SÉANCE DU l8 JANVIER 1909. l49 



foyer principal, on impressionne sur la plaque sensible l'image du réseau. On aura 

 donc, sur le cliché développé, l'image du réseau et l'image de la traînée laissée par 

 l'étoile. Si l'on a déterminé, une fois pour toutes, les coordonnées du point N par rap- 

 port au réseau, on pourra mesurer, sur le cliché, les distances A, et A2 du point N aux 

 traînées des étoiles, ces traînées pouvant se trouver sur le même cliché ou sur des cli- 

 chés différents. Les coordonnées du point i\ sont nécessairement fixes, car le point N 

 elle réseau sont liés invariablement au verre de l'objectif. L'abscisse du point N se 

 détermine en mesurant la distance des deux traînées d'une même étoile obtenues en 

 orientant l'objectif de manière que l'extrémité A du réseau soit dirigée, d'abord vers 

 le Nord, puis vers le Sud. L'ordonnée s'obtient de même, le point A du réseau étant 

 dirigé, d'abord vers l'Est, puis vers l'Ouest. 



En employant la méthode que nous avons indiquée pour calculer les 

 distances zénithales z, et z., de deux étoiles, il n'est pas nécessaire de con- 

 naître la distance focale F de l'objectif, il suffit que celle distance soit la 

 même au moment de chacune des observations. Pour être assuré de la 

 constance de la distance focale, une tige en invar guidée par des glissières 

 est disposée verticalement dans le tube de la lunette; l'une de ses extrémités 

 presse contre la face postérieure de l'objectif, tandis que l'autre extrémité, 

 terminée en pointe, affleure la surface du mercure. 



En calculant simultanément les distances zénithales des deux étoiles, on 

 évite aussi d'avoir à tenir compte de la déviation que les rayons, qui con- 

 courent à former l'image de l'étoile, éprouvent en se réfractant dans le verre 

 de la plaque photographique. On est dispensé également de faire intervenir 

 la dilatation du veri^e de la plaque dans le cas 011 le cliché est mesuré à une 

 température différente de celle à laquelle il a été obtenu. 



Pour déterminer l'heure locale, on couvre et l'on découvre rapidement l'objectif à des 

 instants bien déterminés, de manière à produire des interruptions dans la traînée d'une 

 étoile. Deux séries d'interruptions, faites à quelques minutes d'intervalle, font con- 

 naître la vitesse de déplacement de l'image de l'étoile sur sa traînée. D'autre part, en 

 menant du point N une normale à la traînée, on a la trace du méridien sur la plaque. 

 L'intersection de celte normale avec la traînée donne le point occupé par l'image de 

 l'étoile au moment du passage au méridien; il ne reste plus qu'à calculer l'heure où 

 l'image de l'étoile atteint ce point, connaissant, d'une part, l'heure à laquelle l'image 

 se trouve en un autre point et, d'autre part, la vitesse de son déplacement. 



Les phénomènes de difiraction produits par la présence du réseau et de la plaque 

 photographique en travers de l'objectif ont pour effet d'allonger les images des étoiles 

 parallèlement au petit côté de ce réseau. 11 en résulte qu'en orientant l'objectif de 

 manière que le réseau soit parallèle au méridien, on aura des traînées fines, se prêtant 

 à une mesure précise de la distance zénithale; au contraire, en orientant le réseau 

 dans le premier vertical, les extrémités des interruptions seront très nettes et donne- 

 ront l'heure locale avec exactitude. 



C. R., 1909, I" Semestre. (T. CXLVUI, N» 3.) ^^ 



