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diamètre est trouvé toujours plus faible lorsque l’image a 
été tranquille et distincte. Pour ces observations de Poulkowa 
les différences entre les valeurs extrêmes dépassent 3 secon¬ 
des d’arc. Des résultats analogues ont été obtenus par un 
autre astronome du meme observatoire pour le diamètre ver¬ 
tical. Malheureusement je n’ai pas noté régulièrement la 
qualité de l’image solaire; cependant il sera permis de sup¬ 
poser que, pour le meme observateur et le même instrument, 
l’erreur probable de l’observation du passage, soit du soleil, 
soit d’une étoile, est dans un rapport étroit avec la qualité 
de l’image, dans ce sens qu’elle diminue ou augmente suivant 
que l’image de l’étoile est plus ou moins nette et tranquille. 
J’ai donc calculé pour tous ces deux cent-six passages les 
erreurs probables d’un diamètre du soleil tel qu’il aurait été 
trouvé par l’observation des deux bords à un seul fil, et j’ai 
divisé les observations en sept groupes, correspondants aux 
valeurs suivantes de l’erreur probable: 
Groupe. 
Err. prob. d’un diamètre obse 
I 
±l 0 S 043 — 0070 
11 
0 071 — 0 085 
III 
0 086 - 0 100 
IV 
0 101 —0 115 
V 
0 116 - 0 130 
VI 
0 131 — 0 150 
VII 
0 151 — 
La première classe contient toutes les observations dont 
l’erreur probable d’un diamètre ne dépasse pas sept centièmes 
de seconde de temps; dans la dernière sont réunies toutes 
celles dont l’erreur probable est plus grande que quinze cen¬ 
tièmes de seconde de temps. 11 faut remarquer que les passa¬ 
ges sont observés d’après l’ancienne méthode, à l’ouïe. En 
prenant les moyennes des observations contenues dans les 
différents groupes eu égard à l’erreur probable et au nombre 
des fils observés, j’ai obtenu les valeurs ci-dessous du diamè¬ 
tre solaire, réduites à la distance moyenne de la terre: 
