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 tlii champ, autant que possible; on est alors en partie indépendant de 

 l'erreur tenant à l'inclinaison du fil et à la réduction au méridien. 



» Nous allons examiner quelle est la précision définitive de n résultant 

 de l'ensemble de ces opérations. En désignant par s l'erreur commise dans 

 la mesure de la différence en déclinaison de deux étoiles voisines bien visi- 

 bles, placées sur le même parallèle et dont la mesure repose sur dix pointés 



faits alternativement sur les deux astres, l'erreur de vingt pointés sera -=• 



nous avons, dans le cas présent, 



dn=.i d{V -Vf —^ +d{'-^\- +d{p-' -p'] 



4sin- - 



les erreurs d{V' — P"), d -, d [p" — p') et i étant de même nature, et, 



en supposant A ingt pointés, 



dn = T, ; • 



» En nous plaçant maintenant dans les deux cas déjà considérés, que les 

 intervalles soient quatre et six heures, on aura respectivement 



dn = £ et dn = o,']i, 



résultat qui montre la haute exactitude du procédé. Toutefois l'erreur de dn 

 se combine encore avec l'erreur Vq, c'est-à-dire avec l'erreur de coUimation 



qui entre, comme ici, dans toutes les méthodes, puisque est égal 



à '■ — Vo. Si p" — p' n'est pas déterminé dans la même soirée, il s'a- 

 joute encore à £ la petite erreur accidentelle tenant à la collimation en 

 distance polaire. 



» Chaque astronome aura la faculté de choisir entre ces deux méthodes 

 celle qui lui semblera préférable : dans tous les cas, il est toujours avanta- 

 geux, pour des recherches importantes, d'avoir à sa disposition deux pro- 

 cédés se contrôlant mutuellement. 



» L'ensemble des méthodes que je viens d'exposer peut être utilisé avec 

 presque toutes les lunettes existantes employées aujourd'hui dans la déter- 

 mination (les étoiles fondamentales. Mais, pour exécuter un travail astre- 



