2
I1 3049 I2 - A c' c et c,, B1 c;' Les raisonnements de M. Herz, appli- cables B A,, B,, C, ne le sont pas da tout a A,, B,, C,. I1 n'est pas possible a la theorie de determiner le rapport ~ qu' il faut employer pour les termes solaires ; C-A A et de bonnes observations seules peuvent conduire a cette determination. On voit qu' il y a beaucoup A faire pour les astro- nomes soucieux de la verite et disposes A me suivre en abandonnant leurs anciens errements. Car, pour ne citer qu' une determination qui les preoccupent trts fort B juste titre, quelle confiance avoir dans la constante de I'aber- ration, lorsqu' on ne tient pas compte de la nutation initiale, qui peut s'elever environ A O!'I et dont la periode, en jours entiers, est presque annuelle, ni de la correction que devront necessairement subir les termes solaires de la nutation, par les raisons que je viens d'exposer ? Quelle coofiance dans les valeurs de I'obliquite de l'ecliptique, qui sont sujettes aux mCmes erreurs, et dont les differences determinees a deux solstices consCcutifs peu- vent s'elever B 0!15, en ne tenant compte que du seul premier terme de la nutation initiale ? Voici, en effet, quelle est alors l'expression theorique de cette difference. A l'obliquite moyenne calculee par les astronomes il faut ajouter, pour tenir compte de ce terme, Y COS F l'origine du temps etant le solstice considere. mente de -4u solstice suivant, il faut ajouter, puisque @ a aug- it = 0.502 x 39005 = 196" y cos (196"+ 8) = -y cos (I 6' f 8). Independamment de la variation seculaire, il existe donc, entre les deux obliquites, une difference Cgale ir y [cos + cos (16'+ @)] = 2 y cos 8" cos (8"+ 0) , difference qui a ete negligee par les astronomes. Elle peut s'elever a 0!15, et variera avec le lieu de l'observation r, Vest par inadvertaiice que j'ai assign6 uiie \aleur doubl Bruxelles. le I 7 Tuin 1801. puisque l'angle fi augmente de I ' par degre de longitude occidentale *). Si un jeune astronome, ayant quelques loisirs, veut appliquer ma formule a une bonne serie de determinations de I'obliquite par des solstices estivaux et hivernaux, je ne doute pas qu' elle ne soit confirmee, comme elle l'a ete par la serie extraite de Peters (Num. constans nutationis) et communiquCe dans I'annuaire de Bruxelles pour 1891, p. 265. La valeur de p a ete donnee ci-dessus pour differentes annees et pour Poulkova. 32'+ 39005 t, 1890.0 . Elle est, pour Paris, t5ga\e a Je repondrai ici textuellement ce que je disais dans I'article precedenirnent cite (A. N. No. 2986 p. 155) : 8J'aurais bien des choses encore ?t dire sur cette nu- tation initiale, dont les astronomes n'ont encore tenu aucun compte dans leurs rtductions, a cause sans doute de l'in- certitude dans laquelle ils etaient relativement a ses con- stantes, et sur I'influence de cette omission dans les deter- minations les plus importantes de l'astronomie, dans celle de l'obliquite de l'ecliptique particulikrement. Mais ce sujet m'entrainerait trop loin. a La determination de l'aberration, tout specialement, devra Ctre reprise A nouveau, comme je I'ai dit ci-dessus, et offrira de grandes difficultes. Et, pour le dire en passant, j'estime la precision des observations modernes superieure A la correction des for- mules dont on fait usage dans leur reduction. La revision de ces forniules fait, comme je I'ai dit, l'objet essentiel de mes travaux, et l'on coqoit que je n'aie encore pu ecrire sur ce sujet, qui demande tant de recherches et tant de calculs, que des notes assez brkves. Le seul chapitre de la nutation initiale est en voie d'achevement; c'est pourquoi j'ai pu en parler ici in ex- tenso. Mais on a pu juger combien la matitre est difficile, et il eQt Cte prudent de ne pas aborder, sans une pre- paration suffisante et sans de longues meditations, un sujet aussi delicat, oh plus d'un astronome, plus d'un geomktre distingue mCme s'est mepris, oh il est surtout vrai de dire que la critique est aisee et I'art difficile, sans vouloir rap- peler un autre mot plus celkbre et plus ancien encore. a cette diff6rence dam l'nrticle cite de. M. N, I;: Folir. .I Stars having Peculiar Specti-a. New Variable Star in Sagittarius, RA. 1gh5lY3 Decl. -42'7' (1900). Communicated by Edward C. Pzckeving, Director of Harvard College Observatory. The lines due to hydrogen are bright in the photo- graphic spectrum of a third type star whose approximate position for 1900 is in RA. 19~ 5 I%, Decl. -42' 7'. Mea- sures of this star made from photographic charts taken on June 17, June 21, July 5, October 7, 1889 and May 21, 1890 give the magnitudes 9.4, 9.3, 10.0, < 12.6, and I 3. I respectively, thus confirming the variability which was suspected from its class of spectrum. The spectrum plate on which the star appears was taken on June 6, 1889, and the magnitude derived from that plate is 9.1. The photographic spectrum of SD. - I ~ O I I 7 2 magn. 9.2 whose approxiniate position for 1900 is in RA. sh22m9, Decl. -I 2 ' 46' was obtained on March 26, I 891, and proves to be that of a planetary nebula. As the hydrogen line F

