16' ANNÉE 



N° 23 



lo DÉCEMBRE 1903 



Réunie générale 



des Sciences 



pures et appliquées 



Directeur : LOUIS OLIVIER, Docteur es sciences. 



Adresser toat ce qui concerne la rédaction à M. L. OLIVIER, 22, rue du Général-Foy, Paris. — La reproduction et la traduction des œuvres et des travaui 

 publiés dans la Revue sont complètement interdites en France et dans tous les paya étrangers, y compris la Suède, la Norvège et la Hollande. 



CHRONIQUE ET CORRESPONDANCE 



§ I. 



Astronomie 



Distances moyennes dans le système so- 

 laire. — Xous avons eu — à différentes reprises — 

 l'occasion de critiquer les moyennes en Météorologie, 

 ou du moins leur emploi exclusif, car, trop souvent, 

 ces nombres n'ont aucune signillcation physique et les 

 véritables précautions ne sont pas prises pour déflnir 

 nettementles nombres moyens. Imaginons, parexemple, 

 qu'il s'agisse de déterminer la température moyenne 

 d'une journée : il serait absolument illogique de la 

 définir comme la moyenne arithmétique entre le 

 maximum et le minimum de température de la journée 

 — ce qui se fait encore. Le maximum a pu ne durer 

 que quelques instants et le minimum sévir plusieurs 

 heures : aussi les observateurs météorologiques qui ne 

 disposent pas d'appareils enregistreurs leur permet- 

 tant d'effectuer le calcul de la température moyenne 

 d'une façon rigoureuse, mais qui n'ont pour ressources 

 que les indications des thermomètres à maxima et 

 minima, prennent comme température moyenne celle 

 qui divise l'intervalle des températures extrêmes dans 

 un certain rapport constant, qui diflere généralement 

 de l'unité icoefficient dt^ Kenipe). 



Cela n'est encore qu'une approximation assez gros- 

 sière, tandis que l'analyse détinit avec précision ce 

 qu'il faut entendre par valeur moyenne d'une fonction 

 entre deux valeurs données de la variable, — valeur 

 moyenne qui est fournie par une intégrale définie. 



Or, en Astronomie, on emploie couramment l'expres- 

 sion de distance moyenne d'une planète au Soleil, et 

 I ''tte expression est généralement synonyme du demi 

 ui and axe : c'est la moyenne arithmétique entre la plus 

 grande distance de la planète au Soleil ;i[i-\-e), ou 

 distance aphélie, et la plus petite a (t — e), ou distance 

 périhélie, a étant le demi grand axe et e l'excentricité 

 de l'orbite. Un astionome amateur, M. H. Chrétien, 

 souvent mentionné' pour ses intéressantes recherches, 

 a voulu combattre l'abus de cette dénomination et, à 

 cet elîet, il établit ce qu'il faut entendre par distance 

 moyenne d'une planète au Soleil : il suffit, pour cela, 

 de définir la variabli- par rapport à laquelle on entend 

 calculer l'intégrale en question. 



Les trois variables adoptées par H. Chrétien sont l'arc 



REVCE GÉ.NÉRALE DES SCIENCES, 1903. 



d'oi'bite, l'anomalie vraie, et le temps : il en résulte 

 trois valeurs différentes comme distance moyenne, à 



Ces 



savoir a, a v' 1 — e' {ou le petit axe h) et a 



■0+ï)- 



observations méritaient d'être mentionnées, car elles 

 précisent et les expressions et les valeurs numériques 

 propres aux différents emplois et aux applications : les 

 nombres les plus utiles, pour le système solaire, sont 

 les suivants : 



PLANÈTES 



Mercure . . 



Vénus . . . 



I .1 Terre . . 



Mars . . . . 



Jupiter . . . 



Saturne. . . 



Uraniis . . . 



Neptune . . 



0,.381099 0.378828 0,395280 



0,123330 0,723313 0,723347 



1,000000 0.999861 1,00014! 



1, .523678 l,;;i7038 l,53030;i 



5,202:;53 5,196496 5,208615 



9,554750 9,531)720 9,569766 



19.217827 19,197180 19,238454 



30,108730 30,107755 30,109941 



Détermination spectrograptiique de la pa- 

 rallaxe solaire. — Au moment où l'on termine les 

 calculs relatifs à la parallaxe solaire à l'aide de la pla- 

 nète Eros, il ne sera pas sans intérêt de dire un mot 

 d'une méthode employée par M. F. Ktistner pour 

 arriver à la même détermination. 



M. F. Kiistner a mesuré 16 raies sur chacun des 

 18 spectrogrammes d'.\rcturus, obtenus pendant la 

 période qui s'étend du 24 juin 1904 au 13 janvier 1903, 

 à l'aide du spectrographe de Ronn. 



Ces mesures lui ont permis de déduire la vitesse 

 radiale de l'étoile par rapport au Soleil, soit : 4,83 ± 0,27 

 kilomètres pour l'époque 1904, 8, ainsi cjue la vitesse 

 moyenne de la Terre : 29,017 ± 0,057 kilomètres, en 

 adoptant la valeur de 299.86") + 26 kilomètres par 

 seconde pour la vitesse de la lumière dans le vide. 



On sait, d'autre part, que, dans le calcul de la dis- 

 tance du Soleil à la Terre au moyen de la constante 



de l'aberration d'après la formule : tang « = y- a repré- 

 sentant la constante, U la vitesse de la Terre sur son 

 orbite, et V la vitesse de la lumière, la valeur de U 

 admise actuellement est, justiu'à un certain point, as^ez 

 hypothétique. On admet généralement qu'elle est égale 



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