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Hors de là il ne faut l’employer que comme dernière ressource, à défautde tout autre instrument.

Les étoiles voisines du pôle auraient mis trop de tems à traverser leréticule, mais il en changeait et diminuait l’angle A à mesure que ladistance au pôle diminuait.

Ses réticules étaient métalliques et les côtés avaient une largeur suffi-sante pour qu’il fût dispensé d’éclairer la lunette. Il n’avait pas suppriméles diagonales, mais il n’en faisait aucun usage, et pour distinguer lapartie australe de la boréale, il avait rempli par une lame de cuivre letrapèze R'ADZ'. Ainsi quand l’étoile ne reparaissait plus après le passageau côté AD, elle avait passé dans la partie australe.

Dans toute autre occasion, je pense qu’il vaut mieux conserver et em-ployer les diagonales : elles abrègent considérablement les calculs et don-nent mieux les passages. Pour les déclinaisons qui dépendent du tems etde l’exacte construction durhombe, elles sont toujours un peu suspectes.

Quelque parti que l’on prenne , il ne faut pas espérer beaucoup d’exac-titude dans ces observations. 11 faut éviter le voisinage de l’horizon, sansquoi le calcul se compliquerait encore , ou l’on commettrait des erreursdont on verra le calcul au chapitre des réfractions et des parallaxes.

Quand on observe hors du méridien, il faut éviter aussi le voisinagedu pôle, par la raison que la route des étoiles n’est pas assez rectiligne.

Si l’astre qu’on observe a un diamètre sensible, et qu’on soit obligé d’enobserver les bords, les calculs exigent quelques attentions qu’on trouveradétaillées dans un Mémoire de M. Monteiro. (Voyez Mémoires surl’Astronomie pratique , par M. de Monteiro da Rocha , Paris 1808).

Ce réticule, ainsi que le micromètre filaire décrit ci-dessus ( 5 a),peuvent s’appliquer aux simples lunettes aussi bien qu’à tous les instru-mens à lunettes.

Il y a une autre espèce de micromètre qui ne s’applique qu’aux lunetteset aux télescopes, on l’appelle micromètre objectif ou héliomètre de Bou-guer. On n’en fait pas un usage très-fréquent: il sert à mesurer les diamè-tres des planètes, et la distance des cornes dans les éclipses de soleil.

Imaginez un objectif coupé diamétralement en deux parties égales(fig. ‘56), tant que les deux parties resteront a leur place , elles ne for-meront qu’une seule image, comme si l’objectif était d’un seul morceau.

Supposons maintenant que par un mécanisme qu’on trouvera décritdans l’Astronomie de Lalande ( 244 a )> l’observateur, sans cesser d’avoirl’oeil à l’oculaire de la lunette, ait fait mouvoir les deux parties de l’objec-