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aurait lang «= w, et l'erreur de latitude serait nulle, 
quelle que fût l'erreur commise sur l’azimut. On se rendra 
compte de ce paradoxe, en remarquant que, dans le cas 
particulier que nous supposons, la correction &« — a, 
donnée par la série (A’), est elle-même infinie, ce qui rend 
la formule inapplicable. Elle cesse même, avons-nous vu, 
d'être d’un emploi commode et sûr, pour les étoiles qui 
culminent à moins de 2° du zénith, parce qu'elle n’est 
plus alors suffisamment convergente. 
L'erreur commise sur la latitude calculée sera égale à 
l'erreur commise sur l’azimut observé, lorsque l’on aura 
tang « = tang l; c’est-à-dire lorsque l’azimut maximum 
de l'étoile sera égal à la colatitude du lieu. La distance 
polaire de l’astre est donnée, dans ce cas, par la relation 
sin p— sin *; pour [= 46°, on trouve p — 24° : on em- 
ploiera donc de préférence, dans nos climats, les circom- 
polaires dont la distance au pôle est supérieure à 24°. 
Soit p — 38°; 1 = 40°; dx’ — 0,5, on trouve dd —0",075. 
Dans cette hypothèse, qui se rapporte au 5" exemple 
que nous avons traité plus haut, les deux élongalions sont 
séparées par un intervalle de 2° 50" seulement. En obser- 
vant pendant 10 minutes avant chaque élongation, et pen- 
dant 10 minutes après, on peut aisément recueillir vingt 
observations de chaque côté du méridien, même en lisant 
un vernier à toutes les observations intermédiaires : on 
obtiendra ainsi, en trois heures environ, une détermina- 
tion très-exacte de la latitude. 
Le procédé que nous avons décrit dans les lignes qui 
