PfiRIODIQUES. 15 



i-ti >i|rN filantcs sent des corps ind^pendants de notre globe, ayant leur 

 situation propre dans les espaces celestes. 



Je dois faire remarquer ici que la distinction de ces deux points 

 1'un de I'aulre ne peut se faire que d'apres la marche de la majority , 

 et non de la totality des etoiles filantes; car on en aper$oit un certain 

 nombre qui cheminent en sens oppos des autres, se rendant au 

 centre d'^manation. INeanmoins le partage des mt6ores suivant ces 

 deux caracteres est fort in6gal. II sera done toujours facile de re- 

 connaitre le sens gne>al du mouvement apparent des etoiles filantes 

 dans leurs trajectoires. 



La situation du centre d'manation (Haul determined, on pourrait 

 chercher I'erreur moyenne de chacune de ses coordonndes. On em- 

 ploierait a cet eflet les formules ordinaires du calcul des probabi- 

 I ill's ; ma is il faudrait connaitre pralablement I'erreur de chaque 

 observation. Ici cette erreur est videmment la distance a laquelle 

 la trajectoire passe du point obtenu par la combinaison de toutes les 

 observations. II s'agit done de trouver cette distance en arc de grand 

 cercle; pour la d6terminer exactement, il faudrait r^soudre successi- 

 vement plusieurs triangles sph&riques ; mais on peut 1'obtenir tres- 

 approximativement au moyen d'une formule assez simple. 



L'angle p form6 par la trajectoire d'une eloile filante quelconque 

 avec le cercle horaire qui passe par le centre d'emanation , differe 

 peu de 1'angle p' compris entre ce meme cercle et 1'arc qui joint le 

 centre d'emanation au noeud de la trajectoire. Ce dernier se tire de 

 la relation 



cos. 

 sin. p = 



COS. tf 



On pourra poser p = p'. Appelons maintenante I'erreur qu'il s'agit 

 de determiner, et D la d6clinaison du point d'intersection de la tra- 

 jectoire avec le cercle horaire du centre d'manation. On aura : 



cos. t 



sin. e = sin. (D </) sin. p = sin. (D <?) 



' cos. t 



