travail. Le choix de la méthode à suivre pour leur exécution est assez 
circonscrit par suite de la vive lumière du jour polaire, jointe à l’éclat 
scintillant des champs de neige et de glace, qui excluent la possibilité 
d’observer des étoiles d’un éclat plus faible que celles de la troisième 
grandeur. Pour les observations au premier vertical, on n’a guère 
une seule étoile suffisamment convenable, pour la méthode Talcot 
pas un seul couple d’étoiles. On se voit donc réduit à n’employer 
que l’observation des distances au zénith circumméridiennes. 
Dans l’emploi de cette méthode, on se verra le plus souvent con 
traint d’exclure de son programme les étoiles culminant au sud, ce que 
l’on pourra faire sans inconvénient, comme il sera démontré plus 
bas. Comme étoile au nord, l’étoile polaire sera la plus favorable par 
son éclat et par sa proximité du pôle. Avec le pouvoir optique 
qu’on sait actuellement donner aux lunettes des instruments transpor 
tables, on devra être en état d’observer cette“étoile à toutes les 
heures de la journée, toutes les fois que la condition de l’atmosphère 
n’y portera pas obstacle. 
Il y aura lieu, il est vrai, de prendre en considération l’influence 
exercée par la réfraction et par la flexion de la lunette; ces deux 
inconvénients ne peuvent être parfaitement éliminés que moyennant 
des observations d’étoiles au sud, à égale distance zénithale. Ces 
causes d’erreur ne pourront pourtant pas influer beaucoup sur les ob 
servations en question, les distances zénithales de l’étoile polaire étant 
limitées entre 7° 28' et 15° 17'. A ces petites distances zénithales, la 
réfraction et la flexion de la lunette sont proportionnelles à tgz et 
sin z ; leur variation ne peut donc avoir qu’une influence fort légère. 
A une flexion constante, l’effet de cette dernière disparaît totalement, 
puisqu’enfin c’est la différence entre les latitudes que l’on cherche . 
A cet égard, on choisira un instrument à lunette droite, dont la flexion 
se tient plus constante que celle d’une lunette brisée avec prisme. 
En considération des irrégularités de la densité de la croûte ter 
restre et de leur influence sur la direction de la pesanteur, on pourra 
fixer une erreur moyenne de 0".5 comme précision suffisante pour les 
déterminations de latitude, cette erreur n’étant au plus qu’environ un 
quart de la déviation moyenne 2".44 déduite en 1880 par Clarke dans 
son calcul des dimensions de la terre. Une précision pareille de 0".5 
excède encore l’exactitude avec laquelle on pourra calculer l’action 
provenant de l’inégale distribution des continents et des mers, ainsi 
que des défauts d’homogénéité des couches géologiques qui environ 
nent les points d’observation. 
A en juger par les résultats obtenus pendant les nombreuses déter 
minations de latitude exécutées en Suède, on doit, dans le cours de 
quatre heures, avec un instrument de la grandeur indiquée ci-dessus, 
pouvoir effectuer, à l’aide de l’étoile polaire, une détermination de