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La  determination  la  plus  facile  de  3  s'obtient  de  la  fa$on  suivante: 
On  mesure  Qm  pour  les  valeurs  entieres  de  m,  par  exemple  3  et  2.  с.  h.  d. 
pour  les  hauteurs  19°20'  et  30°00'  du  solfeil. 
On  a  alors 
<?3 
0,26  ö43  +  l        U,ö°  U,i 
<?»  =  ^[о,2бТГн-1  -  0;*5'*.0,1-(2е)0^ 
En  divisant,  on  obtient: 
■ 
0,933'6 
Gs       0,78  8-f-l 
0,853O.0;i.(3e)0^5 
О  О  Q°,2°  '  ^ 
2  0^71-0,85^-0,1.(2^ 
On  peut  calculer  d'avance  les  valeurs  de  la  fonction  qui  se  trouve  dans 
la  seconde  partie  de  cette  equation  pour  toutes  les  valeurs  possibles  de  e  et 
о  et  construire  une  table  correspondante.  Connaissant  d'apres  les  observa- 
tions le  rapport  ~  et  e  on  pent  en  deduire  la  valeur  correspondante  de  8. 
apres  quoi  la  constante  solaire  se  determine  par  la  formule: 
A  _  % 
0  OQ20 
0,52  5ч- 1 
0,85яо-0Д.(2е)°>2' 
C'est  d'apres  cette  formule  que  les  valeurs  de  la  constante  solaire 
aussi  Men  pour  Pavlovsk  que  pour  N.  Oltchedaeff  ont  ete  calculees. 
line  s'est  trouve  que  29  observations  correspondantes  faites  en  ces 
deux  points  de  1913  a  1915.  Ce  petit  nombre  provient  de  се  que  la  corres- 
pondance  en  question  exige  non  seulement  la  meine  hauteur  du  soleil.  mais 
encore  le  тёше  signe  de  son  angle  horaire. 
La  table  I  clonne  ces  notes. 
D'apres  les  donnees  de  la  table  I  les  valeurs  de  la  constante  solaire. 
out  ete  calculees.  Ces  valeurs  ainsi,  que  celles  de      et  de  о  et  des  difference 
¥2 
entre  les  valeurs  obtenues  ä  Pavlovsk  et  a  N.  Oltchedaeff  sont  рог  tees  sur 
la  table  П. 
Les  valeurs  de  A  donnees  dans  cette  table  ne  sont  pas  ses  valeurs 
absolues.  comme  il  a  ete  remarque  plus  haut,  mais  leur  comparaison  permel 
de  faire  quelques  deductions  precises.  Ces  valeurs  sont  representees  snr 
Извѣстія  P.  A  H.  1910. 
