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0. S T R U F E, 



Les ondulations des images donnent naturellement une certaine incertitude à l'obser- 

 vation de la bisscction. La bissection exacte ou moyenne a lieu, lorsqu'il y a des oscil- 

 lations égales de letoile des deux côtés du fil. 



L'exactitude avec laquelle le moment de la bisscction moyenne est saisi, dépend de 

 l'état plus ou moins favorable des images. Par un calme parfait, on s'approchera davantage 

 en général do la bissection moyenne, que lorsque les images sont très ondulantes. Mais, 

 même par un calme parfait, on restera indécis, pendant quelque temps, si la bissection 

 moyenne a déjà lieu, en toute rigueur, ou non. La durée de cette indécision variera 

 selon le degré de sensibilité de la vue de l'astronome, et dépendra en outre de la force 

 optique de la lunette et du grossissement employé. J'appelle le moment où l'oeil cesse 

 d'apercevoir les inégalités dans les sauts de l'astre des deux côtés du fil, le moment de 

 la première bonne bissection. D'après ce que nous venons de dire, le lieu de l'astre dans 

 ce moment, différera d'une quantité constante de celui qu'il occupe au moment de la bis- 

 section moyenne, quantité qui reste la même approximativement dans toutes les hauteurs 

 et pour chaque état de l'atmosphère. La hauteur de l'objet sur l'horizon agira seulement 

 à varier la durée nécessaire pour passer de la première bonne bissection, à celui de la 

 bissection moyenne, sans avoir une influence sur la différence des lieux de l'astre à ces 

 deux époques. 



Le moment de la première bonne bissection étant de nature plus définie, que celui 

 de la bissection moyenne, je m'étais fait la règle, de l'observer toujours d'une manière 

 autant que possible constante. Or, la bissection moyenne étant proprement le phénomène 

 à observer, chaque Jb ou ^a, que nous avons trouvé, est sujet à une petite correction 

 constante. Cette correction, quoique constante en grandeur, est de signe contraire des 

 deux côtés du méridien, vu que, par l'effet du changement de réfraction, à l'est du mé- 

 ridien, l'étoile précédente doit s'abaisser, à l'ouest au contraire s'élever sur le fil. En 

 outre, le signe de cette correction dépend de la position plus boréale ou plus australe de 

 l'étoile précédente par rapport à l'étoile suivante. Dans notre cas, 6 étant plus boréale 

 que G, et G plus boréale que a, nous avons dû trouver soit les Jb, soit les Ja, un peu 

 trop petits à l'est, et un peu trop grands à l'ouest du méridien. 



La différence du signe de la correction, des deux côtés du méridien, nous fournit 

 le moyen d'en déterminer la valeur numérique. La somme Jb /la ou Job , c'est-à-dire 

 la différence en déclinaison entre les deux étoiles de comparaison, devant être une quan- 

 tité constante, tant que ces deux étoiles n'ont ni un mouvement propre, ni une parallaxe 

 sensible, la différence moyenne entre les Jab déterminés à l'est et à l'ouest du méridien, 

 nous donne quatre fois la correction à ajouter à chaque Jb ou Ja observé, pour le 

 faire répondre à la bissection moyenne. 



Notre lunette parallactique est pourvue de deux micromètres filaires, d'égale construc- 

 tion et d'égales dimensions. Voyez en les détails dans la » Description de l'Observatoire 

 central pag. 192». Quoiqu'un examen fait avec le plus grand soin, à l'aide d'un micro- 