Stars having Peculiar Spectra. New Variable Star in Sagittarius, RA. 19h51.m8 Decl.−42°7′ (1900)

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I 1 3049 I2

- A c' c et c,, B1 c;' Les raisonnements de M. Herz, appli-

cables B A , , B,, C, ne le sont pas da tout a A,, B,, C,. I1 n'est pas possible a la theorie de determiner le

rapport ~ qu' il faut employer pour les termes solaires ; C-A A

et de bonnes observations seules peuvent conduire a cette determination.

On voit qu' il y a beaucoup A faire pour les astro- nomes soucieux de la verite et disposes A me suivre en abandonnant leurs anciens errements. Car, pour ne citer qu' une determination qui les preoccupent trts fort B juste titre, quelle confiance avoir dans la constante de I'aber- ration, lorsqu' on ne tient pas compte de la nutation initiale, qui peut s'elever environ A O!'I et dont la periode, en jours entiers, est presque annuelle, ni de la correction que devront necessairement subir les termes solaires de la nutation, par les raisons que je viens d'exposer ?

Quelle coofiance dans les valeurs de I'obliquite de l'ecliptique, qui sont sujettes aux mCmes erreurs, et dont les differences determinees a deux solstices consCcutifs peu- vent s'elever B 0!15, en ne tenant compte que du seul premier terme de la nutation initiale ?

Voici, en effet, quelle est alors l'expression theorique de cette difference. A l'obliquite moyenne calculee par les astronomes il faut ajouter, pour tenir compte de ce terme,

Y COS F l'origine du temps etant le solstice considere.

mente de -4u solstice suivant, il faut ajouter, puisque @ a aug-

it = 0.502 x 39005 = 196" y cos (196"+ 8) = - y cos (I 6' f 8).

Independamment de la variation seculaire, il existe donc, entre les deux obliquites, une difference Cgale ir

y [cos + cos (16'+ @)] = 2 y cos 8" cos (8"+ 0) ,

difference qui a ete negligee par les astronomes. Elle peut s'elever a 0!15, et variera avec le lieu de l'observation

r, Vest par inadvertaiice que j'ai assign6 uiie \aleur doubl

Bruxelles. le I 7 Tuin 1801.

puisque l'angle fi augmente de I' par degre de longitude occidentale *).

Si un jeune astronome, ayant quelques loisirs, veut appliquer ma formule a une bonne serie de determinations de I'obliquite par des solstices estivaux et hivernaux, je ne doute pas qu' elle ne soit confirmee, comme elle l'a ete par la serie extraite de Peters (Num. constans nutationis) et communiquCe dans I'annuaire de Bruxelles pour 1891, p. 265. La valeur de p a ete donnee ci-dessus pour differentes annees et pour Poulkova.

