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de  l’Académie  de  Saint-Pétersbourg;, 
130 
Année 
Date 
Calcul  — Observation 
V 
d P 
V ' 
1847 
Sept.  11 
— 0,36 
— 3° 17' 
- o', '97 
— 
- 13 
— 1,00 
— 0 12 
— 0,05 
— 
- 14 
-+-  0,20 
- 2 34 
- 0,80 
— 
- 25 
-+-  0,51 
- 0 24 
— 0,11 
— 
- 28 
- 0,38 
- 5 50 
- 1,67 
— 
- 30 
-+-  0,46 
+-  2 50 
-+-  0,27 
— 
Oct.  8 
- 0,47 
- 1 39 
- 0,40 
— 
- 25 
— 0,10 
— 1 36 
- 0,51 
— 
Not.  3 
■+*  0,46 
-t-  3 30 
-+-  1,06 
— 
- 28 
-t-  0,35 
-+-21  55 
-+-  2,36 
— 
Déc.  20 
0,75 
h-  3 53 
-t-  1,19 
1848 
Sept  6 
— 0,59 
- 2 52 
— 0,88 
— 
- 24 
-+-  0,18 
-+-  1 5 
-+-  0,34 
— 
- 27 
-t-  0,59 
— 1 0 
— 0,30 
— 
Oct.  2 
— 0,98 
— 3 43 
- 0,86 
— 
- 3 
-t-  1,21 
-f-  1 14 
-+-  0,36 
— 
- 24 
- 0,20 
h-  0 26 
-i-  0,11 
1849 
Nov.  18 
-f-  0,11 
-t-  2 32 
-+-  0,76 
En  prenant  les  sommes  des  carrés  des  v et  des  v',  nous 
trouvons  .Er2  = 6,10,  Lv2  = 15,42.  Or  le  rapport  de  Evz  à 
Ev 2 nous  apprend  que  le  poids  1/ï  attribué  aux  mesures  des 
angles  de  position,  par  rapport  aux  mesures  des  distances  a 
été  plutôt  trop  fort  que  trop  faible.  Cependant  il  faut  remar- 
quer qu’une  augmentation  considérable  des  erreurs  des  an- 
gles est  due  à la  seule  observation  du  28  novembre  1847,  ob- 
servation qui,  par  la  proximité  du  satellite  à la  planète,  a été 
dite  „très  difficile',  dans  le  journal.  Je  suis  même  d’avis  qu’il 
aurait  mieux  valu  omettre  entièrement  cette  observation, 
comme  étant  troublée  par  la  trop  grande  proximité  de  la  pla- 
nète, mais  vu  que,  dans  mon  journal  d’observations,  je  me 
suis  exprimé  distinctement  que  j’avais  reconnu  le  satellite, 
notre  calculateur  ne  s'j  a pu  résoudre. 
Nous  déduisons  des  Ev2  et  Ev  2 précédentes,  l’erreur  pro- 
bable à craindre  dans  la  détermination  de  la  distance  par  les 
observations  d’une  seule  nuit  = 0,404  et  celle  d’un  seul 
angle  de  position,  exprimée  linéairement,  ou  la  valeur  pro- 
bable d’un  seul  v = 0,642. 
A ce  que  nous  avons  vu,  Auguste  Struve  avait  aussi  in- 
troduit dans  ces  équations,  l’excentricité  de  l’orbite  du  satel- 
lite et  a trouvé  une  valeur  de  cet  élément  deux  fois  plus 
grande  que  n’en  est  l’erreur  probable.  Néanmoins  je  crois 
qu’il  ne  faut  pas  encore  accepter  celte  excentricité  comme  ré- 
ellement existante  dans  l’orbite  du  satellite.  Il  me  semble  au 
contraire  que,  si  nous  la  mettons  = 0,  c’est-à-dire,  si  nous 
supposons  la  forme  circulaire  de  l’orbite,  qu’alors  les  erreurs 
restantes  des  observations  ne  seront  guère  plus  grandes  qu’il 
ne  les  faut  admettre  en  considérant  l’extrême  faiblesse  de 
l’objet  et  la  difficulté  des  mesures. 
Nous  parvenons  maintenant  à l’objet  principal  de  ces  re- 
cherches c. -à-d  à la  détermination  de  la  masse  de  Neptune 
= M.  Elle  se  déduit  simplement  des  valeurs  précédemment 
données  de  a et  de  /z,  qui  nous  fournissent: 
M = avec  l’erreur  probable  — 0.02157  M. 
