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nous avons données précédemment. Il ne restera donc que 
les erreurs de pointé qui sont petites comparativement à 
celles que l’on commet sur un passage. 
Mais, pour diminuer autant que possible les erreurs de 
pointé, on peut répéter les observations dans le voisinage de 
l’azimut extrême et ramener les lectures à ce qu’elles au- 
raient été à cet azimut même, à l’aide de la formule de 
correction que nous avons donnée, formule très simple et 
qui peut être très rapidement calculée. 
La quantité K — — da à joindre à l’azimut pour opérer 
cette réduction étant donnée par la formule 
4 sin DcosD. ,, 
K— — "sin 4" 5ç° 
— 2coslsne 
Une erreur sur © introduit sur K unc erreur proportion- 
nelle à d lui-même, car on a 
 — » ss me sin "do A09. 
cos | sin s 
En négligeant les puissances de l'erreur sur d+ supérieu- 
res à la première. 
Soit Ado—=6° —90" et 2p—10"—9000" 
On aura à Paris, pour une étoile située à 4°50” du pôle, 
AK=—0"078, erreur encore très faible ct inférieure à l'erreur 
possible sur le pointé. Nous avons supposé d’ailleurs une 
erreur très forte sur d, beaucoup plus grande que celleque 
l’on a en général. 
On voit donc que l’on peut, pendant une limite de temps 
assez étendue, répéter les pointés dans le voisinage de l’azi- 
mut extrême, ramener par une formule très simple les 
lectures de l’azimut à ce qu’elles auraient été à cet azimut 
extrême, et prendre une moyenne entre toutes ces lec- 
tures réduites. On a alors une détermination de l’azimut 
extrême dans laquelle les erreurs de pointé ont dû s’annuler 
en grande partie. 
