8 SUR LES ETOILES FILANTES 



pour cette inethode que je vais examiner 1'importance des erreurs que 

 Ton peut commettre. 



Quand Pobservation d'une etoile filante , au lieu de fournir sim- 

 plement les deux extr^mit^s de la trajectoire , donne encore un point 

 intermediate , il est facile de reconnaitre la precision des observa- 

 tions, en calculant I'angle forme par les deux trajectoires partielles. 

 Ainsi, si 1'on fait passer un grand cercle par le point d'apparition 

 de I'etoile et par le point intermediate qu'elle a occupe , puis un 

 autre grand cercle par ce meme point et par le point d'extinction , 

 I'angle de ces deux grands cercles approchera d'autant plus de 180 

 que la determination des points qui servent a les conduire aura 

 ete plus exacte. 



Mes observations d'aout 1842 fournissent deux exemples dans les- 

 quels la trajectoire a ete indiqu^e par trois etoiles. Le premier est 

 celui du meteore n 67 du 9 aout. Le point de depart de I'etoile filante 

 etait a. Cephei , et son point d'aboutissement y Lyrae. Dans 1'inter- 

 valle de ces deux fixes, I'etoile filante a passe sur >; Lyrae . Les positions 

 de ces trois astres , d'apres le catalogue de la socie^e astronomique , 

 et en se bornant aux minutes d'arc, etaient respectivement : 



a. Cephei, y Lyrae, y Lyrae. 



AR 31842' 2875' 28315' 



D -t- 61.55 -t- 38.53 + 32.29. 



D'apres ces donne*es, il est ais6 de trouver, au moyen des for- 

 mules ordinaires de la trigonom^trie sph^rique, que I'angle form^ 

 par les deux trajectoires partielles tait de 17733'. 



La difference de cet angle avec 180 est tres-16gere. La route de 

 1'etoile filante n'ayant manifest^ aucune apparence de courbure , il 

 faut chercher la cause de cette difference dans le defaut de coinci- 

 dence exacte entre les etoiles fixes nommees et la trajectoire du me~ 

 teore. L'erreur de chacune des trois determinations est probablement 

 differente. Cependant, dans 1'impossibilite d'indiquer les rapports 



