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« COMPTES RENDUS DE L'ACADÉMIE DES SCIENCES DE PARIS » ET DES « ANNALES DE L'OBSERVATOIRE D'ATHÈNES » (t. II). Ce fascicule renferme : Une étude sur les anciennes observations de pluies d'étoiles filantes (se rattachant aux Biélides); Une étude, très documentée, sur l'agrandissement des disques du Soleil et de la Lune à l'horizon; L'observation de l'éclipse solaire du 8 août 1896 (avec des remarques sur les particularités du phénomène); Enfin les résultats des observations sismiques faites en Grèce, de 1893 à 1898 (avec des rapprochements statistiques). MONTESSUS DE BALORRE (F. DE). — DESCRIPTION SISMIQUE DE L'EMPIRE RUSSE (Extrait du Tome XVIII des Bulletins du Comité géologique de Saint-Pétersbourg ). Le commandant de Montessus continue à réunir les documents pour une étude d'ensemble des séismes du globe terrestre. Il a pu recueillir jusqu'à présent des Notices sur 121497 tremblements de terre. MEDDELANDEN FRÅN LUNDS ASTRONOMISKA OBSERVATORIUM, n° 4, 5, 6, 7. (Extrait de YObservat. af k. sv. Vet.-Akad. Förhand., 1899). N° 4. Schultz-Steinheil (C.-A.). — Sur les éléments de la rotation du Soleil. L'auteur a repris la discussion des mesures spectroscopiques de Dunér sur la rotation du Soleil, et il trouve que les mesures se concilient au moins aussi bien avec une rotation uniforme. Il aurait été désirable de reprendre la discussion, sous le même point de vue, des mesures de Crew, en 1887; mais cela n'a pas encore été possible à M. Schultz-Steinheil. Il s'agit là d'une question importante qui demande à être éclaircie. N° 5. Schultz-Steinheil. — Sur la division du cercle dans la théorie des perturbations de Hansen. Combien de valeurs particulières faut-il prendre, en répartissant également les valeurs de l'argument sur la circonférence, pour calculer avec la précision convenable les coefficients des développements en séries périodiques? Telle est la question que l'auteur traite après M. Charlier. Application est faite aux deux planètes CD Alexandra et (n) Thétis. N° 6. Charlier (C.-V.-L.). Sur le problème des trois corps. M. Charlier a pour but de former les équations différentielles lorsque les variables sont non pas les distances mutuelles des trois corps, comme dans le célèbre Essai de Lagrange,
avec une rotation uniforme. Il aurait été désirable de reprendre la discussion, sous le même point de vue, des mesures de Crew, en 1887; mais cela n'a pas encore été possible à M. Schultz-Steinheil. Il s'agit là d'une question importante qui demande à être éclaircie. N° 5. Schultz-Steinheil. — Sur la division du cercle dans la théorie des perturbations de Hansen. Combien de valeurs particulières faut-il prendre, en répartissant également les valeurs de l'argument sur la circonférence, pour calculer avec la précision convenable les coefficients des développements en séries périodiques? Telle est la question que l'auteur traite après M. Charlier. Application est faite aux deux planètes CD Alexandra et (n) Thétis. N° 6. Charlier (C.-V.-L.). Sur le problème des trois corps. M. Charlier a pour but de former les équations différentielles lorsque les variables sont non pas les distances mutuelles des trois corps, comme dans le célèbre Essai de Lagrange, mais les distances des trois corps à leur centre commun de gravité. Il se présente alors certaines simplifications. N° 7. Strömgren (E.). — Sur les excentricités des orbites cométaires. L'auteur revient sur une Communication antérieure (Meddelanden, n° 1, Bulletin, XVI, 250) pour insister sur l'importance de rapporter les éléments d'une comète, supposée beaucoup plus loin du Soleil que ne l'est la planète perturbatrice, au centre de gravité du Soleil et de la planète, et, en général, au centre de gravité du système solaire : c'est ce qui est expressément indiqué par Laplace (Mécanique céleste, t. IV, Livre IX); Lagrange et Laplace ont même donné des procédés pour le calcul approché qu'il serait intéressant de comparer aux méthodes ordinaires. La question est de savoir à partir de quel moment il est utile de rapporter les éléments au centre de gravité. Il semble du reste que les recherches de Lagrange et de Laplace permettent de passer d'un résultat à l'autre. L'affirmation que l'oubli de cette réduction des éléments au centre de gravité du système solaire fait perdre toute signification aux conclusions acceptées touchant l'origine des comètes paraît excessive. Mais, on doit remercier M. Strömgren d'avoir poursuivi ses recherches sur l'orbite antérieure de
comète, supposée beaucoup plus loin du Soleil que ne l'est la planète perturbatrice, au centre de gravité du Soleil et de la planète, et, en général, au centre de gravité du système solaire : c'est ce qui est expressément indiqué par Laplace (Mécanique céleste, t. IV, Livre IX); Lagrange et Laplace ont même donné des procédés pour le calcul approché qu'il serait intéressant de comparer aux méthodes ordinaires. La question est de savoir à partir de quel moment il est utile de rapporter les éléments au centre de gravité. Il semble du reste que les recherches de Lagrange et de Laplace permettent de passer d'un résultat à l'autre. L'affirmation que l'oubli de cette réduction des éléments au centre de gravité du système solaire fait perdre toute signification aux conclusions acceptées touchant l'origine des comètes paraît excessive. Mais, on doit remercier M. Strömgren d'avoir poursuivi ses recherches sur l'orbite antérieure de la comète 1890 II, dans le sens indiqué par la théorie; les résultats obtenus montrent le bien-fondé de la modification adoptée. (Voir ci-dessus l'article de M. Fayet, p. 10j.) O. Ç CHAMBERS (G.-F.). — THE STORY OF ECLIPSES, SIMPLY TOLD FOR GENERAL READERS. London, George Newnes, 1899 Ce petit Ouvrage de l'auteur du Manuel d'Astronomie descriptive répond aux désirs d'un grand nombre d'amateurs d'Astronomie désireux d'être renseignés sur la prochaine éclipse du 28 mai 1900. Dans un Appendice de 14 pages se trouvent rassemblées toutes les indications utiles pour les futurs touristes : moyens de transport, ressources des localités susceptibles d'être choisies comme stations, ouvrages et guides à consulter. De nombreux Chapitres sont consacrés à l'historique des éclipses. Les allusions relatives aux éclipses que l'on rencontre dans la Bible et chez les poètes sont passées en revue. L'auteur, on le voit, n'a pas oublié qu'il s'adressait à des lecteurs autres que des astronomes de profession. MÉMOIRES ET OBSERVATIONS. ÉTUDE SUR LA VARIATION DE LA LATITUDE; PAR M. JEAN BOCCARDI. Pendant mon séjour à l'Observatoire privé Cerulli (à Teramo, Italie) en 1899, j'ai fait un grand nombre d'observations d'étoiles, dans le but de déterminer la latitude de l'Observatoire et de constater
de l'auteur du Manuel d'Astronomie descriptive répond aux désirs d'un grand nombre d'amateurs d'Astronomie désireux d'être renseignés sur la prochaine éclipse du 28 mai 1900. Dans un Appendice de 14 pages se trouvent rassemblées toutes les indications utiles pour les futurs touristes : moyens de transport, ressources des localités susceptibles d'être choisies comme stations, ouvrages et guides à consulter. De nombreux Chapitres sont consacrés à l'historique des éclipses. Les allusions relatives aux éclipses que l'on rencontre dans la Bible et chez les poètes sont passées en revue. L'auteur, on le voit, n'a pas oublié qu'il s'adressait à des lecteurs autres que des astronomes de profession. MÉMOIRES ET OBSERVATIONS. ÉTUDE SUR LA VARIATION DE LA LATITUDE; PAR M. JEAN BOCCARDI. Pendant mon