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Cette détermination se rapporte à l'équinoxe de 1880,0; 
celle de Struve, rapportée à la même époque, serait : 
Æ—12" 40" 
D = + 51,5. 
On voit que la différence est fort peu sensible, eu égard à 
l'incertitude naturelle que présente la trace médiane de 
la voie lactée. 
Le même calcul prouve que cette trace médiane se con- 
fond sensiblement avec un grand cercle de la sphère. 
L'auteur a dressé les cartes de son atlas uranographique, 
d'après une échelle qui permet de distinguer nettement 
sur le dessin les étoiles les plus voisines l’une de l’autre 
que l’œil peut séparer dans le ciel. Cette limite de proxi- 
mité, au-dessous de laquelle deux étoiles voisines cessent 
d’être séparables à l'œil nu, varie avec les éclats absolus 
el relatifs des deux astres; elle doit varier en outre avec 
létat de l’atmosphère, et sans doute aussi avec la dispo- 
sition actuelle de l'œil de l'observateur. Aussi a-t-elle pré- 
senté à l’auteur des anomalies nombreuses, et souvent 
très-singulièrés. Dans certains cas, il a dédoublé des étoiles 
distantes entre elles de 7’ seulement; d’autres fois, deux 
étoiles écartées de 50! ont fait sur son œil l'impression 
d’un seul et unique point brillant. 
Pour ce qui concerne le mode de projection employé 
dans ses cartes, il a divisé la sphère céleste en trois zones : 
une ceinture équatoriale s'étendant jusqu’à 45° au nord et — 
au sud, et deux calottes polaires complétant la surface 
convexe. Pour la zone équatoriale, il a adopté un système 
de projection cylindrique, dans lequel les méridiens et les 
parallèles sont représentés par deux groupes de droites 
parallèles équidistantes; et pour les deux calottes, il 
