Sur le Rattachement de clichés astrophotographiques. 11 



parer les « et å d'une étoile, il faut les déduire des x et y sur les deux pla- 

 tines, tandis qu'ici le calcul des x 1 et if ne doit être fait que pour Tune 

 d'elles. Le travail est doue réduit de plus de la moitié. 



Réduction du cliché à la position voulue de son centre. 



Tour n'être pas obligé de calculer des tables spéciales pour chaque com- 

 paraison de deux clichés, il faut présumer, comme on l'a fait dans le cas précé- 

 dent, que les centres des clichés ont à la rigueur leurs positions voulues sur 

 le ciel. Comme cela n'est évidemment le cas qu'exceptionellement, il faut 

 réduire les x et y k ce quelles auraient été, si le centre du cliché avait eu sa 

 position voulue. 



La réduction se fait d'après les formules: 



dy — d ô (1 + y 2 sin J V + ■■■) + da (x siu 1' sin d -f xy sin" 1' cos d -| — •) 

 d x — x y ■ sin" 1' . d ô + . . . + d « (cos ô — y sin 1' sin ô + x" sin" 1' • cos Ä„ + • ■ •) 



où dy et dx représentent les corrections à ajouter aux coordonnées mesurées 

 pour avoir celles rapportées au centre voulu, et dô et da sont les différences 

 entre les coordonnées vraies et voulues du centre. 



En général on peut dans cette opération négliger les termes du second 

 ordre et écrire simplement: 



d y = dô — dr-x 



d x = cos å ■ d «u -\-dr-y 



où 



d r = — sin 1' • sin d ö • il a 



et unir la correction d r à la constante de V orientation du cliché, que nous 

 désignons par r. 



Cette correction de l'orientation dépend en réalité de la convergence des 

 cercles de déclinaison, tandis que les termes du second ordre naissent de 1 in- 

 clinaison entre les plans tangents à la sphère en deux points différents. 



