DE LA LUNETTE MÉRIDIENNE. 
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remplaçant dans cette formule i et c par leurs valeurs connues, et les 
coefficients A", B", K" par leurs expressions trigonométriques: 
• i s" (p°-p') sin jg^j . c sin^-siny/ 
a sin t : = L> -t- j cos i - — - ■+■ c . . , , 
sin p° sin p' sin p° sin p' sin p° sin p 
f sin p° sin p' cos ± (p°H-_p' ) 
a sin / = » cos / -+- D' - — — — -+- c j-— , 
sin (p° — p ) cos -J (p — p ) 
ou enfin 
(5) a sin I tss i cos * ■+- N', 
en faisant 
sin p" sin p' ^ cos j (p" -4- p') 
sin (p° — p') cos | (p° — p') 
Pour que la valeur de a soit déterminée avec toute l'exactitude 
désirable, il faut que le terme D", qui renferme les erreurs inévita- 
bles commises sur l'instant de chaque observation, soit multiplié par 
un facteur très-petit : c'est ce qu'on obtiendra en choisissant deux 
étoiles dont les distances polaires p°, p' soient peu considérables et 
de signes contraires ; c'est-à-dire deux circompolaires, l'une à son 
passage supérieur, l'autre à son passage inférieur. Par là, le numé- 
rateur du coefficient de D" s'approchera du minimum, et son dénomi- 
nateur du maximum. 
La quantité a étant ainsi obtenue , on pourra, comme vérification, 
la faire servir à calculer une nouvelle valeur de t, au moyen de deux 
autres étoiles circompolaires, prises toujours l'une au-dessus, l'autre 
au-dessous du pôle : l'équation à résoudre sera dans ce cas : 
(6) t cos / = a sin l — N'. 
Dans la formation des valeurs de N et de N', on se rappellera que 
D" = r_ r = i5[(ir + \R) — (H'+ hsc)\ 
Tom. XVIII. 