séjour à l'Observatoire privé Cerulli (à Teramo, Italie) en 1899, j'ai fait un grand nombre d'observations d'étoiles, dans le but de déterminer la latitude de l'Observatoire et de constater une variation possible de cette coordonnée géographique. J'ai employé la méthode de Horrebow-Talcott, en me servant d'une lunette zénithale de Troughton et Simms. Les dimensions de l'instrument n'étaient pas grandes et bien inférieures à celles qu'on a adoptées pour les stations internationales de la latitude; cependant la construction de l'instrument a été très soignée, et d'ailleurs par ses petites dimensions il est à l'abri des flexions. L'objectif a 750 mm d'ouverture et 1005 mm de distance focale. L'axe vertical se rectifie à l'aide de deux niveaux à angle droit, l'axe horizontal moyennant un niveau mobile; enfin il n'y a qu'un grand niveau de repère. La stabilité de l'instrument est telle, qu'il reste rectifié pendant plusieurs jours. Pour multiplier les observations, j'ai observé les deux étoiles de chaque groupe plusieurs fois aux environs de la culmination, sauf à rapporter au méridien leurs distances zénithales avec la formule En moyenne j'ai bissecté sept fois chaque étoile, et comme le nombre des observations complètes de différents groupes s'élève à 361, mes résultats reposent sur plus de 400 bissections. J'avais essayé de faire des observations à petite distance du méridien, mais les résultats n'ayant pas été satisfaisants, j'ai renoncé à ce mode d'observation. J'ai
a été très soignée, et d'ailleurs par ses petites dimensions il est à l'abri des flexions. L'objectif a 750 mm d'ouverture et 1005 mm de distance focale. L'axe vertical se rectifie à l'aide de deux niveaux à angle droit, l'axe horizontal moyennant un niveau mobile; enfin il n'y a qu'un grand niveau de repère. La stabilité de l'instrument est telle, qu'il reste rectifié pendant plusieurs jours. Pour multiplier les observations, j'ai observé les deux étoiles de chaque groupe plusieurs fois aux environs de la culmination, sauf à rapporter au méridien leurs distances zénithales avec la formule En moyenne j'ai bissecté sept fois chaque étoile, et comme le nombre des observations complètes de différents groupes s'élève à 361, mes résultats reposent sur plus de 400 bissections. J'avais essayé de faire des observations à petite distance du méridien, mais les résultats n'ayant pas été satisfaisants, j'ai renoncé à ce mode d'observation. J'ai déterminé plusieurs fois les constantes instrumentales, c'est-à-dire la valeur d'une révolution du micromètre = 68", 279, et la valeur d'une division du niveau de repère = 2", 547. À cause de la forte valeur d'un tour du micromètre, comme on ne peut pas garantir les collimations à 200 de révolution, on voit qu'une erreur de 200 d'observation de 0",4 est presque inévitable. Aussi l'erreur probable d'une observation suivant les différents mois a varié pour moi de 0", 34 à 0", 29. Les meilleurs pointés ont été faits en octobre, les conditions atmosphériques étant alors excellentes. Enfin j'ai tâché de tirer le meilleur parti possible de ce modeste instrument. Mes observations ont porté sur 25 groupes d'étoiles, toutefois il n'y en a que 16 que j'ai observés un grand nombre de fois, en les suivant pendant plusieurs mois. Comme j'ai dû observer des étoiles de toutes les grandeurs, de la 1re à la 6e, j'ai apporté un soin extrême à l'illumination du champ. Je lisais le niveau avant et après la culmination de chaque étoile. Pour éviter toute secousse à l'instrument, je plaçais à l'avance le fil du réticule à peu près à l'endroit où l'étoile devait passer, et je faisais
