distance apparente d’un astre à aucun instant ; jamais on ne peut obtenir qu’une distance double, avec les instans des deux observations. On n’a donc que la somme ou la demi-somme des deux distances. Pour en conclure les distances simples, il faudrait une formule qui servît à calculer la demi-différence, alors on aurait les deux distances inégales avec les instans correspondans marqués par la pendule ; chacune de ces distances donnerait ensuite l’angle horaire, et par conséquent la correction de la pendule. Nous avons donné ( Astron. tom Ier, p. 573) une formule qui servirait à calculer cette demi-différence avec toute l’exactitude qu’on peut desirer ; mais la formule est composée de trois termes, et s’il fallait l’appliquer à une série de vingt distances, le calcul serait d’une longueur très-incommode : ainsi jamais nous n’avons fait cette application de notre formule, et nous l’indiquons ici pour la première fois. Il est vrai que les deux derniers termes de la formule sont au moins neuf cents fois moindres que le premier, et méritent peu d’être calculés ; mais il resterait toujours à résoudre un triangle sphérique pour chaque distance, ce qui serait bien long. Des essais répétés nous avaient convaincus qu’on pouvait, pendant l’intervalle de deux minutes au plus, qui séparent les deux observations, supposer que la distance zénitale, ainsi que la déclinaison, avaient varié proportionnellement au temps ; alors au lieu de vingt triangles il n’en restait plus que dix à calculer. Nous nous étions même assurés qu’on pouvait étendre ces suppositions à quatre observations au lieu de deux, et qu’on n’avait ainsi que cinq triangles à calculer.
M. Soldner vient d’élever des doutes sur ces deux assertions ; il trouve d’ailleurs l’opération fatigante par sa lon-
