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i magnétique a qui y ^ ,-, si le pôle nord de l'ai-

rincipal, et de — dans le . valeur et le signe de l'azi-

l de la sorte faire une carte ou 'inmités d'une côte qu'il aperçoit ihs A qu'il obtient lui assignent les :gnës droites divergentes, contenant es. En répétant la même opération . encore une autre suite de rayons par-» iduits aux premiers signaux: et comme v stations est la distance parcourue par le eur est connue en grandeur et en direction ridien du lieu. Chacun des signaux est donc carte, par l'intersection des deux lignes qui > rayons visuels. correspondans.

ju de précision des observations faites avec la ;rtout sur un navire pi qs ou méins agité par les »ermet pas de compter sur les résultats obtenus par binent. On préfère donc les relèvemens astronomiques; -ujet que nous allons traiter, ). M est un signal ("fig. 37 ) dont un observateur placé au ;t G veut avoir l'azimuth, c'est-à-dire que Z étant le zénith, le vertical du signal , on deinande l'angle que fait le plan ticat ZCM avec le méridien du lieu ; S est un astre ijuelque., emm lieu de son court, SZC son vertical. La réfrac- 1 et la parallaxe changent le lieu apparent de cet astre S, in voit. un peu plus haut en s , dans le même vertical SZC, s'il était vu du centre de la Terre et s'il n'y avait pas d'at-

356 RELKVEMENS.

mosphère. Si S est la Lune, on la Toit aa contraire un peu plus bas : de même le signal M est tu en m.

On observe, à un instant quelconque, avec un instrument, la distance apparente de l'astre à l'objet , ou l'arc sm =r l. Mais on peut calculer la dist. zénith, vraie SZ, d'après l'heure Vraie si S est le Soleil, ou l'heure sid. s'il s'agît d'une étoile (n°-i'33); on en conclut ensuite la distance «énith. apparente Z* = z, en corrigeant de réfr.—paralL II serait, au reste, facile de mesurer actuellement cet arc z, soit en même temps qu'on mesure £, par les observations simultanées de deux personnes, soit, ce qui est bien préférable, en prenant les dist. zénith, avant et après /, et réduisant les premières à être contemporaines à la dernière , par interpolation, comme on l'a déjà frit en plusieurs circonstances.

On prendra aussi la dist. zénith, apparente de l'objet M, savoir rnL = rf : il sera bon que , pour éviter les influences atmosphériques sur la réfraction , l'arc z' soit mesuré presque en même temps que / et z. *

En considérant l'oeil G de l'observateur comme -le centre d'une sphère de rayon arbitraire, d'où partent trois lignes droites indéfinies CZ, O, Cm, la surface sera rencontrée en trois points par ces lignes, d'où résultera un triangle sphérique mZs dont les trois côtés z, z et £ sont connus. , On en tirera donc la valeur de l'angle sZm = SZM = a, par les équ. (39) , page 6 , qui deviennent ici

0 , sin £.sin (k — }) cos8 ;a= -: V — ; -

sin z « sin z

Or, par l'heure de l'observation, ou la hauteur même de l'astre, on en sait trouver. l'azimuth A (u° 225); on tire de ces données l'azimuth x de l'objet M par l'équ. x = A + a > sois la condition de donner à A et x le signe -f- quand ces azîmuths sont .comptés du nord vers l'ouest, et — du nord à l'est; et de prendre a avec le signe + quand le signal M est à gauche de l'astre S , et avec — • quand M est à droite : le tout précisément