18 SUR LA DÉTERMINATION DE L'HEURE, 
tive /, introduite dans cette formule, il suffirait de calculer une nouvelle 
série de valeurs de {—l', en introduisant dans le second membre À au lieu 
de /. Le résultat de ce nouveau calcul aurait alors toute la rigueur dé- 
sirable. 
On aura, sans doute, remarqué dans notre méthode une grande ana- 
logie avec celle des hauteurs circomméridiennes imaginée par Delambre. 
Les différences principales qui existent entre elles sont : 1° que l’une 
emploie pour mesure le temps, et l’autre les distances zénithales; 2° que 
dans l’une, les observations se font aux environs du premier vertical, et 
dans l’autre aux environs du méridien. 
Un avantage à signaler dans l'emploi de la formule (8), c’est que, par 
sa symétrie et par son indépendance de la déclinaison de l'étoile observée, 
elle est éminemment propre à être réduite en tables pour une station 
donnée. Elle est d’ailleurs exacte au 6° ordre près, car le coefficient diffé- 
rentiel du 5° ordre est nul, ainsi que tous ceux d’ordre impair. 
Le terme du 4° ordre peut même être entièrement négligé, tant que 
l'angle Q reste inférieur à 5°. En effet, pour la latitude de Bruxelles, on 
trouve qu'il faut donner à cet angle horaire une valeur de 3°15' pour 
que le terme du 4° ordre s'élève à un dixième de seconde. 
Un calcul facile montrerait que, pour un angle 4 donné, ce terme atteint 
son maximum sous la latitude de 50°, et qu'il s'élève alors à un dixième 
de seconde pour 9 — 2°50”. 
& IV. 
Trouver l'heure absolue par les intervalles de temps écoulés entre les doubles pas- 
sages d’une étoile par différents verticaux, disposés à peu près symétriquement 
par rapport au méridien. 
L'application de notre méthode exige, avons-nous vu, que l’on con- 
naisse la position du premier vertical, afin de pouvoir grouper symétri- 
quement les observations par rapport à ce plan. 
