Cette campagne d'observations et de mesures du demi-diamètre solaire conduit à des résultats légèrement différents de ceux obtenus de façon purement visuelle. On sait combien des observateurs différents utilisant le même instrument et faisant les mêmes observations peuvent obtenir des résultats parfois différents. Ici encore, seule une longue durée du recouvrement des mesures visuelles et CCD numérique permettra de detecter d'éventuels effets systématiques. En outre, seule une calibration des mesures faites au sol par les observations conduites depuis l'espace permettra d'evaluer les effets induits par l'atmosphère.
Les résultats présentés ici sont tirés de mesures faites sur deux
astrolabes différents quant au montage optique et en employant deux
méthodes
elles aussi différentes. Malgré ces disparités, les résultats ne
diffèrent que de quelques 
. Cette homogénéïté
est très certainement, le plus grand avantage de cette méthode de
mesure.
Par ailleurs, les mesures visuelles donnaient un résultat, le temps de passage, et aucune possibilité d'analyse a posteriori de la donnée brute d'observation n'était envisageable. Les images CCD, recueillies en des instants bien précis, se prêtent aisément à l'analyse. La mesure des défauts instrumentaux est faite à l'instant de l'observation et la correction de leurs effets est simple. Enfin, l'archivage des images, c'est-à-dire des données brutes de mesures permettra, si nécessaire de revenir sur les analyses ou de tester d'autres méthodes de traitement.
La mesure du diamètre solaire pose de redoutables problèmes (Ribes et al. 1991) d'interprétation et d'analyse. Il est donc indispensable de disposer d'un instrument de haute qualité. Les résultats obtenus avec l'astrolabe a CCD demontrent que cet instrument est l'un des plus performants, mais aussi qu'il est encore perfectible.
Un nouvel instrument (DORAYSOL) est en construction au CERGA, basé encore sur le principe de l'astrolabe, ses prismes seront construits de sorte que les observations puissent être réalisées sans l'aide du prisme biréfringent de Wollaston. Rappelons que ce prisme, encore présent dans les instruments actuels à CCD, est destiné à ramener en coïncidence les faisceaux lumineux correspondants à chacune des images directes et réfléchies. Un projet annexe vise aussi à n'utiliser que l'image directe du Soleil, la seconde, réfléchie, étant remplacée par une autocollimation sur un bain de mercure (Xu Jiayan et al. 1993). Enfin, toujours sur le même instrument, un prisme d'angle variable plus stable doit être monté. Ce montage optique malgré tout ce que l'on pouvait craindre a demontré ses qualités et sera conservé en raison de sa commodité d'emploi, de sa précision et de son rendement exceptionnel.
Nous fondons beaucoup d'espoirs sur la mise au point d'un modèle mathématique capable de représenter très précisement le bord solaire tel qu'il est observé à l'astrolabe. Les observations seront alors aisément corrigées des erreurs inhérentes aux méthodes numériques employées actuellement. À terme, de nouveaux moyens d'analyse seront utilisables.
Enfin d'autres recherches sont en cours destinées à évaluer au mieux les effets de la turbulence atmosphérique (Laclare et al. 1996). La qualité et la nouveauté des données obtenues grâce aux caméras CCD permettent dès à présent de donner une idée des effets atmosphériques
par l'évaluation du paramètre de Fried (Irbah et al. 1994) qui donne un ordre de grandeur de la dimension des hétérogènéïtés de l'air au voisinage du bord solaire. L'idée d'un nettoyage efficace et non destructif des images sous tend ces travaux.