avec chaque étoile n'ont pas pu être faites indépendamment les unes des autres; l'observateur a d'abord mesuré dans l'une des positions des deux moitiés de l'objectif, la distance de l'étoile Groombridge aux trois étoiles a, a' a", puis il a répété la mesure dans l'autre position. Le résultat que l'on obtient de la manière la plus favorable, par ce système d'observations, n'est pas directement la distance de l'étoile Groombridge (désignée pour abréger par A) aux étoiles de comparaison, mais, d'une part, les différences entre la distance de l'étoile A à l'étoile a, sa distance à l'étoile a' et sa distance à l'étoile a"; d'autre part, la distance de l'étoile a à l'étoile a' et celle de a à a". Dans la première combinaison, on obtient la parallaxe de l'étoile A, moins la demi-somme des parallaxes de a et de a' ou de a et de a"; cette combinaison fournit les résultats les plus précis, parce qu'ils sont à peu près indépendants de l'influence de la température sur la valeur angulaire d'une révolution de la vis micrométrique, et des erreurs que peut occasionner le mouvement de la vis. Dans la seconde combinaison, on obtient la différence des parallaxes de l'étoile a et des deux autres étoiles a' et a"; les résultats ne peuvent pas être aussi exacts, vu l'influence de la température sur une distance considérable, et les causes d'erreur qui peuvent s'introduire dans un grand déplacement des deux moitiés de l'objectif.

Les observations de M. Schlüter faites en 1843 donnent pour la première combinaison, c'est-à-dire pour la parallaxe de l'étoile A moins la demi-somme de celles de a et a', 0",182. M. Wichmann trouve par ses propres observations 0",085, et pour la parallaxe de l'étoile A, moins la demi-somme de celles de a et a", 0′′,089; il en conclut que les parallaxes de a' et de a" sont sensiblement les mêmes, et que l'on peut déduire comme résultat de la première combinaison: la parallaxe de l'étoile de Groombridge, moins la demi-somme des parallaxes des étoiles a et a' ou a et a" est égale à 0",135 avec une erreur probable de 0",0127. Si la parallaxe de l'étoile a et celle des étoiles a' et a" est insensible, ce chiffre 0", 135 représente la parallaxe de l'étoile de Groombridge, mais cette hypothèse paraît inadmissible à M. Wichmann, d'après les résultats fournis par la se

conde combinaison; en effet, si les étoiles a, a', a" sont à une distance telle de nous, que leur parallaxe soit insensible, leurs distances réciproques fournies par la seconde combinaison doivent rester constantes. Cela est vrai pour les deux étoiles a' et a", mais, d'après les observations de MM. Schlüter et Wichmann, les distances de a à a' et de a à a" varient périodiquement, et sont plus grandes de deux secondes en été qu'en hiver. Suivant M. Wichmann, on ne peut expliquer ces différences périodiques que dans l'une ou l'autre de ces deux hypothèses:

Première hypothèse. Les parallaxes de a, a' et a" sont toutes les trois insensibles, et les différences périodiques entre les distances de a à a et a" tiennent uniquement à l'influence de la température sur la valeur angulaire d'une révolution de la vis micrométrique. Dans ce cas, il faudrait supposer le coefficient de l'influence de la température cinq fois, au moins, plus fort que celui que Bessel avait déduit d'une nombreuse série d'observations faites dans ce but sur les étoiles des Pléiades. Mais il y a plus, le signe du coefficient indique que la longueur focale doit éprouver une plus forte variation que la vis micrométrique, résultat que Biot avait trouvé incompatible avec ses recherches analytiques. Une différence de 33° C. amènerait, dans cette hypothèse, un allongement de 1 ligne,388 dans la longueur de la distance focale de l'objectif.

Seconde hypothèse. L'étoile a est notablement plus rapprochée de nous que les étoiles a' et a"; elle a une parallaxe sensible, qui, en admettant le coefficient de l'influence de la température trouvé par Bessel, s'élève, d'après les observations de MM. Schlüter et Wichmann, à 1", 17, avec une erreur probable de 0",081.

M. Wichmann rejette la première hypothèse, qui lui paraît inconciliable avec la valeur que Bessel avait trouvée pour coefficient de l'influence de la température, et avec les recherches de Biot. M. Wichmann fait valoir aussi cette considération, que l'adoption de la première hypothèse réduit à 0",135, la parallaxe de l'étoile de Groombridge; dans ce cas, le déplacement linéaire de cette étoile, résultant de son mouvement propre apparent, serait en minimum de 52 fois la longueur du rayon de l'orbite terrestre, vitesse

qui lui paraît tout à fait improbable. Cet argument ne me semble pas avoir un très-grand poids, parce que l'adoption de la parallaxe Wichmann suppose encore une vitesse très-considérable, double de celle de la terre, dans le déplacement linéaire de l'étoile de Groombridge, et que l'ignorance où nous sommes de la nature et de la cause des mouvements propres des étoiles, ne nous permet pas de regarder telle ou telle vitesse comme plus ou moins probable.

Ne pourrait-on pas aussi bien invoquer comme une circonstance rendant peu probable la parallaxe considérable 1",17 trouvée par M. Wichmann pour l'étoile a, l'absence de mouvement propre de cette étoile? Même en la supposant immobile, le mouvement propre du soleil devrait produire un déplacement apparent dans cette étoile si rapprochée de nous, ou bien il faut supposer que cette étoile chemine parallèlement avec notre soleil et avec la même vitesse.

