Sur In léilnctiun des clichés astropliotographiqiies 



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IV. 



Correction pour la réfraction et l'aberration. 



Dans certaines circonstances lors de l'exposition nous connaissons les coor- 

 données de zénith sur la })]aqiie, que nous avons calculées par exemple de la 

 manière suivante. 



Prenons l'ascension droite de zénith — S — égale au temps sidéral au milieu 

 de rex|)osition. Nous posons ensuite la distance polaire de zénith égale à X et ^ 

 et P ascension droite et distance polaire |)our le centre de la plaque. 



Alors nous avons comme M. Turner l'a démontré 



tg (j = tan X cos {S — A), 

 Y- = tan (P — g), 



tan (S — Ä) sin g 



cos (P — (]) 



Ici i et Yj sont les coordonnées rectangulaires du zénith et de là nous pouvons 

 passer aux cosinus directeurs dans le système p,j. 



Cependant ces cosinus directeurs peuvent être calculés d'une mnnière plus 

 simple. 



Désignons par 



' 13 ' ' 23' ^33' 



les cosinus directeurs du zénith dans le S3'stème astronomique ordinaire. 

 Nous avons 



j = cos 'f cos 0:,,, 

 (26) ; = cos 't sin 0:;.., 



I r^., = sin I, 



où 'f est la latitude du lien d'observation et 6.,: désigne le temps sidéral au moment 

 de l'exposition. 



Si nous désignons les cosinus directeurs du zénith par 



'-'•,.' 



dans le système Z^, nous avons d'après notre tableau page 6 



( ru = r^ii ''i3 + P21 ''23 + ''33' 

 i'^^') j C32 = P12 + r^22 '^3 + ^32 ''33- 



1 ^33 = Pis ''13 + P23 '-23 + P33 ''33- 



Désignons maintenant par ^ la distance zénithale d'une étoile quelconque, nous 

 avons directement 