32'+ 39005 t , 1890.0 . Elle est, pour Paris, t5ga\e a

Je repondrai ici textuellement ce que je disais dans I'article precedenirnent cite (A. N. No. 2986 p. 155) :

8J'aurais bien des choses encore ?t dire sur cette nu- tation initiale, dont les astronomes n'ont encore tenu aucun compte dans leurs rtductions, a cause sans doute de l'in- certitude dans laquelle ils etaient relativement a ses con- stantes, et sur I'influence de cette omission dans les deter- minations les plus importantes de l'astronomie, dans celle de l'obliquite de l'ecliptique particulikrement. Mais ce sujet m'entrainerait trop loin. a

La determination de l'aberration, tout specialement, devra Ctre reprise A nouveau, comme je I'ai dit ci-dessus, et offrira de grandes difficultes.

Et, pour le dire en passant, j'estime la precision des observations modernes superieure A la correction des for- mules dont on fait usage dans leur reduction.

La revision de ces forniules fait, comme je I'ai dit, l'objet essentiel de mes travaux, et l'on coqoit que je n'aie encore pu ecrire sur ce sujet, qui demande tant de recherches et tant de calculs, que des notes assez brkves.

Le seul chapitre de la nutation initiale est en voie d'achevement; c'est pourquoi j'ai pu en parler ici in ex- tenso.

Mais on a pu juger combien la matitre est difficile, et il eQt Cte prudent de ne pas aborder, sans une pre- paration suffisante et sans de longues meditations, un sujet aussi delicat, oh plus d'un astronome, plus d'un geomktre distingue mCme s'est mepris, oh il est surtout vrai de dire que la critique est aisee et I'art difficile, sans vouloir rap- peler un autre mot plus celkbre et plus ancien encore.

a cette diff6rence dam l'nrticle cite de. M. N,

I;: Folir. . I

Stars having Peculiar Specti-a. New Variable Star in Sagittarius, RA. 1gh5lY3 Decl. -42'7' (1900).

Communicated by Edward C. Pzckeving, Director of Harvard College Observatory.

The lines due to hydrogen are bright in the photo- graphic spectrum of a third type star whose approximate position for 1900 is in RA. 1 9 ~ 5 I%, Decl. -42' 7'. Mea- sures of this star made from photographic charts taken on June 17, June 21, July 5, October 7, 1889 and May 21,

1890 give the magnitudes 9.4, 9.3, 10.0, < 12.6, and I 3. I respectively, thus confirming the variability which was

suspected from its class of spectrum. The spectrum plate on which the star appears was taken on June 6, 1889, and the magnitude derived from that plate is 9.1.

The photographic spectrum of SD. - I ~ O I I 7 2 magn. 9.2 whose approxiniate position for 1900 is in RA. sh22m9, Decl. -I 2' 46' was obtained on March 26, I 891, and proves to be that of a planetary nebula. As the hydrogen line F

1 3 3049 14

9.562,

9.4 12,

9.518, 9.403, 8.52311

9.500,

in this object is unusually stroog as compared with the line whose wave-length is 500, the visual spectrum differs stri- kingly from that of other planetary nebulae.

Cord. ZC. I 5h934 magn. 9, whose approximate position for 1900 is in RA. 15~15919, Decl.--62'20', and a faint star in RA. 13~36m3, Decl. -66'55' ( I ~ o o ) , in photographs taken on May 30, 1889 and June 3, 1889 respectively, show spectra of the fifth type, consisting mainly of bright lines, like the stars in Cygnus, discovered by Wolf and

+36' 26' 1779 +36 2 0 5 1 . 0 - +36 16 19.5 +36 3 18.6 +33 0 17.9

Rayet. The list of these stars which appears in the Astr. Nachr. Bd. 127.1 is thus increased by two, making the total number thirty five. These two objects, like the others, are near the central line of the Milky Way, their galactic latitudes being -5" 34' and -5' 31' respectively. Their galactic longitudes are 287'4' and 2 75" 30' respectively.

In line 9 of the Table given in the Astr. Nachr. Bd. 127.3 the letter L in the last column should be H.

I 1 0 ~ 5 8 ~ 5 1 ? 8 7 +36O 24' 8:'6 2 10 40 5.70 +36 1 2 41.2 3 10 36 1 2 +36 18

Harvard College Observatory, Cambrige Mass., I 89 I June 20. M. Fleming.

