SÉANCE DU 17 FÉVRIER 1902. 385 



désignant par g la grandeur des étoiles considérées et par ga= gi— i\vt 

 grandeur où l'altération des images commence, gi étant la grandeur où 

 les images se trouvent à la limite de visibilité. 



M 8° Les traînées produites par un astre mobile ne font naître aucune 

 cause d'incertitude spéciale dans la détermination de leurs coordonnées. 

 L'erreur probable et sa loi d'augmentation pour les images les plus faibles 

 sont les mêmes que pour les disques stellaires. 



» 9° Lorsqu'il s'agit de déterminer avec une haute précision les coor- 

 données d'astres faibles, de grandeur g, par exemple, il faut, pour obtenir 

 des images à contour normal, donner aux poses la durée exigée pour rendre 

 visibles sur la plaque les images d'étoiles de grandeur g + i au moins; et, 

 si l'on veut aller plus loin jusqu'aux limites du possible, les poses devront 

 correspondre au temps nécessaire à la reproduction sur les clichés des 

 étoiles de grandeur g -\- 1. 



» 10° Lorsque les images d'une multiple pose se trouvent alignées dans 

 le sens d'une coordonnée, l'autre coordonnée se trouve affectée d'erreurs 

 beaucoup plus notables que celles entachant la première. L'exactitude des 

 mesures de la seconde coordonnée n'augmente pas en utilisant plusieurs 

 images. On peut dire que, au point de vue de la précision, le poids de la 

 première coordonnée est à peu près double de celui de la seconde. 



» 11° Pour rendre homogène la précision des niesuies des deux coor- 

 données rectilignes, il est nécessaire de placer les disques stellaires d'une 

 multiple pose suivant un alignement formant un angle de 45" avec les axes 

 de référence. 



» 12° Afin de ne pas être gêné ou influencé par une trop grande proxi- 

 mité des images, il convient à l'avenir de séparer les disques stellaires par 

 un intervalle un peu plus grand que celui adopté actuellement. 



» i3° Afin d'assurer le maximum de précision aux mesures photogra- 

 phiques, il convient de faire des poses multiples, séparées les unes des 

 autres par des distances notables équivalentes à peu près à l'intervalle de 

 deux côtés parallèles du réseau. 



» Pour apprécier numériquement la précision réelle des coordonnées 

 rectilignes tirées des clichés, on a établi une formule générale permettant 

 de calculer a priori \qut erreur probable en fonction des diverses sources 

 d'inexactitude qui interviennent, et dont on a pour chacune mis en évi- 

 dence l'effet particulier. Les Tables numériques basées sur cette formule 

 permettent de s'éclairer d'avance sin- le mode d'observation et de mesure 



