16» ANNÉE 



N» 22 



30 NOVEMBRE 1905 



Revue générale 



des Sciences 



I 



pures et appliquées 



Directeur : LOUIS OLIVIER, Docteur es sciences. 



Adresser tout ce qui concerne la rédaction à M. L. OLIVIER, 23, rue du Gênéral-Foy, Paris. — La reproduction et la traduction des œuvres et des traTaui 

 publiés dans la flei-ue sont complètement interdites en France et dans tous les pays étrangers, y compris la Suède, la Norvège et la Hollande. 



CHRONIQUE ET CORRESPONDANCE 



§ I. — Astronomie 



Détei-iniuation de la constante d'aberra- 

 tion. — Une grande incertitude règne encore sur la 

 valeur de la constante d'aberration : pour ne citer 

 que des valeurs relativement récentes, .N'yren a trouvé 

 20", 481, nombre adopté par Oppolzer ; W. Struve donne 

 20",44o, valeur employée par Le Verrier ; enfin, l'usage 

 de la méthode de Talcott a fourni des résultats si dis- 

 cordants que les nombres obtenus varient entre 20", 31 

 et 2ii",o3. Jusqu'en 1900, la Connaissance des Temps 

 a employé la valeur 20", 445; à partir de 1901, selon la 

 convention adoptée par la Conlerencc internationale 

 des étoiles fondamentales, c'est la valeur 20",47 dont 

 on se sert pour les calculs de ce recueil. 



Une grave complication que l'on rencontre dans les 

 recherches de ce genre provient de ce que, dans 

 presque tous les procédés employés jusqu'ici, il était 

 nécessaire de faire intervenir la variation des latitudes. 

 Or .M. Lipwy a indiqué de nouvelles méthodes, d'un 

 caractère géométrique, d'apparence très simple, 

 propres à la détermination de la latitude et à celle des 

 coordonnées absolues des étoiles circompolaires ; si 

 l'on choisit trois étoiles très voisines du pôle, que l'on 

 puisse disposer d'une longue série d'observations très 

 précises, il y a tout lieu de penser qu'il sera possible 

 d'en déduire un procédé susceptible d'une très grande 

 exactitude pour calculer la valeur de la constante 

 d'aberration. 



11 serait certainement précieux d'apporter ainsi une 

 contribution sérieuse à l'étude d'une des questions les 

 plus controversées de l'.Xstronomie, et l'importance du 

 procédé correspondant serait délinitivement consa- 

 crée : car, dans cette méthode, chaque série d'obser- 

 vations doit donner la position véritable du pôle au 

 jour considéré, sans que l'on ait à tenir compte de 

 cette variation de la latitude dont la recherche présente 

 de .si grandes diflicultés. Sans entrer ici dans les 

 détails du procédé, on doit en espérer des résultats 

 d'une très haute précision si l'on accumule les obser- 

 vations à certaines époques de l'année, où les coeffi- 

 cients dans les équations ont leurs valeurs les plus 

 favorables. 



Deux astronomes, MM. H. Renan et W. Ebert, dont l'ha- 



REVUE GÉNÉRALE DES SCIENCES, 1903. 



bilité technique est reconnue, se sont donc efforcés une 

 fois de plus d'appliquer ces nouvelles méthodes, tant à la 

 détermination de la latitude qu'à celle de la constante 

 de l'aberration : pour cette dernière quantité, ils ont 

 trouvé la valeur 20",434 ± 0",030. Quant à la latitude, 

 toutes les tentatives restent discordantes et ne méritent 

 pas la confiance qu'il était possible de leur attribuer a 

 priori. 11 faut remonter plus haut pour voir le vice 

 fondamental de tous ces résultats : les méthodes elles- 

 mêmes, d'apparence élégante, sont stériles malgré les 

 efforts qu'elles suscitent depuis de très nombreuses 

 années; elles sont trop simples, géométriquement, 

 mais ne tiennent pas compte des possibilités pratiques, 

 et c'est l'expérience même pour laquelle elles sont 

 faites qui les condamne jusqu'à présent. Sont-elles 

 susceptibles d'être modifiées d'une manière assez peu 

 profonde pour conserver leur cachet, tout en se prêtant 

 à la pratique? C'est peu probable et, en tout cas. elles 

 n'ont jamais été assimilées par les astronomes étran- 

 gers, à l'alTiitdes perfectionnements dans l'Astronomie 

 de précision, ou, du moins, on n'a rien publié à cet 

 égard. Il semble bien, d'ailleurs, que le principe même 

 soit défectueux, si l'on songe que quinze années d'obser- 

 vations n'ont guère augmenté la précision dans la lati- 

 tude, élément que la méthode était propre à fournir en 

 vingt-quatre heures. 



L'orbite du premier satellite d'Uranus. — 



Dans ses recherches sur l'orbite d'.Vriel, le premier 

 satellite d'Uranus, M. Bergstrand a utilisé les obser- 

 vations effectuées, de 1832 à 1901, par l.assell, Marth, 

 Copeland, Newcomb, C. H. F. Pelers, Holden, Hall, 

 Burnham, Haigh, Henry, Perrotin, Barnard, Schaeberle, 

 Hussey, Aitken et See. Les 300 observations qui ont été 

 réunies ont donné, pour la durée de la révolution 

 d'Ariel, 2 j., 520.380, ce qui correspond à un moyen 

 mouvement de 208. 682°, 8176 en 4 années juliennes, 

 ou 1.401 jours en 1873, Newcomb avait trouvé pour 

 valeur de cette quantité 208. 682", 390 ; la longitude 

 moyenne dans l'orbite pour l'époque 1871, Dec. 31,0 

 it. m. de Washington) est 22°, 61 1 ; l'excentricité de 

 l'orbite, 0,0081 : la longitude du périuranium, comptée 

 à partir du nœud, est représentée par : 



u = 2°,4 + 16°,03(< — 1890,0) ; 



22 



