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n'est plus obtenu avec autant de lacilité et de sûreté. Nous avons voulu 

 néanmoins essayer aussi ce moyen, mais, comme il a été dit, les cir- 

 constances nous ont empêchés de l'exécuter. 



La seconde méthode consiste à déterminer d'une manière indépen- 

 dante l'équation personnelle des deux observateurs, el de l'apporter 

 comme correction au résultat obtenu pour la diflérence de longiludf. 

 C'est ce que nous avons fait, d'abord par les moyens astronomiques oi- 

 dinaires, et ensuite par un nouveau procédé qui permet de déterminer 

 la correction absolue de chaque observateur. Comme ce dernier exige 

 des explications spéciales, nous parlerons d'abord des déterminations 

 astronomiques. 



§ 2. 



La première série d'observations faites en vue de la détermination de 

 notre équation fut exécutée à Genève; mais cette série est fort incom- 

 plète, car elle ne comprend que neuf étoiles, et les conditions étaient 

 très-défavorables. Aussi l'avons-nous conservée uniquement en vue de 

 nous conformer au principe, une fois admis, de n'exclure aucune don- 

 née; mais on verra par le calcul final, qu'en raison de son poids mi- 

 nime, cette détermination n'exerce presque pas d'influence sur le résultat 

 général. 



Nous avons donc observé à Genève, le 2.") mai 1861, neuf étoiles de la 

 manière suivante : ou bien le passage complet d'une étoile était observé 

 alternativement par l'un ou l'autre de nous deux; dans ce cas, la compa- 

 raison de ce passage avec celui du 21 mai observé par Plantamour don- 

 nait pour la marche de la pendule une valeur différente, suivant ([ue le 

 passage du 23 avait été observé par llirsch ou Plantamour, et la diflé- 

 rence était notre équation. Ou bien nous observions tous les deux la 

 même étoile aux différents fils de Ja lunette; la réduction au fil moyen 

 des fils observés par chacun de nous fournit alors notre équation. 



