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on devra chercher ce que sont devenus ces elements 

 apres la sortie dii bolide de la sphere d'activite de notre 

 planete. II est d'ailleurs evident que les procedes indi- 

 ques pour etudier Faction de la lune s'appliqueraient 

 identiquement a la recherche des perturbations qui pour- 

 raient etre occasionnees par les dillerents corps de notre 

 sjsteme solaire; mais cette recherche, pour etre reelle- 

 ment utile, exigerait des observations plus precises que 

 celles dont on dispose aujourd'hui. 



(XII.) Souvent, an lieu d'observer deux etoiles connues 

 et de les comparer au bolide, on note deux azimuts et 

 deux distances zenithales decelui-cij mais ii sera facile, a 

 I'aide d'un globe celeste ou au moyen de la trigonometric 

 spherique, de passer de ces donnees a celles qui out ete 

 employees dans les formules precedentes. Si I'on designe, 

 en elFet, par z z' deux distances zenithales ; par H H' les 

 azimuts correspondants a ces deux distances, azimuts 

 comptes positivement de la partie Nord du meridien vers 

 I'Est; par h /^' les heures siderales du lieu de I'obser- 

 vation lorsque le bolide passait aux distances zenithales 

 z z' ; enfin par L la latitude de I'observateur ; ces diverses 

 quantites sont liees anx ascensions droites a a.' et aux 

 distances polaires ^ 8' des deux points observes, par les 

 relations suivantes : 



tang-(i^+« — i5/«)=cot-H 



cos - ( 90° — L — z ) 



• cos -(90° — L-f-2 



tang-(^ — «+ i5A)=cot-H 



;goo_-L— z) 



sin -(90° — L + z) 



. sin H 



lJ'=SinZ-;-- ^y^ 



sin(« — 10/1 