on voit qu'une erreur de 200 d'observation de 0",4 est presque inévitable. Aussi l'erreur probable d'une observation suivant les différents mois a varié pour moi de 0", 34 à 0", 29. Les meilleurs pointés ont été faits en octobre, les conditions atmosphériques étant alors excellentes. Enfin j'ai tâché de tirer le meilleur parti possible de ce modeste instrument. Mes observations ont porté sur 25 groupes d'étoiles, toutefois il n'y en a que 16 que j'ai observés un grand nombre de fois, en les suivant pendant plusieurs mois. Comme j'ai dû observer des étoiles de toutes les grandeurs, de la 1re à la 6e, j'ai apporté un soin extrême à l'illumination du champ. Je lisais le niveau avant et après la culmination de chaque étoile. Pour éviter toute secousse à l'instrument, je plaçais à l'avance le fil du réticule à peu près à l'endroit où l'étoile devait passer, et je faisais plusieurs pointés. J'ai observé des étoiles qui ne s'éloignaient pas du zénith au-delà de 250. La différence des distances zénithales des deux étoiles pour les différents groupes allait de 1',6 à 23',0. Enfin les deux composantes culminaient ordinairement avec un intervalle de quelques minutes. Dans le Tableau suivant je donne les moyennes des observations relatives à chaque groupe pour les différents mois. Les nombres entre parenthèses indiquent le nombre des observations relatives à chaque groupe, en excluant les observations marquées douteuses dans mon carnet. Je ne donne que les secondes de la latitude avec leurs dixième et centième. Les positions des étoiles sont tirées du Catalogue fondamental d'Auwers, en tenant compte des petites corrections proposées par lui-même en 1898 dans les Astronomische Nachrichten. JUILLET. X Bootis (,, „" 71 Hercule) Y Bootis j, 2 ,0^° 1 Hercule j 2 'Y Bootis L ercu e y Bootis ) 25,873 7T Hercule 1 25,970 t Hercule 25,873 x Hercule 2.5 ,97° 'Y Hercule Lyræ -y Hercule (,o) 25,455 („) 25,924 Ç Draconis ) 4* Cygni j (1) D'ailleurs le thermomètre et le baromètre que j'ai consultés toutes les demi-heures, n'annonçaient que des changements très lents. AOUT. 1 Hercule ) a Cygni )
les moyennes des observations relatives à chaque groupe pour les différents mois. Les nombres entre parenthèses indiquent le nombre des observations relatives à chaque groupe, en excluant les observations marquées douteuses dans mon carnet. Je ne donne que les secondes de la latitude avec leurs dixième et centième. Les positions des étoiles sont tirées du Catalogue fondamental d'Auwers, en tenant compte des petites corrections proposées par lui-même en 1898 dans les Astronomische Nachrichten. JUILLET. X Bootis (,, „" 71 Hercule) Y Bootis j, 2 ,0^° 1 Hercule j 2 'Y Bootis L ercu e y Bootis ) 25,873 7T Hercule 1 25,970 t Hercule 25,873 x Hercule 2.5 ,97° 'Y Hercule Lyræ -y Hercule (,o) 25,455 („) 25,924 Ç Draconis ) 4* Cygni j (1) D'ailleurs le thermomètre et le baromètre que j'ai consultés toutes les demi-heures, n'annonçaient que des changements très lents. AOUT. 1 Hercule ) a Cygni ) (16). 26", 077 Hercule ( (9) 26'°3 v Cygni i('6) 26'°77 Hercule ) 26,500 9 Cephei. 26", 500 X Pegasi 1 Lyræ () (/ '9) s r : Cephei i 26,996 + Cygni 26,299 p Pegasi ) <*) -6,996 Cygni Í o Androm. ! (6). 26,3, 1 Cygni ) 0 Androm. < s Cygni (3) 9,6,9-6 x Androm. !(6) ab'37* SEPTEMBRE. 5 Draconis ) ) ; Draconis 20 Cephei. 26,9*3 Lyncis a Cephei ) (1).6,43 ?Lyncis i(9) 26>9°3 l Pegasi 2M3 £ Draconis ) 0 Androm. ) « Delph. 1 (1). 26,870 ,) Í 26,685 1 Cygni ) p Cassiopœ ) t » j(l) 27'2°° a Androm. j <2°&gt; 26'8*9 oc CY,, a Cygni ) 6 ) 26,393 0 Cassiop. ) » P. Androm. ( &lt;?&gt; ^41 Corona 3415 ) Androm. 1 (3).6,7." 'n' 411 16 Pegasus, 27&gt;°22 !S p Persei [ (3&gt; a6'^3 16 Pegasi Í OCTOBRE. Draconis ) z Pegasi 1 (5). 26",614 » i(,) i6'34 4 Cassiop. (5). 96,614 tCygni p Cassiop. J (9) 26,665 » (J). 27,49 » (9) 26,665 a Cygni » 26,92 » 0 Cassiop. 1 (8). 26,817 » (7) 26,921 » (8) » 26,817 Groom S Androm. 1 (5). 26,902 » 0 Androm.
