AS

A. cos. P — B. cot.A — J

AB+ col.A— y cot.A — B^ cos.P + ^C — yj cot.A <=o

ces trois équations déterminent A, B, C.

De la première on lire A=:cos. P, qui, substitué dans la seconde, donne

cos.sP — B. cot.A — J cos.s

OU B cot.Ao — J (4 — cos.sP)

et par suite B= - } sin.«p icng.A

Dans la troisième, on supprime d’abord AB et — B cos. P qui se détruisent, et l’on en lire, en divisant par le facteur commun, cot. h.

C = J roa P — Jros.P — i ro«.* p+i ros.sp C = cos.P. (l-co^sP)

artbonomif: .

cl enfin 0 = i cus.v. sm «i"

Nous avions posé i-=A(/+Brf«4-C<i»

donc i — rf. C09.P — ^ sin.’P targ./i -1- ^cos.P.5in.»P.

L’emploi des développements en séries de sin. x et cos. x a exigé que ccl angle fût exprimé en rapport; il en avait été de même de d, par suite des mêmes opérations faites sur sin. d et cos. d. Dans ces circonstances la formule finale est homogène ; mais on a besoin de connaître x en secondes, et d est donné par l’emploi de la même unité.

Si nous conservons les signes a: et d pour désigner les nombres de secondes, nous savons que les expressions en rapport des mêmes angles de la formule seront égales aux premières multipliées par sin. 1". On aura donc, en supprimant le facteur commun,

fft

xc= d. fos.P-:- — sin.»-P. sin.l*. lang.A -i- — sin.* P. cos.P. siii.’t*

l.^/i — d. cos.P -t- ~ sin.* P. sin.t". l«ng.A — ^sin.*P. cos.P. iin.»l»

L’angle horaire P est obtenu, comme nous l’avons indiqué au S 650, en fonction de l’heure de la pendule, corrigée, s’il y a lieu, de l'avance diurne, c’est-à-dire que, si la pendule marque les heures sidérales, il est égal à 15 T augmenté ou diminué de l’ascension droite de l’étoile polaire; si la pendule marque les heures moyennes, il est égal à

L’angle à l'horizon h doit être corrigé de la réfraction.

Telle est la formule à l’aide de laquelle on trouve la latitude ; mais elle ne peut, ainsi que nous l’avons annoncé, servir qu’aulant que d, complément de la déclinaison, est très-petit. C'est donc l’observation de la polaire qui est la plus favorable. On a pu remarquer, en effet, que la série qui donne L, se développant suivant les puissances ascendantes de ri, n’est convergente qu’autantque d est très-petit. (Voir le tableau XIV.)

L’observation de la polaire, comme de toute autre étoile d’ailleurs, est plus facile, lorsqu’elle est le plus loin possible du méridien, c’est-à-dire, quand elle atteint le cercle horaire de six heures, parce qu’alors elle reste un peu plus longtemps sur le

DÉTGRMINATIOK SIMCLTANÊE DE l’hEI'BE ET DF. I..V LATITUDE. 615 même veriical. Celle circonslancc pcrmcl de fuire l’oliservalion plus exaclement.

660. Détermination simultanée de l'heure et de ta latitude. Le procédé exposé ou § 658, qui repose sur 1 observation d un astre prés du méridien, exige une connaissance approchée de la latitude, et il ne peut être employé qu’avec le secours d’une pendule réglée sur l’un ou l’autre des deux modes de compter le temps- L’observation de l’étoile polaire demande seulement que cette deuxième condition soit satisfaite.

On peut se dispenser également de cette seconde condition, pourvu qu’on ail seulement une pendule marquant, soit les heures sidérales , soit les heures moyennes , sans faire connaître le passage au méridien de l’origine du temps employé. Le procédé général suivant servira simultanément à trouver la latitude et à régler la pendule.

Le triangle formé par le pèle, le zénith et une étoile quelconque, donne toujours, en désignant par 8 la distance zénithale, par L,D,P, la latitude, la déclinaison et l’angle horaire relatif au moment de l’observation,

co9.fS es sin.D stn.L -{- roi^.Dfos.L <*os P Une seconde observation de la même étoile donnera

, cos 8'«sin.D sin.L -j- eos.D cos.L coj.P'

La pendule indiquera par la différence de ses heures, ramenées, s’il y a lieu, à représenter des heures sidérales,

ia “

On aura ainsi trois équations renfermant trois inconnues P. P', et L qu’il sera possible do déterminer.

