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nir rinstrument , aussi exactement que possible , dans le 

 plan du méridien, tout en lui imprimant un mouvement 

 doux et régulier dans le sens de la hauteur, de manière 

 à lui faire parcourir une zone de deux ou trois degrés 

 dans ce sens , pendant un certain temps. On observe alors 

 tous les astres qui passent dans le champ du télescope 

 pendant ce temps, et on note les instans de leur pas- 

 sage derrière deux fils- verticaux situés au foyer du téles- 

 cope, ainsi que l'instant de leur disparition. On lit aussi , 

 à Taide d'un microscope latéral , les arcs de hauteur cor- 

 respondant à chaque objet , mesurés sur un secteur de lai- 

 ton divisé en degrés et minutes, et qui permet d'estimer 

 les secondes à la vue, chaque minute de degré ayant 

 près d'un dixième de pouce de longueur sur ce secteur. 

 Le principe fondamental de cette méthode d'observa- 

 tion , est de comparer, par voie de différences, les ob- 

 jets célestes dont on veut déterminer la position , à celles 

 des étoiles fixes près desquelles ils se trouvent et dont 

 on connaît déjà l'ascension droite et la déclinaison , 

 de manière à obtenir la position exacte des premiers par 

 l'intermédiaire de celle des autres. Mais il y a plusieurs 

 corrections à faire aux déterminations brutes, résultant 

 des erreurs de division et de position de l'instrument , de 

 celles du chronomètre avec lequel on mesure le temps, etc. 

 M. Herschel assimile ces corrections, pour chacun des 

 deux élémens de position de chaque objet céleste, à la 

 troisième coordonnée d'un point d'une surface courbe, 

 dont on connaîtrait les deux autres coordonnées (repré- 

 sentant l'instant de l'observation et l'arc de hauteur). 

 Dans le cas des étoiles déjà connues de position , le point 



