DE LA LUNETTE MÉRIDIENNE. 
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On trouverait de même 
dp' cosM(p-P") f ^gii£±gl - cos p'j-t-dp-sinp'sin-Kp-p'JcosUP-P') 
" \ COS 3 (d — P" ) I 
dA' = 
\ cos | (p — P 11 ) j 
4sin 1 j(p-p')siir ±(p' — p") 
calculant les facteurs trigonométriques, on pourra poser 
d\" = P°d>° P'd>' 
t/.V = Q"d>" -f- Q'd>' , 
et la collimation sera donnée par la formule 
i = [A d ■+■ P n rf>° -+- V'dp'l 4- D' [A' + Q°4p° + (T*'] . 
dans laquelle À 0 , A', P°, P', Q°, Q' sont des quantités constantes que 
j'ai données toutes calculées dans la table (II); les logarithmes des 
arcs différentiels dp se trouvent dans la table (III), depuis 0" jus- 
qu'à 3'; D°, D' se déduisent, comme on le sait, de l'heure du passage 
des étoiles comparée à leur ascension droite donnée dans les tables. 
La table (II) renferme les six constantes de la collimation, cal- 
culées pour 28 groupes de trois étoiles fondamentales : chacun des 14 
premiers groupes se compose d'une étoile à faible déclinaison , de la 
polaire (passage supérieur ou inférieur) et de â de la petite Ourse (pas- 
sage inférieur ou supérieur). Les 14 derniers sont formés au moyen 
des mêmes étoiles à faible déclinaison, mais les circompolaires sont 
ici X de la petite Ourse et 51 (Hev) de Céphée. Les étoiles voisines de 
l'équateur ont été choisies , sous le rapport de leurs ascensions droi- 
tes, de manière à ce que , dans toutes les saisons, on pût toujours en 
observer quelques-unes pendant les heures de la nuit; j'ai indiqué, 
auprès de chaque étoile, la distance polaire que je lui ai supposée 
dans le calcul des constantes qui s'y rapportent : c'est du reste la 
distance polaire moyenne de 1846. J'ai rejeté l'emploi de quelques 
étoiles très-convenables par leur position , mais qui m'ont inspiré de 
la défiance, parce qu'il existe des discordances notables entre leurs 
