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Le calcul de cette table a été considérablement abrégé, Sin n 

 étant égal a Sm (180" — tt) , et les valeurs de Sin (O — i2 ) , 

 Sin [180° - (O - n)] , Sin [180° + (0 - il)] et Sin [360" _ (0 - 11)] 

 étant les mêmes sauf les signes. 



A la rigueur, il faudrait encore prendre en considération que la 

 ligne TM n'est pas perpendiculaire au plan AB. Mais la différence ne 

 pouvant s'élever qu'à 16' au plus, on peut la négliger. 



Outre ces corrections, il y en a encore une qu'il faut appliquer 

 si Ton veut atteindre l'exactitude la plus grande possible. C'est qu'en 

 faisant les pointés sur les raies spectrales, il est impossible, à moins de 

 perdre beaucoup en exactitude, de faire coïncider le bord du Soleil et 

 par conséquent celui de la bande spectrale avec une des croix des fils 

 du micromètre. Par conséquent, le point observé se trouve à une cer- 

 taine distance du bord solaire, de sorte qu'une bande spectrale d'une 

 largeur de 3" à 6" se forme entre la croix et le bord solaire. Certes, 

 on pourrait placer la fente tangentiellement, et ainsi rapprocher la croix 

 des fils beaucoup plus du bord solaire; mais on sait que sous ces cir- 

 constances le spectre devient instable, flamboyant, ce qui nuit à la pré- 

 cision des observations, et si l'on voulait éviter cet inconvénient en fai- 

 sant entrer la fente un peu pins sur le disque du soleil, on perdrait 

 totalement la possibilité de déterminer la distance entre le bord solaire 

 et le point qu'on observe. Il se pourrait même qu'une irrégularité acciden- 

 telle dans la marche de l'horloge de l'équatorial pût occasionner de très 

 graves erreurs. Je crois donc plus prudent de diriger la fente de ma- 

 nière à couper le bord du Soleil sous un angle plus ou moins aigu. Alors 

 on peut évaluer avec une assez grande exactitude, à l'aide des dimen- 

 sions connues du rhombe formé par les fils, la largeur de la bande 

 spectrale intermédiaire que je viens de mentionner, et puis calculer la 

 correction à appliquer, à l'aide des formules que je vais maintenant dé- 

 velopper. 



• Soit (Fig. 6) AMBCD le bord visible du disque solaire, S son 

 centre, et M le point où le déplacement des raies spectrales doit être 

 mesuré. Soit MN la direction de la fente dont nous mettons l'angle de 

 position égal à 5, et soit enfin ME la tangente en M. Alors on a 



ASM = SMO = P ; SMN = P-(f , et NME = 90^ - (P- (f) . 



Soient 55 et S'S' (Fig. 7) les deux tranches de la fente, et BK 

 son milieu ; soit À' la croix des fils. HE la limite supérieure du spectre, 

 et HC le bord solaire, et mettons: 



