SÉANCE DU 23 SEPTEMBRE 1912. 57.) 



fort compliquée et comme construction d'appareil et comme observation. 

 Mais si, au lieu de prendre deux astres qui occupent des positions quel- 

 conques sur leurs petits cercles de distance polaire lorsque leur alignement 

 passe par le zénith, on les choisit tels que l'un A, situé du côté du pôle 

 élevé, soit à ce moment très voisin de sa digression, c'est-à-dire de l'un des 

 points a, a, où son vertical tangente le petit cercle de distance polaire, la 



Fig. I. 



question se simplifie notablement: l'azimut de l'astre A étant à peu près 

 invariable durant l'observation, le problème devient abordable sans (|uc, 

 malgré celte particularisation, la méthode des différences d'azimut nulles 

 ou de ïSa" pour la détermination d'un point sur la sphère céleste cesse 

 d'être générale. 



Soient, en effet, en projection sur le vertical de l'astre A (^g- 2), AI la 

 direction des rayons issus de A, A' I celle des rayons issus de A' au moment 

 où cet astre passe parle vertical de A. A l'aide du miroir plan MM, perpen- 

 diculaire au plan AIA', nous dévions les rayons parallèlement à ce plan 

 jusqu'à ce que leur nouvelle direction IR coïncide avec Al. Le miroir esl 

 disposé de manière que les rayons réfléchis suivant IR pénètrent par 

 l'une des moitiés latérales de l'objectif OO dans une lunette astronomique, 

 l'autre moitié recevant les rayons issus directement de A. La lunette étant 

 pointée de façon que l'image formée par ces derniers se forme constamment 

 sous le fil vertical /"du réticule, ce qui devient possible si l'astre se dépjlace 

 très lentement en azimut, on voit que l'observation consistera simplement 

 à noter le passage de l'image de A' par ce même fil. Le problème revient 

 donc à donner à l'observateur le moyen de s'assurer que le miroir plan MM' 

 est exactement perpendiculaire au vertical de l'axe optique au moment de 

 l'observation. 