Androm. < s Cygni (3) 9,6,9-6 x Androm. !(6) ab'37* SEPTEMBRE. 5 Draconis ) ) ; Draconis 20 Cephei. 26,9*3 Lyncis a Cephei ) (1).6,43 ?Lyncis i(9) 26>9°3 l Pegasi 2M3 £ Draconis ) 0 Androm. ) « Delph. 1 (1). 26,870 ,) Í 26,685 1 Cygni ) p Cassiopœ ) t » j(l) 27'2°° a Androm. j <2°&gt; 26'8*9 oc CY,, a Cygni ) 6 ) 26,393 0 Cassiop. ) » P. Androm. ( &lt;?&gt; ^41 Corona 3415 ) Androm. 1 (3).6,7." 'n' 411 16 Pegasus, 27&gt;°22 !S p Persei [ (3&gt; a6'^3 16 Pegasi Í OCTOBRE. Draconis ) z Pegasi 1 (5). 26",614 » i(,) i6'34 4 Cassiop. (5). 96,614 tCygni p Cassiop. J (9) 26,665 » (J). 27,49 » (9) 26,665 a Cygni » 26,92 » 0 Cassiop. 1 (8). 26,817 » (7) 26,921 » (8) » 26,817 Groom S Androm. 1 (5). 26,902 » 0 Androm. (5) 26,902 20 C h Triang. ( ) 6 ..,8 20 Cephei (A6^ ) 27,03 7 P r Triang. (2) N26,780 » 2; ; » ? Geph. j 1 (l) 28'16 55 Cassiop. ~,100 P ( ) 28 16 , (1). 27,100 » 1 ., ç Androm. jO) 9,7,100 0 Androm. (9) 27,0 4 0 y Persei ) Androm. (") 27040 (3)., ,9 » o Persei 9 6 NOVEMBRE. a Cygni » £ Persei » (, 4) 2°'6'»0 , Camelopard. i«4» 7 'a3' » 4 .,. ,. t Camelopard. 1 Groom 3415 (5) 26,586 o Cassiop. , (4) 26,733 ~o C 1 1 And 1'0 m ) (. 6 5l J(6) .0.973 » } ,' 5, '65j » o Cephei. ) r P Triang. ) j O) 25:7*&gt; n < 7 J 26,790 (, , , , » » » 0 Androm. ) 26,433 7 1 Persei ) f (, 3) 26,433 (M 26,9-7 ) T Pegasi i ) (1) 4 Camelopard. | ct&gt;a. (2) ---2.6 -3') p Tauri ; 2. ,9,) » Î, T -i p Cassiopeia ) (6) .6,790 7 Geminid ) Cassiopeia (6) 26 -go' ",., 2.;,..¡2.,) a i <(" 43 Camelopard. ! 2-' Un simple regard
Androm. (9) 27,0 4 0 y Persei ) Androm. (") 27040 (3)., ,9 » o Persei 9 6 NOVEMBRE. a Cygni » £ Persei » (, 4) 2°'6'»0 , Camelopard. i«4» 7 'a3' » 4 .,. ,. t Camelopard. 1 Groom 3415 (5) 26,586 o Cassiop. , (4) 26,733 ~o C 1 1 And 1'0 m ) (. 6 5l J(6) .0.973 » } ,' 5, '65j » o Cephei. ) r P Triang. ) j O) 25:7*&gt; n < 7 J 26,790 (, , , , » » » 0 Androm. ) 26,433 7 1 Persei ) f (, 3) 26,433 (M 26,9-7 ) T Pegasi i ) (1) 4 Camelopard. | ct&gt;a. (2) ---2.6 -3') p Tauri ; 2. ,9,) » Î, T -i p Cassiopeia ) (6) .6,790 7 Geminid ) Cassiopeia (6) 26 -go' ",., 2.;,..¡2.,) a i <(" 43 Camelopard. ! 2-' Un simple regard jeté sur le Tableau précédent fait voir une forte variation de la latitude. Elle ressort aussi des valeurs moyennes de cette coordonnée géographique, déduites de toutes les observations des différents groupes faites chaque mois. Voici ces valeurs avec leurs erreurs probables. Je fais remarquer que j'ai donné le poids :F aux observations du groupe : Groombr. 34 15 et 16 Pégasi, parce que la première est une étoile double, sur laquelle les bissections ne sont pas précises. latitude Erreur probable. JUILLET 42.39.25,89 ±0",05 AOUT..,. 26,29 0,048 SEPTEMBRE. 26,74 0,034 OCTOBRE 26,84 0,022 NOVEMBRE.,. 26,82 0,046 On voit que la variation de la latitude a été de 0",4 de juillet à août et de août à septembre. Ensuite la variation est plus faible. Le maximum paraît avoir eu lieu à la fin d'octobre. Si on voulait déduire l'amplitude de cette variation de la comparaison des valeurs de la latitude données par chaque groupe dans les différents mois, on trouverait des valeurs un peu différentes entre elles. Je crois avoir remarqué que les groupes dont les étoiles ont une distance zénithale considérable donnent des valeurs plus fortes pour cette variation. En voici des exemples. Je donne à côté des groupes la distance
