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usage, et que j'ai exposée au livre V du tome II de la Géodésie. 

 Je m'abstiendrais donc de revenir aujourd'hui sur ce sujet, 

 si je ne croyais pas qu'il est utile , au succès de la méthode 

 des azimuts, d'indiquer aux ingénieurs-géographes qui doi- 

 vent en faire d'importantes applications, tout le parti que 

 l'on peut tirer de la formule relative au cas de la non -recti- 

 fication exacte de la lunette méridienne. 



Je rapporterai d'abord le lieu de l'étoile au plan de l'ho- 

 rison , ensuite à celui de l'équateur , et parmi les coordotuiées 

 rectangles t, u, v du premier système, je supposerai «dans 

 le plan du méridien de l'observateur , v comme la verticale; 

 parmi les coordonnées t' , u', v' du second système, je sup- 

 poserai également u dans le plan du méridien, mais je re- 

 garderai v' comme le rayon du pôle céleste ; entin j'appellerai 

 H la latitude géographique de la station, A la distance polaire 

 de l'étoile, Z sa distance zénitale, P son angle horaire, A son 

 azimut compté du sud, et r son rayon vecteur. 



D'après la théorie connue, 



f=^/sin. Zsin. A, t'^rs'iu. Asin.P, 

 M:^/sin. Zcos. A , w'^rsin. Acos.P, 

 y = rcos.Z, 'v'=^rcos.A; 



et les coordonnées de ces deux systèmes sont liées entre elles 

 par ces deux i-elations, 



t = t' 



u^^u' sin. H — -v'cos. H , 



qui se changent nécessairement en celles-ci : 



sin.Zsin. A=rsin. Asin. P 



sin.Zcos.A^sin Asin. Hcos. P — cos. Acos. H; 



