ÏROISIKME PAKTIE. 
CHAPITRE I. 
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(dans lesquelles p cos^', p sinç' représentent comme on sait les 
coordonnées rectangulaires géocentriqucs du lieu d’observa- 
tion, dans le méridien) permettront de calculer les coordon- 
nées apparentes de la Lune, pourvu que l’on ait, au préalable 
et avec l’argument 0, tiré des Tables lunaires les quantités a, 
§, TT. 
Si d’autre part, en tenant compte de la précession et de la 
réduction au jour, on a, à l’aide des Catalogues, calculé les 
coordonnées apparentes de l’étoile, on obtiendra la distance 
angulaire apparente d par la formule 
cosd — sin 0^ sino'-f- coso^ coso' cos(a' — a^). 
Pour simplifier le calcul on introduit l’angle de position P ; 
en efl’et, en posant 
^ o'+O 
A Z. - 
on a 
{ c^sinP— (a — a')coso,, 
(2) < V ♦ / 1 
I d cos P = 0 ^ — 3', 
formules que l’on s’est assuré être suffisamment exactes an 
point de vue numérique. 
La distance angulaire d rapportée à la distance A devient 
évidemment 
(3) D^/d. 
(]ctte quantité D va être comparée au demi-diamétre tabu- 
laire /'delà Lune, en vue de former une équation de condition. 
39. Équation de condition. — Si les quantités qui ont 
servi à calculer D étaient exactes ainsi que le demi-diamètre ta- 
bulaire /’, on aurait D = r. Donc, si l’on suppose les erreurs 
suivantes : 
AO sur le temps d’observation ; 
Aa,j , AO([ sur la position de la Lune; 
Aa , Aû » l’étoile; 
Aû sur la parallaxe ; 
