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être encore plus inexact ; et une erreur de cinq unités dans lu 

 septième chifTre en produira une d'une demi-seconde sur la demi- 

 distance , et d'une seconde sur la distance. Comme , dans notre 

 méthode, ces erreurs n'affectent que le coefficient de la correction 

 qui est presque toujours moindre que 100 0^'', il n'en peut jamais 

 résulter une erreur d'un dixième de seconde. 



M. Delambre , ajant fait dans son astronomie The'or. et 

 Prnt. (Tcm. III. pag. 620.), la remarque, qu'on trouvera avec 

 plus de précision la correction 5, que la vraie distance D -t- 5^, se 

 propose de déterminer 5. Mais au lieu d'une formule directe et 

 rigoureuse, il trouve l'équation 



(. cos L 



~~" cos h cos s i 



jy et S^ étant les hauteurs , corrigées par les réfractions et les 

 parallaxes. Cette équation ne peut se résoudre que par des ap- 

 proximations. 



Notre méthode a encore cet avantage , qu'on peut donner 

 au calcul le degré de précision, qu'exige chaque cas particulier, en 

 calculant plus ou moins de termes, qu'on trouve tout développés 

 dans l'équation (D). Cette équation est une source ou l'on peut 

 puiser toutes les méthodes, au moins celles qui donnent la réduc- 

 tion de la distance, au lieu de la distance réduite. Prenons pour 

 exemple la formule de M. Horner. Sa méthode consiste , comme 

 celle de M. Lyons , à dépouiller la distance observée d'abord de 

 l'effet des réfractions , et ensuite de celui des parallaxes ; et il, 

 trouve, pour la correction, due aux réfractions, 



^G)....5'':z(m— D^tang 5_tang J- m-(1— cosTXcosecT— cosecD)| 



■ (î — ï) sinT 

 ~^ sinD ' 



COS L' COS s' 



T étant — L— S, L'— L-/, S'r=S--.y, mz=i 



cosL cos S 



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