L’observation peut se faire également sur le soleil , et la pendule peut aussi bien donner les heures sidérales ou les heures moyennes : suivant les cas, la transformation de l’indication a'' en angle horaire P — P' se fera par l’un des moyens indiqués au S 550.

Si l’observation a été faite sur une étoile, la déclinaison P pourra être regardée comme constante et donnée iinmédiaiement par les tables ; si elle a porté sur le soleil, elle devra être calculée pour chaque opération en rapportant l’heure du lieu à celle du méridien de Paris, On voit alors qu’il devient nécessaire

ASTKUNOSIIE.

de connaitie lu longitude d’une manière approchée, et qu’il en est de même de l’heure du Heu, qui pourtant n’est pas connue, puisque la pendule n’est pas réglée. Observons cependant relativement à ce dernier point qu’il sera sufllsant d’apprécier approximativement celle heure. Il est cependant préférable, on le comprend facilement , d’opérer sur une étoile. Supposons qu’il en soit ainsi, et indiquons les détails du calcul à efTectucr.

La première observation se fera lorsque l’étoile sera près du méridien ; son angle horaire P sera en conséquence très-petit, et la première équation pourra se mettre sous la forme rus.{ sin.D sin. L + cos.D co«.L=»co8. (L — D)

qui fournira une première valeur approchée de L.

La seconde observation faite lorsque l'étoile sera loin du méridien correspondra à un angle horaire P' proche de 100», dont le cosinus variera par conséquent peu. L’équation

cos.S’ = sin D sin.L -f- ros.D cos.L cos. P'

dans laquelle on substituera la valeur approchée de L trouvée par la première opération, fera connaître P'. La substitution de cet angle dans l’équation

donnera P qui, substitué dans la première, mise sous la forme

cos.S>=‘sin.D sin.L -f cos D cos.L — y... ^

permettra de déterminer L d’un manière plus exacte, en employant seulement la seconde puissance de P très-petit par hypothèse.

Si l’on désire plus d’exactitude, celle nouvelle valeur pourra servir à en déterminer une autre, et ainsi de suite.

561. histruvxents zénithaux. Les procédés indiqués aux § 556 cl 557 n’exigent pas l’emploi d’une pendule, mais ils reposent sur la détermination du plan méridien qui ne peut se faire que dans un observatoire. On a imaginé, dans ces derniers temps, des instruments zénithaux qui pcrinellcnl celte observation dans le méridien sans que celui-ci soit complètement déterminé, autrement du moins que par la verticale. Ces instruments sont construits de difTérenles manières que nous pouvons ramener au type suivant , afin de ne pas entrer dans de trop longs détails.

INSTRUMENTS ZEMIHAUX.

Une lunette est placée verticalement au-dessous d’un vase en verre contenant de l’eau ; le fond plan de ce vase est mis horizontal au moyen d’un niveau.

La surface horizontale du liquide réfléchit T’imagc du réticule due à l’interposition de l’objcclif. Si l’œil placé au-dessous de l’oculaire aperçoit le réticule et sa réflexion confondus, l’axe optique est vertical. Pour éviter l’incommodité résultant de la position de l’œil , l’oculaire est brisé, c’est-à-dire formé par un prisme lenticulaire qui permet de regarder horizontalement.

Supposons que dans cet état ou aperçoive à un certain moment une étoile à la croisée des ûls du réticule, cette étoile sera au zénith et sa déclinaison sera égale à la latitude du lieu. Si la première est connue, elle donnera immédiatement la seconde, et cela indépendamment de la réfraction nulle au zénith, réfraction qui, dans les cas ordinaires de distances zénithales quelconques, est toujours imparfaitement corrigée , d’abord , par suite de l’incomplète exactitude de la formule employée, puis en raison des renseignements barométrique et thermométrique recueillis toujours entachés d’erreur. C’est en cela que consiste le principal avantage des instruments zénithaux, qui sont encore exempts de l’erreur provenant de l’usage de la pendule.

