4 SUR LA COLLIMATION 
un peu rapide que pour les circompolaires très-voisines du pôle; or, 
l'équation (A) montre que le terme qui renferme cette variation est mul- 
tiplié par le sinus de la distance polaire de l'étoile : l'erreur commise sera 
donc, en général, tout à fait négligeable. 
Une seconde hypothèse que nous avons faite tacitement, c’est que la 
déviation azimutale et linclinaison restaient constantes pendant l’inter- 
valle des observations. L'expérience montre en effet que, pour les instru- 
ments à grande dimension (lorsqu'ils sont bien équilibrés et maniés avec 
soin), ces éléments varient très-peu, même dans l’espace de plusieurs 
jours. Or, ce sont particulièrement ces grands instruments que nous 
avons en vue pour l'application de notre méthode. 
$ III. 
Principales propriétés dont jouit cette méthode. 
Outre la simplicité et la symétrie de la formule à laquelle il conduit, 
notre nouveau procédé possède de nombreux avantages : 
1° Il élimine l'influence de l'équation personnelle de l’observateur , même 
dans le cas où cette équation personnelle varie avec la déclinaison de l’é- 
toile. Cette propriété ressort évidemment de la forme des facteurs 
D° = 15 (He— H'+4192%), D'=15(h°—h' + 190). 
2 Ce procédé est indépendant de l'ascension droite des étoiles obser- 
vées : on évite ainsi une source d'erreurs, provenant de l'incertitude qui 
règne encore sur les ascensions droites d’un grand nombre d'étoiles fon- 
damentales (voyez mon mém. déjà cité, p. 25 et 24). En même temps, la 
méthode reçoit une extension qui la rend applicable, non plus seulement 
aux étoiles fondamentales, mais à toutes les circompolaires. Ce dernier 
avantage compense, et au delà, l'inconvénient qui peut résulter de la né- 
cessité d'observer des doubles passages, à laquelle est astreint l’astronome. 
Ces doubles passages d’ailleurs, lors qu’on veut sérieusement les obtenir, 
