CHRONIQUE 



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les couches supérieures du Silurien de notre île Oesel 

 avec celles de Tile suédoise de Gotland. Afin d'éclair- 

 cir les dissentiments qui existent à propos de ces 

 couches entre moi et le géologue suédois, le professeur 

 Lindstrôni, j'ai publié les premiers résultats de mes 

 recherches dans le Jahrbuch fur Mmeralorjie, Géolo- 

 gie wul Petrcfoctenkunde, en me réservant de publier 

 le travail incxtenso dans noire Bulletin. Cette piiblica 

 tion a été retardée par l'apparition, vers la fin de 

 l'année passée, d'un ouvrage de M. D animes sur la 

 structure géologique de Tife Gotland, ouvrage dans 

 lequel le professeur berlinois, tout en cherchant à élu- 

 cider les points en discussion entre moi et M. Linds- 



troni, se range plutôt de l'opinion de mon savant 

 adversaire. Dans la présente note j'ai tâché de répondre 

 aux objections de M. Dammes et j'espère que la ques- 

 tion sera définitivement tranchée après une prochaine 

 excursion dans les îles que nous nous proposons 

 de faire, M. Dammes et moi, cet été. » La note de 

 M. Schmidt est accompagnée d'une carte géologique du 

 bassin silurien russo-suédois qui occupe la plus grande 

 partie de la Mer Baltique, depuis la cote de l'Ehstonie 

 et i'ile Oesel jusqu'à la cote suédoise située en face des 

 îles Gotland et Oeland. 



0. Backlund, 



Membre de l'Anadémie. 



CHRONIQUE 



LES RECHERCHES DE MM. LŒWY ET PUISEUX POUR DÉTERMI.XER LA CONSTANTE DE L'ABERRATION 



Les mémorables découvertes de Kepler, de Newton 

 et de Bradley conduisent à quelques relations d'une 

 extrême simplicité, qui unissent entre eux les princi- 

 paux éléments dont la connaissance importe à l'As- 

 tronomie. Tels sont les moyens mouvements des pla- 

 nètes, les grands axes de leurs orbites, les rapports de 

 leurs masses à celle du Soleil, la vitesse de propaga- 

 tion des ondes lumineuses. La détermination numé- 

 rique de ces grandeurs diverses ne constitue en réalité 

 qu'un problème unique aux aspects multiples, et 

 toute addition précise à nos connaissances sur les di- 

 mensions du système solaire a pour conséquence un 

 progrès équivalent dans les autres branches de l'As- 

 tronomie. 



On voit par là que la direction à donner aux recher- 

 ches scientifiques ne doit pas être déterminée par l'in- 

 térêt immédiat que telle ou telle grandeur, considérée 

 en elle-même, peut nous offrir. Un résultat, en appa- 

 rence aride et d'une signification difficile à saisir,peut 

 avoir des conséquences qui se fassent sentir dans toutes 

 les parties de la science. Tous les éléments numé- 

 riques du système du monde présentent donc aux 

 yeux de l'astronome un égal intérêt, et il importe avant 

 tout de discerner ceux dont la détermination peut s'ef- 

 fectuer avec la plus grande exactitude relative. 



Dans cet ordre d'idées, trois catégories de recherches 

 apparaissent : 



1° L'évaluation des masses, qui est du ressort de la 

 Mécanique céleste. 



2° La détermination des distances ou des parallaxes, 

 fondée sur les observations du Soleil et des planètes 

 en divers lieux de la Terre. 



3° L'analyse des apparences qui résultent du mouve- 

 ment de l'observateur et affectent les positions mesu- 

 rées des étoiles fixes. 



Il ne saurait entrer dans le cadre de cette chronique 

 de présenter une esquisse, même abrégée, des travaux 

 entrepris dans les deux premiers ordres de recherches. 

