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moins d'une seconde et deraie de degre, qu'une demi-seconde de temps 

 correspond h 7,5 secondes de degr6, et qu'une seconde entiere vaut 15 

 secondes de degre. 



Depuis longtemps on a pris I'habitude de placer dans le champ de la vi- 

 sion des fils egalement espaces, parallfeles entre eux et au fil central, 

 deux i\ I'orient et deux i I'occident. L'ensemble des cinq fils se nomme le 

 reticule. Le mouvement du ciel s'operant uniformement et pres du meri- 

 dien, perpendiculairement aux cinq fils dont nous venons parler, I'etoile 

 emploiera, i aller du premier au deuxieme fil, un temps 6gal a. celui dont 

 elle aura besoin pour aller du deuxieme au troisieme. Les intervalles de 

 temps comprises entre les passages sous le troisifeme et le quatri^me, sous 

 le quatri^me et le clnquifeme, ssront de meme t^gaux entre eux, et de 

 plus, egaux aux intervalles de temps precedents. II r^sulte de la que, si les 

 observations sont exactes, on aura un moyen simple de le reconnaitre, en 

 comparant les quatre intervalles , lesquels devront etre egaux entre 

 eux. 



II est evident que dans la meme supposition, si I'on prend I'instant de 

 la disparition de I'c^toile derrifere le premier fil du reticule, et celui de sa 

 disparition derriere le cinquifeme fil , la demi-somme de ces deux nom- 

 bressera ^gale i I'instant de la disparition sousle fil m^ridien. On obtien- 

 dra le meme resultat en combinant d'une mani^re analogue les observa- 

 tions au deuxieme et au quati icme fil. 



L'^galitedes quatre intervalles est un indice qui semble montrer quelle 

 confiance on pent accorder ^ I'observation. Eh bien, chose vraiment 

 inexplicable ! des observations Egalement concordantes au point de vue 

 de cette egalit6 peuvent conduire k des r^sultats fort dissemblables pour 

 le passage d'un astre au meridien, soit determine directement, soitd6duit 

 des passages aux cinq fils du reticule. 



Des astronomes exerc^s parviennent h determiner les disparitions 

 d'une etoile derriere les cinq fils, de maniere que les intervalles soient 

 6gaux jusqu'^ un dixi^me de seconde ; et, n^anmoins, les passages abso- 

 lus obtenus par deux observateurs, compares entre eux, pourront quel- 

 quefois diff^rer d'une seconde. La quantite qu'il faut ajouter i tons les 

 passages par un astronome B, ou qu'il faut retrancher de ces memes in- 

 stants pour les reduire aux passages determines par un astronome A, est 

 ce que Ton a appel6 I'^quation ou I'erreur personnelle de I'astronome B. 

 Pour determiner cette equation personnelle, il suffira que I'astronome B 

 observe le passage de I'etoile derrifere le premier et le cinquieme fil du 

 reticule, et que I'astronome A observe S. son tour les passages derriere le 

 deuxieme et le quatrieme fil. Les moyennes de ces deux groupes d'obser- 

 vations doivent donner les memes resultats lorsque I'equation personnelle 

 est nulle. Si les resultats ne sont pas les memes, la difference sera egale 

 ci I'erreur personnelle de B. 



Voyons maintenant k combien de dixit>mes de seconde ces erreurs per- 

 sonnelles peuvent s'eiever. 



