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duction des distances lunaires. Toutefois, nous ferons remarquer 

 que la méthode qui en résulte a l'inconvénient d'exiger (si l'on 

 veut opérer rigoureusement) que l'on dégage des effets delà 

 réfraction , l'angle w' que l'on mesure d'une station donnée. 

 Quoi qu'il en soit, nous allons approprier nos formules à la réduc- 

 tion dont il s'agit. Occupons-nous d'abord delà deuxième. Posant, 

 pour abréger, 



1 sin H sin {p -t- o) sin (p' — p) 



2 sin p sin' p 



1 sin p sin (R'■^-R^i sin (R' — R) 

 "^ 2 "sinlï sin' R' 



la formule (20) devient 



sin R sin p 

 166). . . cos u ^ ~. — ;— . , cos w -+- V. 

 sin R sin p 



Si l'on remarque maintenant que V est très petit , on en conclura 

 qu'une erreur, en temps , de quelques heures, influera peu sur la 

 valeur de w , et il en sera de même de l'aplatissement terrestre. 

 Cela posé , si dans l'équation (.66) on néglige d'abord le terme 

 y , et qu'on nomme u„ la valeur de u déduite de l'équation 



sin R sin f. 

 67 . . . cos o>„ = -^~^, ~. — ; cos « , 

 ^ sin R sin p 



on aura déjà une valeur approchée de la distance lunaire rapportée 

 au centre de la terre. Pour corriger ce premier résultat , posons 



(68)... „ = M„ -t- (?(» ; 



substituons dans (66) , et nous aurons , en négligeant les quantités 

 du troisième ordre par rapport à 3m 



V 1 



Ju = : — r COt Uq <? m' . 



Sin u„ 2 



