DES ÉTOILES FONDAMENTALES. 4^7 



Ainsi, la formule précédente permet de calculer les erreurs 

 moyennes avec une exactitude suffisante. Elle me servira à 

 réduire à la même unité les poids des observations faites à 

 différentes hauteurs. 



On a vu , page 3y, que la limite de visibilité pour le 

 pointé à l'œil nu d'un point brillant entre deux fils est 

 de 39" : le grossissement de la lunette du cercle mural 

 étant de i3o, cette limite se réduirait pour mes observa- 

 tions à o",3o; or la formule précédente donne o",59 pour 

 l'erreur moyenne d'une observation faite au zénith : on voit 

 donc qu'ici, comme dans les exemples que j'ai rapportés 

 page 42, la plus petite valeur qu'atteigne l'erreur moyenne 

 des observations astronomiques est encore notablement su- 

 périeure à l'incertitude du pointé. 



Il ne faut pas confondre l'erreur moyenne d'une distance 

 zénithale avec l'erreur moyenne d'un pointé unique : la 

 première est déterminée au moyen des écarts que présen- 

 tent les distances zénithales observées à différentes époques, 

 et ramenées à une époque commune; la seconde se conclut 

 d'observations faites dans un court intervalle de temps, 

 comme les observations d'une étoile circompolaire pendant 

 la durée de son passage dans le champ de la lunette, ou 

 bien encore, comme les observations de la page 3o qui sont 

 relatives à la colliniation individuelle : elle doit être évidem- 

 ment plus petite que la première, puisqu'elle provient d'ob- 

 servations faites dans des circonstances à peu près identi- 

 ques, tandis que l'erreur moyenne d'une distance zénithale 

 se compose non-seulement de l'erreur de pointé, mais encore 

 des incertitudes qui affectent la colliniation au zénith, et les 

 diverses corrections qui ont dû être appliquées à la moyenne 



