formules zijn van dien aard, dat de berekening daarmede 
voor alle meetbare driehoekszijden even eenvoudig is, alsof 
de punten op een bol gelegen waren. Ook bij grootere af- 
standen, waar die forxnnles niet meer toereikend zijn, is bet 
aanbrengen van de noodige correctien zoo eenvoudig, dat de 
daarvoor noodige berekening zoo goed als nul is. 
In het algemeen wil ik hier opmerken, dat de in bet ver- 
volg bedoelde azimuthen zoogenaamde astronomische azi- 
muthen zijn, de hoeken dus tusscken de verticale doorsneden 
en de meridiaanvlakken, lretgeen voor het bovengenoemde 
doel juister is dan bet gebruik van geodetiscbe azimuthen. 
In de eerste plaats wensch ik liier de formules te geven 
voor de berekening van de azimuthen en van de koorde en 
wel tot op afstanden gelijk aan het tiende gedeelte van den 
straal van den equator of 638 kilometer. Voor de daarop 
volgende formules, die betrekking liebben op de azimuthen 
en de directe berekening van de lengten der elliptische bo- 
gen, zal ik mij voorloopig tot körte afstanden moeten be- 
palen, maar die toch nog van dien aard zijn, dat daaronder 
alle meetbare driehoekszijden begrepen zijn. Voor grootere 
afstanden ben ik nog bezig met het onderzoek naar den 
besten vorm aan die formules te geven. 
§ 2. Stellen wij ons in de eerste plaats voor, dat wij te 
doen hebben met een bolvormig aardoppervlak en dat wij 
daarop twee punten A x en A% hebben, met de geographische 
breedten cp 1 en <p 2 en het lengteverschil A, daD worden de 
meridiaan-convergentie u , het gemiddeld azimuth A' m en 
de lengte van de koorde K' gegeven door de bekende for- 
mules : 
tg\a' — sin | X sin q> m sec \ 1 sec ^ ß (1) 
K’ sin A’ m = 2 R' sin \lcos <p m (2) 
K 1 cos A'm =2 tt' sin cos \ \ (3) 
waarin cp m = %(cp. 2 -j- qp x ) de gemiddelde breedte, ß = <j> 2 — cp l 
het breedteverschil en R' den straal van den bol voorstellen. 
