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Ce résultat fait voir qui il faut choisir let deux étoilet de 

 telle sorte que leurs dislances à la lune différent aussi peu que 

 possible. 



Dans tout ce qui précède nous avons supposé connu l'aplatis- 

 sement terrestre , mais nous allons voir que fa paraWa-re lunaire 

 observée d'un lieu donné, et l'aplatissement de l'ellipse allant de 

 ce lieu à l'équateur sont les inconnues d'un même problème. L'el- 

 lipse dont il s'agit est tracée dans le méridien du lieu d'observation, 

 et ses deux axes sont dirigés suivant l'axe des potes et un rayon 

 de l'équateur terrestre. Nommant H„ la parallaxe équatoriale de 

 la lune, à une époque donnée, fi l'aplatissement de l'ellipse, dé- 

 finie comme ci-dessus , nous aurons, en poussant l'approximation 

 jusqu'aux termes du deuxième ordre par rapport à f-, 



(77;. . . sin H = sin H,, ( 1 — fx sin' ' -^- ^ ,"' sin' 2< 1 . 



Dans celte formule , l n'est pas précisément la latitude astrono- 

 mique de la station , mais bien l'angle que la normale à l'ellipse 

 fait avec le grand axe. Soient maintenant Z le zénith vrai du lieu 

 d'observation , Z' le zénith apparent, E l'étoile, et {:) la distance 

 de cette étoile au zénith Z', fig. 8. Nommant aussi A l'angle azi- 

 muthal P Z' E , Ha distance des deux zéniths , on aura 



cos z = cos (' cos (:) — sin i sin [:) cos .V . 



Observant que l'on a , au degré d'approximation adopté, 

 i = (i sin 2 < — fi' sin / cos 3 / (*) 



(*) On trouvera la démonstration Je celte formule dans la Géodésie deFrancœur, 

 à la page 174. 



