NUIT

Sept. a6.

Ôct. I.

Lumière mit — ronge

Il est visible que Terreur de Tunité de poids n'excède pas celle qu'on a trouvée dans le cas des étoiles . En adoptant :

Eo = ±3,

on voit que chaque résultat moyen des deux groupes relatifs au sens D comporte à peu près une erreur de =h i .

Il ne paraît pas y avoir de diflTérence à établir entre les observations de jour et celles de nuit. Les déterminations faites en sens I, bien qu'insuffisantes, n'indiquent pas non plus de changement notable.

En réunissant toutes les valeurs relatives au sens D, et en comparant les valeurs conclues à celles de l'équation personnelle pour les étoiles équatoriales, on trouve :

àe (O ou (X — *)

jour

Bord L .

Bord II. .

t(iw)- •

nuit

On voit donc que, dans la méthode Œ-O, les observations des deux bords ne sont nullement comparables : l'erreur sur

92 RECHERCHES SDR l'eQUATION PERSONNELLE

la valeur du demi- diamètre atteint o%o4. D^ailleurs, les différences d'ascension droite entre le centre du soleil et les étoiles doivent recevoir une correction de -ho', lo. Dans la méthode E, l'écart entre les corrections relatives aux deux bords est presque nul, mais la correction du temps de pas« sage du centre est de -+- o',o6 ou -|- o% 1 2, suivant que l'observation des étoiles de comparaison a lieu le jour ou la nuit.

Il serait de la plus haute importance de savoir si ces variations de l'équation personnelle ont un caractère de généralité; mais les éléments de comparaison font jusqu'ici défaut.

Quant à l'influence des verres colorés, le peu d'observations obtenues permet seulement de conclure qu'elle est peu sensible. On sait que de nombreuses mesures du diamètre solaire effectuées par M. Auwers, avec l'héliomètre du Gap, ne lui ont révélé aucun changement suivant la couleur du verre absorbant * .

Il reste à considérer l'erreur moyenne e d'un passage. Or, de l'ensemble des observations, on a déduit :

4,5 db 8,1 =b 4,0

Moyennes. 4 » =t 8,9 db 4,4

Ainsi, tandis que la méthode E donne ici la même précision qu'avec les étoiles, la méthode Œ-O montre un accroissement d'environ 4-1,5 dans la valeur absolue de c Nous trouverons plus loin la raison de ce fait en étudiant l'équation décimale*.

^ Ast, Nachr,, 2935, 1890.

^ Je crois devoir saisir cette occasion pour indiquer, dans les observations du soleil, une cause d'erreur constante provenant de réchauffement, durant* le passage, des pièces du micromètre. La ligne sans coUimation subit un déplacement, qu'il ei^t facile de constater par des observations du Nadir, avant et après le passage du soleil. Or dans notre instrument, cette déviation a toujours lieu dans le môme sens; quelle que soit la position de Tinstrument, la constante de

YALBUR8 ABSOLUES DB L'ÉQUATION PEBSONNELLE 93

Taches du Soleil.

L'observation a porté sur le centre d'un petit disque sombre de 3 à 4" de diamètre. On a trouvé, sens D, t? = i :

Datb

90 Oct. 3.

Oct. 27.

Ae (Tache— Centre O). -4- 3

àe (Tache — 4

iNuit). . -1- i3

Chacun de ces résultats présente une erreur moyenne d'à peu près ±2. Ainsi la différence d'équation entre une tache solaire et une étoile atteint de -4-o*,i2 à -4-0% 1 3. Il faut remarquer qu'elle est de même sens, mais plus forte que pour une étoile de i"" grandeur ayant sensiblement même diamètre que la tache.

Erreur moyenne d'un passage : e = dz 8,8 ; e' =± 4,5.

Pour le précision des observations, on aboutit donc aux mêmes conclusions que dans le cas du Soleil.