 Pour atteindre dans la détermination des masses une 

 précision supérieure à celle qui résulte des calculs de 

 Hansen et de Le Verrier, il faudra réunir un nombre 

 immense d'observations, atlendreque l'efi'et îles pertur- 

 bations séculaires se soit accentué, se livrer à une dis- 

 cussion longue et délicate. Pour la recherche des pa- 

 rallaxes, on doit saisir les occasions favorables offertes 

 par les oppositions de certaines planètes ou par les 

 passages de Vénus sur le Soleil. Les dernières tenta 

 tives faites dans ce sens ont laissé après elles quelque 

 déception et ne permettent pas encore aujourd'hui de 

 fixer la distance de la Terre au Soleil avec la certitude 

 que faisaient espérer il y a plus d'un siècle les travaux 

 de Halley. M. Tisserand a publié dans le xvi' volume 

 des Annales de robservatoire un intéressant résumé de 

 ces recherches. Il arrive à la conclusion que la voie in- 



directe, fournie par l'Astronomie stellaire, sera sans 

 doute préférable. 



Toutes les étoiles nous présentent, en effet, dans la 

 suite de leurs positions apparentes, l'image des difië- 

 rents mouvements dont l'observateur est animé ; rota- 

 lion diurne de la Terre autour de son axe, circulation 

 annuelle de la Terre autour du Soleil, déplacement 

 d'ensemble du système solaire par rapport aux étoiles 

 voisines, déplacement commun des étoiles formant 

 avec le Soleil le Système de la Voie lactée. 



11 est possible de séparer ces divers effets et de s'at- 

 tacher spécialement à celui du mouvement annuel de 

 la Terre. 



On sait depuis Bradley qu'en vertude ce mouvement, 

 chaque étoile décrit dans l'espace d'une année une 

 petite ellipse autour de sa position moyenne. La cons- 

 tante de l'aberration, c'est-à-dire la valeur du demi- 

 grand axe de cette ellipse, est liée simplement à celle 

 du grand axe de l'orbite terrestre et à la vitesse de la 

 lumière. L'explication théorique du phénomène n'est 

 pas encore dégagée de toute difficulté. On ne saurait 

 douter cependant que la relation qui vient d'être in- 

 diquée ne soit exacte. On peut donc arriver à détermi- 

 ner certains éléments du système solaire par l'ob- 

 servation d'astres éloignés, qui semblent n'avoir avec 

 lui aucune connexion. 



Les avantages de cette troisième méthode sont mani- 

 festes. Il ne s'agit plus, comme dans la recherche des 

 masses, de mettre en œuvre des matériaux immenses, 

 de lutter contre la complication et l'insuffisance des 

 développement analytiques. On n'est pas, comme dans 

 l'évaluation des parallaxes, à la merci de phénomènes 

 rapides, exceptionnels, observés le plus souvent dans 

 des conditions de visibilité imparfaite. On est toujours 

 en mesure de déterminersoit les positions apparentes 

 des étoiles, soit la vitesse de la lumière. Ces opérations 

 peuvent être répéti'es autant de fois qu'il est néces- 

 ccssaire, et permettent d'utiliser toute la précision des 

 appareils micrométriques. 



Toutefois ce dernier avantage est plus apparent que 

 réel, si l'on entreprend de fixer des positions absolues, 

 c'est-à-dire de rapporter les étoiles à l'Equateur ou à 

 l'horizon pris comme plans fondamentaux. Que l'on 

 détermine la direction horizontale par la combinaison 

 d'observations directes et réfléchies, la direction verti- 

 cale par le nadir ou le niveau à bulle d'air, le lieu du 

 pùle par les observations de circumpolaires, on aug- 

 mente dans une forte proportion la longueur et la dif- 

 ficulté des mesures. L'obligation d'évaluer des arcs 

 étendus entraîne celle d'étudier lallexion des lunettes, 

 les erreurs de la division des cercles, l'orientation de 

 leurs axes. L'exactitude des mesures faites exige que 

 l'on tienne compte en toute rigueur de la réfraction. 

 Ce n'est pas tout : les plans fondamentaux adoptés ne 



