Tableau présenté par M. Eastman pour cet instrument [Zn = t (Dn — Rn); même chose pour Zs]: Année. ZN, AZN, AZN+ AZN — AZN. 1866. -1-0,041 -1-0,371 -1-0,71 +0,67 1867 -1-0,647 -0-0,99 -1-0,75 1868. -1-0,582 -0,135 -1-0,22 -1-0,72 1869 -1-0,006 -0,578 -0-0,29 +0,58 La réduction des observations par réflexion suppose une connaissance précise de la flexion. M. Eastman rappelle comment la flexion réduite à un seul terme est déduite de l'observation de deux collimateurs au nord et au sud, alignés l'un sur l'autre. M. Eastman estime que l'emploi d'une formule a sin 2 pour la flexion, qui n'est en aucune manière justifiée, est, avec le flottement de l'objectif dans sa monture, la cause principale de l'anomalie dont il s'agit. En fait, l'inspection du Tableau des résultats, dont il n'a été donné ci-dessus qu'un extrait, montre que la différence AZN, AZN est sensiblement constante; on en déduit que les deux corrections AZN et AZS, erreurs du zénith instrumental déduites des étoiles au nord et au sud, lesquelles devraient coïncider si toutes les autres erreurs étaient connues, contiennent sans doute encore un ensemble de corrections inconnues, mais qu'elles sont distribuées symétriquement
-1-0,006 -0,578 -0-0,29 +0,58 La réduction des observations par réflexion suppose une connaissance précise de la flexion. M. Eastman rappelle comment la flexion réduite à un seul terme est déduite de l'observation de deux collimateurs au nord et au sud, alignés l'un sur l'autre. M. Eastman estime que l'emploi d'une formule a sin 2 pour la flexion, qui n'est en aucune manière justifiée, est, avec le flottement de l'objectif dans sa monture, la cause principale de l'anomalie dont il s'agit. En fait, l'inspection du Tableau des résultats, dont il n'a été donné ci-dessus qu'un extrait, montre que la différence AZN, AZN est sensiblement constante; on en déduit que les deux corrections AZN et AZS, erreurs du zénith instrumental déduites des étoiles au nord et au sud, lesquelles devraient coïncider si toutes les autres erreurs étaient connues, contiennent sans doute encore un ensemble de corrections inconnues, mais qu'elles sont distribuées symétriquement par rapport au zénith. Pour les observations faites directement, on est naturellement conduit à prendre pour la correction du zénith instrumental la moyenne des corrections du zénith. Pour les observations par réflexion, la correction systématique se composerait de la correction due à l'erreur du zénith plus la différence mesurée entre les résultats des observations directes et réfléchies au nord du zénith, ou RN; pour les observations par réflexion au sud, DN RN est à remplacer par DN RN. M. Eastman se propose alors de comparer aux Catalogues les positions d'étoiles réduites conformément au procédé nouveau et suivant la méthode ordinaire ou ancienne, d'après laquelle on corrige les observations au nord et au sud de AZN, et −ZS respectivement. La comparaison est établie entre les positions du Catalogue de Washington réduites d'après le nouveau et l'ancien procédé, le dernier Catalogue de Newcomb et ceux d'Auwers et de Boss. L'inspection des résidus milite en faveur du nouveau mode de réduction employé par M. Eastman. Newcomb (S.). — Quelques points relatifs au mouvement de translation du système solaire. Parallaxes moyennes des étoiles de différents ordres de grandeur. Il a été déjà rendu compte, par M. Radau (Bull. XVI, p. 197), des recherches de