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mais des accumulations coniques de débris, résultant de l'écrasement sur 

 place des derniers projectiles. L'étude la plus minutieuse ne montre 

 aucune forme en relief à laquelle on puisse attribuer cette provenance. 



En résumé, l'hypothèse de la formation des mers par des chocs externes 

 nous semble très hasardée, parce qu'elle demande à être échafaudée sur 

 d'autres hypothèses, impossibles à coordonner logiquement, concernant 

 l'origine des projectiles, leur distribution dans l'espace, leur sort ulté- 

 rieur. Elle est de plus inefficace, parce qu'elle oblige à recourir à d'autres 

 explications pour les traits les plus fréquents et les mieux constatés de la 

 physionomie des mers. La théorie de l'affaissement local, sous l'influence 

 du refroidissement, des dégagements de gaz, de l'ajustement isostatique, 

 nous semble au contraire pouvoir embrasser l'histoire des mers tout 

 entière, aussi bien que celle des grands cirques. 



ASTRONOMIE. — Sur le mode habituel de publication des observations équato- 

 riales, et sur un moyen de l'améliorer. Note de M. G. Bigourdan. 



L L'observation d'un astre, au moyen de l'équatorial et d'un micro- 

 mètre à cercle de position, consiste, en général, dans la détermination des 

 différences A^R et A(E) d'ascension droite et de déclinaison entre cet astre et 

 un autre supposé connu, ordinairement une étoile dite étoile de compa- 

 raison. Parfois aussi on rapporte l'astre à l'étoile en mesurant l'angle de 

 position relatif/? et la distance d. 



Quelles que soient les coordonnées différentielles que l'on mesure, il 

 faut toujours connaître l'orientation du micromètre, l'erreur du zéro du 

 cercle de position, c'est-à-dire la lecture de ce cercle qui correspond au 

 parallèle (mouvement diurne) ou au cercle horaire du point du Ciel où se 

 fait l'observation. 



Aujourd'hui on publie, avec les positions adoptées des étoiles et les 

 positions conclues de l'astre, le résultat immédiat de l'observation, c'est- 

 à-dire les A^ et A(D ou/? et û^ bruts, ainsi que les corrections qu'on leur a 

 fait subir; cela permet de reconnaître plus facilement certaines erreurs et 

 de corriger en tout temps les positions conclues de l'astre, quand on obtient 

 de meilleures positions des étoiles de comparaison. 



Mais rien ne permet d'apprécier les erreurs systématiques dont les coor- 

 données différentielles peuvent être affectées en raison de l'orientation 

 défectueuse donnée au micromètre. Aussi serail-il utile, semble-t-il, de 



