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nn  .  e, En... nt 
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le premier membre est une quantité connue , M , que four- 
nissent les deux lectures extrêmes faites sur le limbe au 
commencement et à la fin de la série : on a donc en défi- 
nitive 
u 
Œ = 
Rhreer net Cor Tri 
M do + dos + dos ... + da, 
n n 
valeur de l’azimut maximum , qui sera aussi exacte que si 
on avait pu l’observer n fois à l'instant de la plus grande 
élongation de l'étoile. Cet azimut étant connu, on aura la 
colatitude par la formule 
sin p 
sin L — — Ë 
SIN & 
Si la colatitude ainsi calculée différait notablement de 
celle qu’on avait supposée d’abord, on l’emploierait pour 
corriger l'instant de la plus grande élongation, et les coeffi- 
cients trigonométriques de la série (A”); puis on calculerait 
une nouvelle valeur de !. Dans les cas ordinaires, cepen- 
dant, la latitude est connue d’avance avec assez de préci- 
Sion, pour qu'on puisse se dispenser d’avoir recours à cette 
règle de fausse position. 
Nous avons admis, pour la simplicité du raisonnement, 
que l'observateur disposait d’une mire méridienne; mais 
cette condition, difficile à réaliser, n’est pas nécessaire. 
On prendra une mire quelconque (par exemple un collima- 
teur établi à proximité de l’instrument), et l’on calculera, 
d'après le procédé que nous avons exposé, non plus l’azi- 
mut vrai de l'étoile, mais l’angle azimutal compris entre 
la mire et les deux élongations Est et Ouest de l’astre. La 
somme ou la différence de ces deux angles sera le double 
de l’azimut de l'étoile, à l’instant de sa plus grande élon- 
gation. 
