( l820 ) 



enregistreur plus complet, être effectués en trois secondes, comme cela a 

 eu lieu dans les derniers nombres de la série (où la perte de temps due à la 

 manœuvre était minimum); le nombre des pointés aurait donc pu être tri- 

 plé, ce qui aurait divisé l'erreur probable par \/3 et l'aurait réduite à ^ de 

 la durée de l'éclipsé. 



» Le 7^ de la durée de l'immersion ou de l'émersion, tel est l'ordre de 

 grandeur de l'approximation qu'il nous paraît juste d'attendre des obser- 

 vations de l'éclipsé du premier satellite, laquelle se présente dans des 

 conditions très voisines de celles de notre expérience. La méthode s'appli- 

 quera de même au second et peut-être aux autres satellites, car l'erreur 

 proportionnelle causée par la durée progressivement croissante du phé- 

 nomène avec l'ordre des satellites serait compensée en partie parla multi- 

 plication des pointés; il est facile de voir, en effet, que si l'incertitude 

 croît, toutes choses égales d'ailleurs, comme la durée T du phénomène, 

 le nombre des pointés utilisables peut croître aussi proportionnellement 

 à T, de sorte que l'erreur probable ne grandira que comme ^T. On est 

 donc en droit d'espérer une grande amélioration pour l'observation des 

 éclipses des satellites d'ordre supérieur au premier. 



» En résumé, il est permis de penser, d'après cette étude, que la mé- 

 thode proposée permettra de réduire à un très petit nombre de secondes 

 l'erreur fortuite sur l'époque du demi-éclat, dans le cas du premier satel- 

 lite, résultat bien désirable pour la détermination approchée des longi- 

 tudes et bien éloigné de celui que fournissent les observations actuelles. On 

 pourrait alors entreprendre l'élimination ou la correction des erreurs sys- 

 tématiques qui apparaîtraient alors d'elles-mêmes, tandis qu'actuellement 

 elles sont perdues dans la grandeur des erreurs accidentelles. 



» L'une des causes de ces erreurs systématiques est, comme on l'a vu pré- 

 cédemment (p. 1610), l'illumination du champ; il importe donc d'accom- 

 pagner chaque observation d'éclipsé d'une détermination en quelque sorte 

 spécifique de l'éclat apparent du ciel rapporté à la planète Jupiter. L'appa- 

 reil qui nous sert à cette mesure est le pliolopolarimèlre décrit par l'un de 

 nous (' ) : il se compose d'un prisme biréfringent et d'un prisme de Nicol 

 monté sur l'alidade d'un cercle divisé; on l'interpose entre le foyer de la 

 lunette d'observation et la pièce oculaire. Un diaphragme focal percé d'une 

 ouverture convenable permet d'isoler le disque de la planète et une por- 

 tion du champ; le prisme biréfringent dédouble l'image de l'ouverture et 



(M Compte rendu du Congrrs de l'Assocititiuii française à la Rochelle, 1882. 



