DE LA LUNETTE MÉRIDIENNE. 
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tipliée par un coefficient numériquement très-petit. On ramènera 
simultanément à cet état les deux fractions 
sin p° cos j jp—p') sin p' cos j (p—p°) 
i sin l (p—p°) sin l (p°—p') 2 sin i{p—p') sin £ (p'—p°) ' 
en prenant pour p° et p' des arcs très-petits et de signes opposés, et 
pourp un arc voisin de la plus grande distance polaire à laquelle la 
latitude du lieu d'observation permette d'atteindre : autrement dit, les 
étoiles qu'il convient d'employer à la recherche de la collimation , 
sont deux circompolaires , l'une à son passage supérieur, l'autre à son 
passage inférieur, et une troisième étoile peu éloignée de l'horizon 
sud. De plus, sip° est plus grand quep', il sera bon défaire en sorte que 
par compensation , 2 sin ~ (p — p 1 ) soit plus petit que 2 sin | (p — p°), 
ce qui revient à prendre de préférence a son passage inférieur celle 
des deux circompolaires qui est la plus éloignée du pôle. De cette 
manière, on ramènera à la fois les deux numérateurs à être très- 
petits, et les deux dénominateurs à être aussi grands que possible. 
Ces conditions s'accordent, comme on le voit, avec celles qui don- 
nent la détermination la plus avantageuse de la déviation azimutale. 
VI. 
Connaissant ainsi les valeurs de i, a et c, on les substituera dans 
l'équation fondamentale relative à celle des trois étoiles qui est proche 
de l'horizon, ou mieux encore à une quatrième étoile voisine de 
l'équateur, et l'on en déduira l'avance absolue de la pendule. Pour 
faciliter cette opération, j'ai dressé la table (I), qui se trouve à la fin 
de ce mémoire, et où sont calculés, pour 28 étoiles fondamentales, 
les logarithmes des facteurs 
i cos (p — l) sin {p — l) 
15 sin p ' 15 sin p 15 sin p 
La latitude introduite dans le calcul est celle de l'observatoire de 