14446 
Celte  valeur  de  la  masse  de  Neptune,  qui  ne  diffère  que 
très  peu  de  la  valeur  que  j’ai  déduite  des  seules  observations 
de  l’année  1847,  est  considérablement  plus  grande  que  celle 
qui  a été  déduite  des  observations  faites  par  MM.  Bond  à 
1 
l’Observatoire  de  Cambridge  U.  S.  = -—  ■ . La  différence  de 
19400 
nos  déterminations  provient  évidemment  d’une  différence 
constante  dans  nos  mesures  respectives  des  distances  du  sa- 
tellite. A juger  par  les  valeurs  trouvées  du  demi  grand 
axe  de  l’orbite,  cette  différence  constante  doit  s’élever  à peu 
près  à 1,67,  quantité  quatre  fois  plus  grande  que  l’erreur  pro- 
bable d’une  seule  distance  mesurée.  Il  s’en  suit  que  cette  dif- 
férence ne  s’explique  nullement  par  des  erreurs  accidentelles 
d’observation,  et  il  en  faut  chercher  l’origine  dans  les  méthodes 
employées  d’observation.  Dans  mes  observations,  la  distance 
moyenne  du  satellite  à la  planète  a été  de  16  à peu  près.  Or, 
si  l’erreur  était  de  mon  côté,  j’aurais  dû  prendre  pour  égales 
les  deux  distances  aux  fils  luisants,  des  deux  côtés  du  satellite, 
tandis  qu’elles  auraient  été  réellement  de  14,3  et  de  17,7. 
En  attribuant  même  un  petit  accroissement  d’incertitude  à la 
faiblesse  de  l’objet  observé,  chaque  astronome  expérimenté 
conviendra  qu’il  est  absolument  impossible  de  se  méprendre 
d’autant  dans  le  jugement  de  l égalité  de  deux  distances  juxta- 
posées et  d’égale  nature.  Par  ces  considérations,  je  ne  puis 
chercher  l’origine  de  la  différence  ailleurs,  que  dans  la  mé- 
thode d’observation  des  astronomes  de  Cambridge  U.  S.,  sur 
laquelle  il  nous  manque  jusqu’à  présent  toute  communication 
détaillée.  11  faut  cependant  convenir  qu’ils  ont  eu  17°23 
de  différence  de  latitude  ou  de  l’élévation  de  l’astre  sur  l’ho- 
rizon, en  faveur  de  leurs  observations,  ce  qui  leur  a permis 
d’employer  plusieurs  fois  des  grossissements  de  1200  et 
même  de  1500  fois;  mais  d’un  côté,  un  grossissement  si  fort 
n’est  guère  un  avantage  réel  dans  la  mesure  d’une  distance  de 
16  , d’un  autre  côté,  il  parait  que,  maigre  ce  grossissement 
énorme,  MM.  Bond  n’ont  pas  vu  la  planète  plus  distinctement 
que  nous,  puisqu’ils  nous  informent  ( Proceedings  of  lhe  Ame- 
rican Academy  of  Arts  and  Sciences)  que  ce  n’est  que  dans 
des  circonstances  atmosphériques  favorables  qu’ils  en  ont  re- 
connu le  disque  circulaire.  La  supposition,  que  la  différence 
constante  soit  provenue  de  la  méthode  d’observation  des 
astronomes  de  l’Amérique,  gagne  encore  un  appui  dans  la 
circonstance  que  les  observations  de  MM.  Bond,  père  et  fils, 
diffèrent  entre  elles  considérablement  et  presque  sans  ex- 
ception dans  le  même  sens.  En  prenant  les  différences  des 
distances  mesurées,  les  mêmes  nuits,  par  ces  deux  astronomes, 
nous  trouvons , en  moyenne  de  7 observations , B~  — 
B'  -+-0"63.  Or  la  masse  de  Neptune,  déduite  des  seules  ob- 
servations de  B 2 serait  plus  grande  que  celle  qui  suit  des  ob- 
servations de  B,  de  très  près  en  proportion  de  8 à 7.  J’ose 
donc  exprimer  ici  le  désir  que  MM-  Bond  publiassent  le  plus 
tôt  possible  les  détails  de  leurs  observations. 
Il  existe  encore  une  troisième  série  d'observations  faites 
sur  le  satellite  de  Neptune,  celle  de  M.  Lasse  11;  mais  une  in- 
spection superficielle  des  distances  mesurées  suffit  pour  mon- 
9 
