DE LA LUNETTE MERIDIENNE. -21 



A des tables incommodes et donnerait lieu a des calculs presque 

 impraticables. 



J'ai done eu recours a tine autre methode , qui me semble a la fois 

 simple et gne>ale, et dont i'esprit consiste a calculer A et A' une 

 fois pour toutes, en y supposant a p, p, p' des valeurs moyennes entre 

 la plus grande et la plus petite qu'atteignent ces quantits pendant le 

 temps que les tables doivent servir ; et a ^valuer s6pare"ment la correc- 

 tion & faire subir aux expressions num&riques fondamentales A" et A', 

 Iorsc(uep,p ,p' s'y changenten (p -f- dp), (p -f- dp ), (p 1 -f- dp'). 

 dp, dp , dp' repr6sentent ici la difference entre la distance polaire 

 re"elle de chacune des trois etoiles, a 1'instant de 1'observation , et la 

 distance polaire moyenne que 1'on a prise pour point de depart. 



Tel est, danssa gne>alite", le moyen que j'ai adopte" pour reduire 

 le calcul de la collimation a quelques operations tres-courtes. Mais 

 une premiere remarque a faire , lorsque 1'on arrive aux details , c'est 

 que pour les etoiles voisines de 1'equateur, la variation annuelle en 

 dedinaison est tres-peu considerable, ses plus grands ecarts de la 

 valeur moyenne etant de 10 a 12secondes environ: d'ailleurs, pour 

 cette classe d'etoiles , une erreur assez sensible sur la distance polaire 

 a une influence presque nulle sur la valeur qu'on en deduit pour la 

 collimation. On peut verifier cette derniere assertion , en regardant 

 ,/!!</ comme nuls dans 1'equation fondamentale 



. cog (p-l) sin (p I) e 



T = 15 -+- t -+- a : 1- , 



sin p sin p sin p 



eten la differential par rapport aux variables c et p ; elle devient alors 



_ dc = c cotg p dp : 



cette relation prouve que , si Ton introduit dans le calcul de la colli- 

 mation une distance polaire un peu fautive, 1'inconvenient sera d'au- 

 tantmoindre que I'etoile sera plus pres de 1'equateur. Or, nous avons 

 vu que I'etoiledont la distance polaire estp doit avoir une faible dedi- 



