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trouvé qu'il était plus sûr de comparer entre eux les satel- 
lites, qui sont de petits points brillants, plutôt que rappor- 
ter ces satellites au globe de Saturne. C'est aussi la méthode 
que l'auteur a employée. Quarante-trois des mesures qu'il 
a réunies sont des positions relatives de Titan et de Japet, 
savoir : vingt-cinq différences d'ascension droite et de 
déclinaison, et dix-huit angles de position avec distances. 
Le mémoire actuel est consacré au calcul de ces mesures, 
pour en déduire la correction des éléments des satellites 
employés, ainsi que la masse de Saturne. 
Il ny a rien de particulier à signaler dans la marche 
des caleuls. L'auteur suit la méthode de correction de 
Bessel. Il y a apporte d'ailleurs l'ordre et le soin auxquels 
il nous a accoutumés dans ses précédents travaux. 
On voit par ses résultats à quel degré d'approximation 
les astronomes sont arrivés dans la connaissance du sys- 
tème de Saturne. Les corrections des éléments de Titan 
et de ceux de Japet de M. L. de Ball sont fort petites. La 
plus importante est celle du périsaturne de Japet, qui 
diffère d'un peu plus de 2 de la longitude déterminée par 
A. Hall, d'aprés ses observations de 1875-77. Mais comme 
l'excentricité de l'orbite de ce satellite est peu considérable, 
le périsaturne est nécessairement assez indécis. Une 
seconde correction d'une certaine importance est celle de 
prés de +° sur l'inclinaison de l'orbite de Titan. Les 
observations que l'on possédait jusqu'ici s'accordaient 
cependant à donner à ce satellite une inclinaison un peu 
moindre que celle du mémoire, et les mesures de W. Meyer 
tendaient à diminuer encore les nombres de Bessel et de 
Jacob. 
Le résultat principal de ces calculs est toutefois la 
détermination de la masse de Saturne, d’après les élonga- 
tions. Chaque stallite fournit une valeur. La différence 
