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mesures relatives à p avec celles pour lesquelles p, est environ — p, on 
aura à peu près l, — l = nð + mt. En opérant de cette manière, on recon- 
naît donc que les équations, fournissant les inconnues m et n, ne renfer- 
ment plus y. 
» Il est important de faire remarquer qu’on peut même rendre les opé- 
rations complètement indépendantes de la vis micrométrique. En effet, en 
choisissant un couple d'étoiles placées dans l'équateur, la trace du plan de 
réflexion coïncide avec la direction du mouvement diurne, et, dans ce cas, 
la distance peut être également mesurée par les passages aux fils horaires. 
» Comme on le voit, dans les deux cas considérés, on évalue directe- 
ment la variation de la réfraction pour la région du ciel à laquelle se rap- 
portent les observations, et cette condition exclut l’existence de la plus 
faible source imaginable d’erreurs systématiques. 
» Voici maintenant le principe dela méthode générale dans laquelle ni 
la variation ni la réfraction ni la dilatation du miroir n’interviennent. On 
détermine aux diverses époques, par exemple de mois en mois, l'heure 
sidérale z à laquelle la direction du mouvement de la Terre se trouve com- 
prise dans le plan de l'horizon. En suivant les règles fournies pour la 
théorie que j’exposerai prochainement, on peut calculer les coordonnées 
des deux couples d’étoiles, de telle manière : 1° qu’à un même instant 
physique et précisément à l’heure sidérale ż les quatre astres se trouvent 
à la même distance zénithale, et 2° qu’un même cercle de hauteur renferme 
la direction du mouvement de la Terre et les médianes des deux couples. 
» En vertu des conditions géométriques sur lesquelles est basé le calcul 
des coordonnées des quatre étoiles, comme cela sera prouvé plus tard, en 
commençant la mesure à une époque fixée d'avance, il arrivera : 1° que 
les facteurs cosp et cos p, auront des signes contraires pendant la première 
moitié de la période trimestrielle considérée, et 2° que, dans la seconde 
moitié, p prendra successivement les valeurs de p,, et réciproquement. 
On aura, dans ce cas, au moment de la mesure initiale, /, = y + 24 cosp, 
l= y, + 24 cosp, et, à la seconde époque, à un certain instant, 
l =y + 24cosp, + dr + mt, l, =y; + 24cosp + dr + mit, 
en désignant par m et m, l'effet des mouvements propres et par dr la va- 
riation en bloc de la distance produite par la température, par le baromètre 
et par la dilatation du miroir. Comme il est facile de le comprendre, la va- 
leur de dr est identique pour les deux couples d'étoiles, puisqu’on les 
observe avec le même miroir, à la même hauteur et au même instant. Ilen 
résulte successivement 
l, — l, = 2k(cosp — cosp, ) — dr — mt = 2kcos£ — dr — mt, 
