222 



INSTITUTO 



efficacia, pelo raenos entre cerlos limites, 6 

 duvidosa. 



Cemptei rendus, 1852, Tome XXXIV, n.» 17). 



Extracto da memoria de M. Le Verrier 



« A principal serie de obscrvafoes meridia- 

 nas foiias cm Greeiiwich por Bradley, esta 

 coniprehendida desdc o raez de selenibro de 

 17S0, ale juiho do anno de 17C2, cm que 

 morreu esle eximio observador, lendo de odade 

 setenla annos. Os manuscriptos de Bradley, 

 successivamente reclaraados polasociedadereal 

 de Londres, e pelo goveruo, foram em tim 

 remellidos a universidade de Oxford, que se 

 encarregou da sua publicajao. A. edicao de 

 Oxford e de dous grossos volumes era grande 

 folio, prinieiro publicado em 179S, e o se- 

 guudo em 1803. 



1' Bessel considerou todas 6slas observafoes 

 na sua excellenle obra inlilulada: Ftindamenta 

 Astronomiae pro anno MDCCLV. Para esta epo- 

 cha deduziu a posicao do equinoccio e o valor 

 da obliquidade da ecliptica, as ascensoes reclas 

 e as declinacoes de trinta eseis eslrellas fua- 

 damenlaes, e linalmente as coordenadas de 

 perlo de ires mil estrellas mais. Das eslrellas 

 fundameniaes, foram comparadas directamenie 

 com Sol as treze seguinles : Aldeboran, a Ca- 

 bra, Rigel, ot de Orion, Sirio, Castor, Procyon, 

 Pollux, Regulo, Arcluro, Wega, a da Aguia, 

 e a do Cysne. As vinle e tres restanles foram 

 I'omparadas com as precedentes. 



« As ascensues reclas, assini oblidas para 

 1755, c inseridas nos Ftindamenta, foram re- 

 produzidas sem a menor alteracao nas Tabulae 

 Regiomontanae : e desde entao l^m servido 

 de base aos iraballios aslronomicos os mais 

 delicados. Parece com tudo que estes dados 

 admiltom varias modilicafoes uteis. 



(1 Os movimentos dos planetas e do sol so 

 podem appreciar-se pela comparagao d'estes 

 aslros com as eslrellas. Admilta-se, para fixar 

 as Tdeias, que o sol, por exemplo, se move 

 num piano invariavcl, e que 'neste piano se 

 >!nconlra uma eslrella A. Na Iheoria, a consi- 

 deracao unicamentc d'esia eslrella bastara para 

 .se appreciar o movimcnto angular do sol ; e 

 se na practica se enipregam outras estrellas, 

 eso porevitar erros que dependem da iniper- 

 feifao dos inslrumenlos de observar. 



Com elfeito, nonsidere-se o memento em que 

 sol lenha locado o ponlo da sua orbila opposta 

 a eslrella A, e em que passe ao meridiano 

 quasi doze boras depoisd'esta eslrella. A dif- 

 ferenca de ascensao recta entre a eslrella A e 

 sol, deduzida das observacoes directas d'estes 

 dous aslros, podera scr incerla por miiilas 

 causas. A pcndiila cxperimenla no seu anda- 

 menio irregularidades, cujo effeilo seaugmenta 

 com tempo, que nao permittem que se possa 

 avaliar directamenie uma differenca de doze 

 boras em ascensao recta com a raesnia preci- 



sao do que uma differenca de tres boras. Alem 

 d'isso pode acontccer que o sol e a eslrella 

 A tenham mui diflerentes declinacoes, o que 

 influira d'um modo enfadonho sobre a delcr- 

 minagao da differenca em ascensao recta, se a 

 posicao do inslrumenlo das passagens nao for 

 conhecida com o maior rigor. 



'I Pelo conlrario, quando o sol se approximar 

 muilo da eslrella A,6sla podera lornar-se invi- 

 sivel; e em lal caso, se apenas se tomou uma 

 eslrella da comparagao, o andamenlo do sol 

 nao podera ser observado 'numa porgao de 

 sua orbila. 



<( Para evitar similbanies inconvenienles, es- 

 colheram-se cerlo niimero de eslrellas conve- 

 nientemenle distribuidas na abobeda celeste, 

 cbamadas estrellas fundameniaes, e as quaes 

 se referem as passagens dos planetas, tendo-sc 

 cuidado de loniar, quanto seja possivel, as mais 

 proximas d'ellcs, tanlo em ascensao recta, como 

 em declinacao. Cumpre porem que as posifoes 

 das estrellas, relativamente a uma d'ellas, 

 tenham sido determiiiadas com loda a cxacli- 

 dao quepermilte ocomplexo das observacoes ; 

 porque sem isso poderiam resullar d'alli, para 

 as theorias, erros mais graves do que aquelles 

 que se querem eviiar, tomando urn ntiraero 

 maior de eslrellas de comparajao. 



oEmpregando nas observacoes uma so es- 

 lrella de coniparafao, por cerlo que as posi- 

 coes observadas d'um planeta nao leriam in- 

 dividualmenle lodo o rigor que era para de- 

 sejar;uma boa parte, pelo menos, das causas 

 de erro, que devem combaler-se, nao segui- 

 riam uma lei systematica, e se podera che- 

 gar a ter aquellas posicoes com mais cer- 

 teza, muliiplicando oniimorodas observacoes. 

 Sera inleiramenle o inverso, se, empregando 

 um grande niimero d'estrellas de comparagao, 

 muilas d'entre ellas formareni umgrupo, cuja 

 posicao lenha sido mal delerminada em rela- 

 fao asoulras eslrellas, e esteja aHeclada d'um 

 erro e. Este firro passara lodo as posicoes dos 

 planelas que forem referidos aquelle grupo ; 

 e como em cada anno o Sol, por exemplo, 

 vollando ao mesmo ponlo da sua orbila, se 

 costuma comparar com o mesmo grupo d'es- 

 trellas, segue-se necessariamcnte que bavera. 

 'nesla parte da orbila uma deformagao appa- 

 renle, que se altribuira sem razao aos elemen- 

 tos da tlicoria e as suas variacoes. 



(I Cumpre pois, lomando-se como um dos 

 fundamcntos da aslronomia as observacoes de 

 Bradley, comecar por deduzir d'ellas as diffe- 

 redfas das ascensoes reclas das eslrellas com 

 toda a exactidao que perniille o complexo das 

 observacoes. Mas nao satisfazem a esta con- 

 dicao siifficienlemenle as invesligacoes de Bes- 

 sel, como pode ver-se na Memoria de M. Le 

 Verrier, a qual 'rtesta pane da discussao e 

 necessario recorrer. 



Comptes rendus, ISS'J. Tome XXXIV, n." 14). 

 Cantinua. B. FEIO. 