En adoptant la seconde hypothèse, M. Wichmann arrive aux conclusions suivantes :

1o La parallaxe de l'étoile a' est égale à celle de a".

2o La parallaxe de l'étoile de Groombridge est égale à 0′′,135, plus la demi-somme des parallaxes des étoiles a et a'.

3o La parallaxe de l'étoile a est égale à 1",17, plus la parallaxe de l'étoile a'.

4o La parallaxe de l'étoile de Groombridge est égale à 0′′,72, plus la parallaxe de l'étoile a'.

Si l'on suppose que l'étoile a' n'ait, aussi bien que l'étoile a", qu'une parallaxe insensible, il en résulte pour l'étoile de Groombridge, une parallaxe de 0",72, et pour la petite étoile de comparaison a, une parallaxe de 1",17. Ces conclusions de M. Wichmann me paraissent devoir être adoptées, tant que: 1° on n'aura pas indiqué une cause satisfaisante de la différence périodique trouvée par M. Wichmann dans la distance de l'étoile a aux deux autres étoiles de comparaison, et que 2o une série directe de comparaisons de l'étoile a avec une étoile voisine, placée dans une position favorable pour des observations micrométriques, n'aura pas montré que la parallaxe de l'étoile a est insensible. Une pareille.

série d'observations doit offrir le plus grand intérêt, parce qu'elle permettrait, non-seulement de constater un fait aussi curieux que l'existence d'une parallaxe au delà d'une seconde, pour la petite étoile a, mais aussi de s'assurer si l'héliomètre de Königsberg, si soigneusement étudié par Bessel, peut donner lieu à des erreurs périodiques très-considérables, qui lui auraient échappé. Un autre procédé de vérification que je me permets, en terminant, de suggérer à M. Wichmann, consisterait dans l'observation répétée de la distance de deux autres étoiles prises dans la même région du ciel que la 1830me Groombridge, afin que l'effet périodique des saisons fût le même. Ces deux étoiles devraient, en outre, être choisies de telle sorte que les différences en ascension droite et en déclinaison fussent à peu près les mêmes que celles entre l'étoile a et les deux autres étoiles a' et a". Il suffirait d'un petit nombre d'observations faites dans le courant de l'année, et surtout en été et en hiver, pour s'assurer de l'existence d'une variation périodique s'élevant à deux secondes. Si cette variation se manifeste aussi pour cette paire d'étoiles, il deviendrait extrêmement probable qu'elle est due à une erreur périodique de l'héliomètre, et que la parallaxe considérable, trouvée par M. Wichmann pour l'étoile a, n'existe pas en réalité. Si, au contraire, la distance de ces deux étoiles mesurée par l'héliomètre reste constante dans le courant de l'année, la réalité de la parallaxe de l'étoile a sera confirmée, puisqu'on aura acquis la preuve que son déplacement périodique apparent ne peut pas être attribué à l'instrument. E. P.

MÉTÉOROLOGIE ET PHYSIQUE.

16.-TRAITÉ DE PHYSIQUE EXPÉRIMENTALE ET DE Météorologie, par M. POUILLET, membre de l'Institut (Académie des Sciences), 6me édition, 2 vol. in-8° avec un volume de planches. Paris, 1853; librairie de L. Hachette et Cie.

Le traité de physique de M. Pouillet a une réputation tellement bien assise, qu'il serait aussi ridicule que superflu d'en venir faire ici l'éloge. Le public des savants, aussi bien que celui des écoles,

s'est chargé de ce soin, et l'annonce d'une sixième édition, meins de vingt ans après l'apparition de la première, en est la preuve.

Cette nouvelle édition a plusieurs mérites. C'est d'abord une collection de planches admirablement bien faites, formant un volume à part; ce sont ensuite plusieurs additions importantes, parmi lesquelles nous avons remarqué une exposition aussi claire que détaillée des divers systèmes de télégraphes électriques, l'énoncé des divers résultats obtenus sur les chaleurs latentes et de combinaison par les nombreux savants qui s'en sont occupés dernièrement, et surtout un compte rendu parfaitement bien fait des expériences délicates de M. Foucault et de M. Fizeau sur la vitesse de la lumière. Puisque nous en sommes sur la lumière, nous ne pouvons nous empêcher de noter comme très-précieux un chapitre de son Optique, dans lequel M. Pouillet a résumé, sous le titre de notions théoriques, les principales propositions de la théorie des ondulations, en les détachant de leurs conséquences expérimentales et en les démontrant synthétiquement.

Nous aurions bien peut-être quelques observations à soumettre à M. Pouillet sur l'ordre qu'il a suivi, en particulier dans l'exposition des phénomènes électriques; mais nous ne pourrions le faire sans des développements hors de proportion par leur étendue avec l'importance de notre critique. Nous pourrons aborder cette question plus tard dans un article plus complet, que nous comptons consacrer, dans la partie générale de notre recueil, à l'ouvrage important que nous nous bornons à annoncer aujourd'hui.

A. D. L. R.

17.-SECOND RAPPORT SUR LES OBSERVATIONS D'AURORE BORÉALE FAITES EN 1850-1851, par J.-H. LEFROY. (Americ. Journ. of Sc. et Arts, septembre 1852.)

M. Lefroy continue à enregistrer, à l'observatoire magnétique de Toronto, les observations d'aurores boréales qui sont faites sous sa direction, dans différentes stations, avec un soin et une attention dont il témoigne sa reconnaissance aux personnes qui veulent bien