277 
DE  l'Académie  de  Saint-Pétersbourg. 
278 
Il  y a dans  la  série  des  lacunes.  Elles  sont  en  partie 
la  suite  du  mauvais  temps,  p.  e.  au  mois  de  janvier, 
mais  plus  souvent  du  clair  de  lune,  vu  que,  surtout 
vers  la  fin  de  la  série,  l’absence  de  la  Lune  était  une 
condition  indispensable,  pour  que  la  comète  fût  visible. 
Les  observations  ont  été  faites,  à l’aide  du  micromètre 
filaire,  aux  fils  éclairés  dans  le  champ  obscur  de  la  lu- 
nette, tantôt  par  des  distances  et  des  directions,  relatives 
à une  étoile  fixe,  tantôt  par  des  différences  en  ascension 
■droite  et  en  déclinaison , ou  par  la  combinaison  des  deux 
méthodes,  selon  les  circonstances.  Mais  dès  le  commen- 
cement du  mois  de  mars,  ces  méthodes  ont  dû  être 
abandonnées.  M.  O.  Struve  les  remplaça  par  une  autre 
méthode  qui,  quoique  nouvelle,  me  paraît  la  plus  avan- 
tageuse dans  des  circonstances  semblables,  où  il  s’agit 
de  déterminer  un  astre  d’une  lumière  aussi  faible. 
Effectivement  la  comète,  a cette  époque,  n’était  vi- 
sible que  lorsqu’on  eut  éloigné  toute  lumière,  et  que 
l’oeil  eut  gagné  la  plus  grande  sensibilité,  par  une  espèce 
de  repos  dans  l’obscurité.  Dans  cet  état,  l’astronome 
pouvait  voir  la  comète,  même  simultanément  avec  un 
tli  du  micromètre  très  faiblement  éclairé,  à la  condi- 
tion que  l’on  éloignât  ce  fil  vers  le  bord  du  champ 
de  la  lunette , tandis  que  la  comète  en  occupait  le 
centre.  Mais  comme  la  comète  disparaissait  toutes  les  fois 
<ju’elle  était  en  contact  avec  le  fil , il  devenait  abso- 
lument impossible  d’observer  des  distances  entre  la 
comète  et  une  étoile  fixe,  ou  les  passages  de  la  comète 
par  le  fil  placé  dans  la  direction  du  cercle  de  déclinai- 
son. Il  ne  restait  donc  qu’une  seule  relation  entre  la 
comète  et  une  étoile  fixe  quelconque,  qui  fût  encore 
mesurable:  l’angle  de  position.  La  direction  de  la  ligne, 
qui  joint  la  comète  à une  étoile,  peut  être  mesurée  non 
seulement  par  la  bissection  des  deux  astres  , mais  aussi, 
«en  cas  de  besoin,  par  une  juxtaposition  de  cette  ligne  avec 
le  fil  du  micromètre,  dans  une  distance  suffisante  pour 
rendre  la  comète  visible.  Dans  ce  cas , la  direction  est 
reconnue  par  l’estimation  du  parallélisme  des  deux 
lignes  à comparer. 
Notre  télescope,  par  sa  grande  force,  nous  fait  décou- 
vrir, sur  le  fond  du  ciel , des  étoiles  éparses  mais  mi- 
nimes de  la  lime,  12me  et  13me  grandeur,  et  il  a été 
toujours  possible  de  choisir  deux  ou  trois  de  ces  étoiles 
minimes,  dans  une  distance  seulement  d’une  à 3 mi- 
nutes en  arc  de  la  comète,  et  qui  pouvaient  servir  à dé^ 
terminer  la  position  de  la  comète,  par  les  directions  où 
•celle-ci  se  trouvait  par  rapport  aux  différentes  étoiles 
pour  un  certain  moment.  C’est  une  espèce  de  triangu- 
lation, pour  fixer  un  point  indéterminé  à l’aide  des  di- 
rections dans  lesquelles  il  se  trouve  par  rapport  à deux 
ou  trois  points  connus  qui  sont  représentés  par  les  étoiles 
fixes  choisies.  Il  est  clair  que  deux  étoiles  suffisent, 
surtout  si  les  deux  directions  se  coupent  à la  comète, 
sous  un  angle  droit.  Mais  la  méthode  gagne  en  ex- 
actitude par  l’emploi  de  directions  prises  de  plusieurs 
étoiles,  et  elle  offre  un  problème  de  l’application  du  calcul 
de  probabilité,  surtout  quand  on  répète  les  observations  à 
plusieurs  reprises,  et  que  toutes  ces  relations  sont  réunies 
à une  seule  position  finale,  à l’aide  du  mouvement  connu 
entre  la  comète  et  les  étoiles. 
En  faisant  usage  de  ces  principes  M.  O.  Struve  a 
réussi,  même  encore  en  avril,  de  déterminer  la  p,osition 
avec  l’exactitude  d’une  couple  de  secondes  en  arc,  exac- 
titude qui  est  hors  d’objection,  parce  que  l’observation 
est  de  nature  à n’admettre  aucune  erreur  constante  d'une 
espèce  quelconque. 
Quant  aux  petites  étoiles  il  fallait  en  déterminer  la 
relation  à d’autres  étoiles  plus  luisantes  et  dont  l’obser- 
vation pouvait  se  faire  à l’aide  des  instruments  du  mé- 
ridien. Les  comparaisons  entre  les  petites  étoiles  et  les 
luisantes,  de  7me,  8me,  9me  grandeur  à l’ordinaire,  ont 
été  répétées  assez  de  fois,  pour  mettre  les  relations  dé- 
sirées hors  de  toute  incertitude. 
Le  calcul  des  positions  relatives  entre  la  comète  et 
les  étoiles  de  comparaison,  tant  minimes  que  luisantes, 
est  entièrement  achevé.  Une  partie  des  dernières  étoiles 
ont  déjà  été  déterminées  à l’aide  des  instruments  du 
méridien,  pour  d'autres  nous  avons  pris  les  positions 
dans  les  catalogues  de  M.  Bessel  et  deM.  Santini.  Mais 
toutes  ces  étoiles  seront  de  nouveau  observées  à Poulkova, 
l’automne  prochain.  Nous  ne  pouvons  donc  donner  à pré- 
sent que  des  positions  préalables  de  la  comète,  pour  les 
jours,  où  il  y a déjà  des  positions  des  étoiles  de  comparai- 
son, c’est-à-dire  pour  21  jours  parmi  les  30  jours  de  la 
séi'ie  totale.  Voici  les  positions,  qui  quoique  préalables, 
seront  déjà  exactes  à une  ou  deux  secondes,  pour  la 
plupart. 
Date 
temps  moyen 
de  Poulkova 
ascension  droite 
de  la  comète 
déclinaison 
de  la  comète 
1843.  déc,  15 
9^  46'  32" 
78°31'  36''2 
+3°29'29"6 
16 
9 7 38 
78  24  50,4 
3 24  56,3 
18 
9 52  31 
78  11  14,7 
3 16  49,9 
19 
9 22  36 
78  5 4,1 
3 13  33,3 
21 
9 10  41 
77  52  57,3 
3 7 54,8 
25 
11  22  22 
77  31  43,4 
3 1 18,1 
31 
13  20  53 
77  10  18,7 
3 2 25,2 
