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» Comme il n'entre, dans le calcul de A, que les distances zénithales 

 observées et les différences des réfractions calculées tp, qui en dépendent 

 exclusivement, on voit que la relation (2) est absolument indépendante 

 de la latitude du lieu et de la déclinaison des étoiles employées, et si l'on 

 peut compter sur la stabilité de l'instrument pendant quelques minutes, 

 elle n'exige la connaissance de la lecture au nadir qu'avec la précision né- 

 cessaire au calcul des arguments de la réfraction et de la flexion : une 

 erreur cjuelconque du nadir n'aura en effet, dans ce cas, aucune influence 

 sur les différences z-, — r, et :■'„ — :-\ , dont dépend la valeur de A, puisque, 

 à chaque culmination, les observations se font consécutivement. 



» Il en résulte qu'avant observé la distance d — Co à l'époque où la cul- 

 mination supérieure s'effectue dans les conditions les plus favorables à 

 l'observation, on pourra indifféremment observer C — *(', douze heures 

 après ou six mois plus tard, lorsque la culmination inférieure aura lieu dans 

 les mêmes conditions. Il suffira, avant de faire la comparaison, dans ce 

 dernier cas surtout, d'appliquer, avec le signe convenable, à chaque dis- 

 tance zénithale observée, la correction nécessaire pour passer de la décli- 

 naison apparente à la déclinaison moyenne correspondant à vuic époque 

 fixe. 



En effet, au point de vue du calcul de la précession et de la nutation, 

 les différences Z, — 'C,^ et X^^ — C, ne seront pas afl'ectées par les erreurs 

 possibles des constantes, ni par l'omission des termes secondaires, puisque 

 les deux étoiles ayant même ascension droite, l'effet, quel qu'il soit, de la 

 précession et de la nutation sur leurs déclinaisons respectives est le même 

 pour chacune des étoiles. 



» Quant à l'aberration, la constante en est connue avec assez de préci- 

 sion pour qu'une erreur admissible de cette donnée n'ait aucune influence 

 appréciable sur les déclinaisons, et par conséquent sur les différences 



» On aura donc les plus grandes facilités pour le choix des étoiles, 

 puisqu'on pourra en prendre d'un faible éclat, et qu'on n'a pas d'ailleurs 

 à s'inquiéter de la précision avec laquelle leurs coordonnées sont connues. 



» On pourra aussi, pour chaque série d'observations, choisir le moment 

 de la nuit où l'expérience a montré que la température a ordinairement 

 un minimum de variation : on se trouvera ainsi dans les meilleures condi- 

 tions pour faire les mesures avec toute la précision désirable. 



» La seule cause d'erreur que l'on pourrait introduire tiendrait au 

 mouvement propre des étoiles; on l'éliminera facilement, en comprenant 



