(XXXIV) | SUR LES RADIANTS DES ANDROMÉDIDES. 431 
Sur notre planche il est facile de s'apercevoir de la figure oblongue de 
l'aire de radiation, — le plus grand diamétre de la figure est perpendiculaire 
au plan de l'orbite. 
Les sections du cóne d'éruption dont les particules ont le méme temps 
de révolution sont perpendiculaires à l'orbite; ces sections pour J — 0 
jouent le róle principal, et leur juxtaposition consécutive avec le temps donne 
la forme oblongue à toute la figure de l'aire de radiation. 
Il parait qu'on devrait attendre une certaine régularité dans l'apparition 
conséeutive des radiants le long de l'étendue maximum de l'aire de radiation, 
en commençant (dans le courant en question) d'en haut, c’est à dire du nord. 
Mais les erreurs d'observation produisent un mélange des temps et cachent 
ainsi l'ordre de la formation des radiants. Supposons, pour éclaircir la chose, 
que nous avons quatre radiants vrais A, B, C, D, répartis sur un arc de 3°, 
dont la distance mutuelle est égale à 1^ et qui se forment une heure l'un 
aprés l'autre. Or, les erreurs transportent pour ainsi dire les météores 
formant le radiant A sur les radiants B, C et D et vice versa; dans le 
radiant A nous devons trouver les temps des radiants B, C et D, et ainsi 
de suite. 
La pureté géométrique du phénoméne est inévitablement masquée par 
les erreurs d'observation. Pour la dévoiler un peu il faut profiter des 
. Observations embrassant quelques jours. En 1885, outre les observations du 
27 novembre, on ales radiants indiqués par Denning pourle 26, 28 et 30 
novembre (Month. Not. May 1890); on peut y ajouter encore son radiant 
pour le 25 novembre 1877. Sans attribuer une précision particulière à ces 
radiants, on peut les employer pour montrer que vraiement les inclinaisons 
des plans contenant ces radiants diminuaient un peu de jour en jour. Cela 
prouve au moins qualitativement que la Terre rencontre successivement les 
orbites qui ne sont pas paralléles, mais qui forment un faisceau divergeant 
vers la périhélie, ce qui est conforme à notre théorie. 
Si le courant de 1872 est engendré en effet en 1859, son existence est 
encore trop courte, et, nonobstant la petitesse des inclinaisons, les pertur- 
bations. planétaires, — vu.l'absence des actions fortes de Jupiter dans ce 
temps,— n'ont pu produire aucun effet considérable ni sur la forme de 
l'aire de radiation, ni sur la durée de l'apparition. 
La simplicité théorique du phénomène est enfreinte plutôt par la pré- 
sence de particules avec les valeurs de j plus grandes et plus petites que sa 
valeur prépondérante. Certainement, pour le temps beaucoup plus éloigné on 
pourra s'attendre à une augmentation de l'aire de radiation, à une dispersion 
plus prononcée des radiants, à une durée beaucoup plus longue du phéno- 
mène et à la disparition complète des maxima au profit des apparitions 
Mélanges mathem. et astron. T. VII, p. 189. 