aux observations du groupe : Groombr. 34 15 et 16 Pégasi, parce que la première est une étoile double, sur laquelle les bissections ne sont pas précises. latitude Erreur probable. JUILLET 42.39.25,89 ±0",05 AOUT..,. 26,29 0,048 SEPTEMBRE. 26,74 0,034 OCTOBRE 26,84 0,022 NOVEMBRE.,. 26,82 0,046 On voit que la variation de la latitude a été de 0",4 de juillet à août et de août à septembre. Ensuite la variation est plus faible. Le maximum paraît avoir eu lieu à la fin d'octobre. Si on voulait déduire l'amplitude de cette variation de la comparaison des valeurs de la latitude données par chaque groupe dans les différents mois, on trouverait des valeurs un peu différentes entre elles. Je crois avoir remarqué que les groupes dont les étoiles ont une distance zénithale considérable donnent des valeurs plus fortes pour cette variation. En voici des exemples. Je donne à côté des groupes la distance zénithale moyenne des deux composantes. Distance zénithale Variation Groupe. moyenne. de la latitude. o Andromède. 0.59 67 a Cygni 2.26 0,84 t Cygni 1. 8.58 o,51 P Lyrae. 9.28 0,98 Ç Gephei 1.5. 5 1,16 20 Cephei 19.39 0,98 Quelle pourrait être la cause de cette différence? S'agit-il d'une anomalie de la réfraction qui viendrait compliquer la variation de la latitude en s'ajoutant au déplacement du pôle? On ne saurait le dire à présent. Toujours est-il que quelques mois d'observation Ont permis de constater une forte variation de la latitude, car je ne pense pas qu'on puisse attribuer l'écart que je trouve à un défaut dans la méthode d'observation. Lorsqu'on a suivi pendant quatre mois les mêmes groupes d'étoiles, et constaté une variation dans la latitude, on ne pourrait pas l'attribuer à une incertitude dans les déclinaisons des étoiles, ni à une légère erreur dans les valeurs des constantes instrumentales. Dans ce cas rien n'est changé, tous les éléments restent les mêmes. D'ailleurs, lorsque j'ai combiné les résultats des différents groupes, plusieurs avaient les différences des distances zénithales de leurs composantes égales et de signes contraires; il y a eu compensation relativement à la valeur d'une révolution du micromètre. De
de la réfraction qui viendrait compliquer la variation de la latitude en s'ajoutant au déplacement du pôle? On ne saurait le dire à présent. Toujours est-il que quelques mois d'observation Ont permis de constater une forte variation de la latitude, car je ne pense pas qu'on puisse attribuer l'écart que je trouve à un défaut dans la méthode d'observation. Lorsqu'on a suivi pendant quatre mois les mêmes groupes d'étoiles, et constaté une variation dans la latitude, on ne pourrait pas l'attribuer à une incertitude dans les déclinaisons des étoiles, ni à une légère erreur dans les valeurs des constantes instrumentales. Dans ce cas rien n'est changé, tous les éléments restent les mêmes. D'ailleurs, lorsque j'ai combiné les résultats des différents groupes, plusieurs avaient les différences des distances zénithales de leurs composantes égales et de signes contraires; il y a eu compensation relativement à la valeur d'une révolution du micromètre. De même j'ai combiné des observations où les corrections dépendant du niveau étaient égales et de signes contraires, ce qui élimine la petite incertitude relative à la valeur d'une division du niveau. Il ne reste plus que l'erreur de pointe. Pour ce qui est de la période de la variation de la latitude, évidemment je ne pourrai rien dire, eu égard au court laps de temps embrassé par mes observations. Je regrette que des causes indépendantes de ma volonté ne m'aient pas permis de continuer une longue série d'observations, ce que je me propose de faire plus tard, en choisissant des groupes dont les distances zénithales allent jusqu'à 60°. Cependant, comme je suis retombé presque exactement sur la valeur que M. Cerulli avait déduite de 11 observations, du 24 octobre au 6 novembre 1893, en employant le même instrument et les mêmes étoiles, je pense qu'on pourrait trouver dans ce fait une confirmation de la période de 43 i3, à laquelle M. Chandler s'était arrêté dernièrement. Entre les observations de M. Cerulli et les miennes il se serait écoulé à peu près cinq périodes de 43 i3. On remarquera que c'est déjà un résultat satisfaisant qu'avec cette méthode un observateur puisse,