DE LA LUNETTE MÉRIDIENNE. 
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à des tables ineommodes et donnerait lieu à des calculs presque 
impraticables. 
J'ai donc eu recours à une autre méthode , qui me semble à la fois 
simple et générale, et dont l'esprit consiste « à calculer A° et A' une 
fois pour toutes, en y supposant kp, p°,p' des valeurs moyennes entre 
la plus grande et la plus petite qu'atteignent ces quantités pendant le 
temps que les tables doivent servir ; et à évaluer séparément la correc- 
tion à faire subir aux expressions numériques fondamentales A 0 et A', 
lorsque p,p°,p' s'y changent en (p + dp), (p° dp 0 ), (p' + dp'). » 
dp, dp°, dp' représentent ici la différence entre la distance polaire 
réelle de chacune des trois étoiles, à l'instant de l'observation, et la 
distance polaire moyenne que l'on a prise pour point de départ. 
Tel est, dans sa généralité, le moyen que j'ai adopté pour réduire 
le calcul de la collimation à quelques opérations très-courtes. Mais 
une première remarque à faire, lorsque l'on arrive aux détails, c'est 
que pour les étoiles voisines de l'équateur, la variation annuelle en 
déclinaison est très-peu considérable, ses plus grands écarts de la 
valeur moyenne étant de 10 à 12 secondes environ : d'ailleurs, pour 
cette classe d'étoiles , une erreur assez sensible sur la distance polaire 
a une influence presque nulle sur la valeur qu'on en déduit pour la 
collimation. On peut vérifier cette dernière assertion , en regardant 
y., i et a comme nuls dans l'équation fondamentale 
1 — J5a ■+- l , -4- a -4- 
sm p sin p sin p 
et en la différentiant par rapport aux variables c et p ; elle devient alors 
de = c cotg p dp : 
cette relation prouve que, si l'on introduit dans le calcul de la colli- 
mation une distance polaire un peu fautive, l'inconvénient sera d'au- 
tant moindre que l'étoile sera plus près de l'équateur. Or, nous avons 
vu que l'étoile dont la distance polaire est p doit avoir une faible décli- 