AG. Lund 2. 188, 192 AG.Lund Z. 195, 198 DM. 9mo

Beobachtungen des Corneten 1890 I1

4 5 6

a m 1o1/,zolligen R e f r a c t o r d e r k. S t e r n w a r t e z u Miinchen.

1 0 ~ 3 4 ~ z z t g 1 +36' 1 7 ' 39:'s AG. Lund Z. 188, 192 10 26 42.56 +35 56 34.8 AG.Lund 2.188, 192

9 47 45.01 +33 7 31.9 AG.Leiden Z. 35, 159

Aa 1 Ad 1891 1M.Z.Miinch L_I_ 1

2

3 4

1 5 ! 6

1ogp.A

0.468 0.417

0.433

0.360

0.364

0.367

Vgl.

30. IC 18.6 18.6 20.8 I 8.6 I 2.4

Red. ad 1. app.

+1f26 -317 +1.29 -1.8 +1.29 -1.4 +1.29 -1.1 + 1 . 2 7 -0.1

+0.82 +5.1

a aPP-

1 0 ~ 5 6 ~ oT88 1 0 39 ' 5 . 5 0

1 0 34 42.87 -

10 25 54.18 9 41 9-27

Febr. 2 7 Marz 6

7 8

April 9 I 2

9h 1 3 ~ 5 6 ~ 9 1 I 7 9 28 32 8 39 44 9 0 4 9 24 47

-Zm52f25

- 0 51.49 +O 42.48 +o 18.67 -0 49.45 -6 36.56

+ 2' 13lo + 8 11.6

- I 18.9

- 7 19.1

f 1 44.0

+ 6 43.9

In der Col. Vgl. bedeutet die erste Zahl die Zahl der Faden, die zweite die Zahl der Einstellungen in Decl.

Mi t t l e r e O e r t e r d e r V e r g l e i c h s t e r n e fur 1891.0.

* 1 a 1891.0 I d 1891.0 I Autoritit I * I a 1891.0 1 Q 1891.0 I Autoritat

Munchen 1891 Juni 6. - Dr. Y. Bauschinger.

Oppositions-Ephemeride des Planeten (226) Weringia. Die Ephemeride ist aus den Elementen im Jahrbuche fur I 893 mit Berticksichtigung der Jupiter - Storungen

gerechnet worden. 1 2 ~ M. Z. Berlin.

1891 a Q 1891 a 1891 I a d

-4ug. 7 8 9

10

I 1

I 2

I3 14 ' 5

.16 ' 7 1 8 '9 2 0

2 2 44rn42 44 12

43 41 43 9

42 1 4 1 26 40 5 0 40 '3 39 35 38 56 38 16 37 36

22 36 5 5

42 36

- 14' 22'8 1 4 36.2 I4 49.7 '5 3.2 1 5 16.8 '5 30.4 '5 44.0 '5 57.6 16 11.2

16 24.8 16 38.4 16 5 2 . 0

I 7 5 . 5 - 1 7 18.9

Aug. 2 1

23 24 25 26 2 7 28 29 30 3'

2 2

Sept. I

2

3

2 zh 3 6m I 4= 35 32 34 5 0 34 8 33 25 32 42 3' 59 31 16 30 32 29 49

28 23 2 7 41

22 26 59

29 6

- I f ' 3213 1 7 45.6 I 7 58.7

18 37.4

18 11.7

18 24.6

18 50 .0 I9 2-4 19 14.7 19 26.7 19 38.6 I 9 50.3 2 0 . 1.8

- 2 0 13.0

Sept. 4 5 6 7 8 9

I 0 I1 I 2

'3 I4 I 5 16

2 ~ ~ 2 6 ~ 1 2 5 37 24 5 7 24 I 7 23 38 23 0 2 2 23 21 47

2 0 37 2 0 4 '9 32

2 2 19 I

21 I 1

-20' ~ 4 . ~ 0 2 0 34.7

2 0 55.4 2 1 5.4 2 1 15.1

21 33.6 2 1 42.5 2 1 51.1

2 1 59.4 2 2 7.4

- 2 2 15.1

2 0 45.2

2 1 24.5

Opposition August 29. Grosse 12m1 . H. Kreutz. Kiel 1891 Juli 9.