férer l’une à l’autre. Mais si l’on trouve que l’on ne peut pas attribuer le même degré de précision à chaque observation, supposons que le degré de précision, dans chacune d’elles, soit considéré comme respectivement proportionnel aux nombres etc., c’est-à-dire, que des erreurs réciproquement proportionnelles à ces nombres aient pu être commises dans les observations avec une égale facilité ; alors, d’après les principes donnés plus bas, la valeur moyenne la plus probable ne sera plus la simple moyenne arithmétique, mais
En posant maintenant, cette valeur moyenne égale à on pourra prendre respectivement pour les ascensions droites vraies, et alors il sera arbitraire, laquelle nous emploierons dans le calcul. Mais si les observations sont distantes l’une de l’autre d’un trop grand intervalle de temps, ou si les éléments de l’orbite ne sont pas encore connus d’une manière suffisamment approchée, de manière qu’il ne soit plus permis de considérer leurs déviations comme constantes pour toutes les observations, on s’apercevra facilement, qu’il n’en résultera aucune modification, si ce n’est que la déviation moyenne ainsi trouvée ne peut pas être regardée comme commune à toutes les observations, mais doit plutôt se rapporter à quelque époque intermédiaire, qui doit être déduite des époques individuelles de la même manière que s’obtient des déviations correspondantes, et par conséquent généralement à l’époque
C’est pourquoi, s’il plaît de rechercher une grande précision, il faudra calculer, d’après les éléments, la position géocentrique pour la même époque, et ensuite la corriger de l’erreur moyenne pour que la position soit obtenue avec le plus d’exactitude ; le plus souvent cependant il suffira largement de rapporter l’erreur moyenne à l’observation la plus voisine de l’époque moyenne. Ce que nous avons dit ici des ascensions droites s’applique également aux déclinaisons, ou, si on le désire, aux longitudes et aux latitudes ; cependant il sera toujours préférable de comparer immédiatement les ascensions