Mais il est à présumer qu’au lieu même de l’opération on ne trouvera presque jamais une étoile dont la déclinaison soit connue, passant exactement au zénith. On obvie àcettedifllcultéde la manière suivante. La lunette est armée d’un micromètre réglé et d’un fil perpendiculaire ; ce dernier peut facilement être mis très-approximaliveinent dans la direction du méridien.

Il .suffit alors d’amener le fil mobile du réticule sur une étoile cataloguée au moment où elle passe sur le fil du méridien ; sa distance angulaire à la verticale donnée par la marche du fil mobile ajoutée ou retranchée de la déclinaison de l’étoile fait connaître la latitude. Si cette distance angulaire est très-petite, et elle ne peut jamais être considérable pour que l'astre soit vu dans le champ de la lunette, les corrections résultant de l'emploi approximatif seulement, du fil méridien, et de la faible réfraction provenant d’une distance zénithale différant quelque peu de i00‘, sont négligeables.

Si l'on veut obtenir une plus grande exactitude, ou si l’angle a une valeur sensible, il faut opérer comme au S <]»* donne la latitude par une obsen ation près du méridien. Il semble alors qu’on rentre absolument dans la méthode qui y est indiquée ;

ASTt.ONUMlK.

mais il suIGt d’observer, pour faire comprendre l’avantage des instruments zénithaux, que la correction cherchée sera toujours excessivement petite et que, par suite, l’influence de l’erreur commise sur l’angle horaire fourni par la pendule sera beaucoup plus petite que dans le cas d'une observation quelconque. Enfin la correction de la réfraction, si clic est nécessaire, portant sur une quantité très-petite elle-mérae, sera entachée d’une erreur insensible.

563. Latitude obtenue par des obsermtions aiimutale». M. Babinet, en modiGant et étendant un procédé anciennement connu, a indiqué la marche à suivre pour obtenir la latitude d'un lieu au moyen d’observations azimutales. Nous nous contenterons d’indiquer le cas le plus simple, celui par conséquent qui convient le mieux aux opérations géodésiques, et nous terminerons par l’énoncé des avantages inhérents à cette méthode.

Soient {fig. 77 , planche XXIV) ZPM le méridien, Z le zénith, P le pôle, Ë une étoile qui n’atteigne pas le zénith de l’observation. Cette dernière décrira, pendant la révolution diurne, un petit cercle EE' tel que l’arc de grand cercle PE mesurera le complément de sa déclinaison.

Un observateur muni d’un théodolite doublement répétiteur pourra observer les excursions extrêmes à l’est et à l’ouest du plan vertical contenant l'étoile; il lira ainsi, sur le limbe horizontal, la somme 2a de ces excursions.

Au lieu d’observer ainsi la même étoile dans ses deux positions, il pourra, pour gagner du temps, observer l'étoile E dans son excursion maximum à l’ouest, et quelques instants après, une seconde étoile E" dans son excursion maximum à l’est. L’angle a 4- a' parcouru sur le limbe horizontal , joint aux déclinaisons supposées connues, permettra de trouver la latitude L.

En considérant le triangle ZPE, on aura en effet,

nin.K. cas.D Sin.fls ;

fOflX

L’angle E peut pa.sser par tous les états de grandeur; le maximum de .son sinus répondra au maximum de sin. a et par suite à celui de a (qui est < 100"). L’observation répondant à l’excursion extrême donnera nai.ssancc au maximum de sin.E, et par suite le triangle sera rectangle en E. On aura donc

fos.D ^

*'**‘^^ *" 7o*X POs.D •■•in.a fos.L (<)

i.atiti;dks. 619

L’obs«rvation faite sur la deuxième étoile à son excursion extrême opposée donne de même

cos.D' = sin.a' cos.L (2)

La combinaison des équations (1) et (2) par voie d’addition et de sonslraction donne

(fOs.D-{-ros.D')= [siu.a-f- sin.a') cos.L (cos.D — ros.D') =(siu.a — sin.a')cos L

divisant terme à terme et transformant,

cos D-t-ens.D' sino+siii.a' ens.D — CO.S.D' sm«— slnn'

2 cos.t (D-i- Di) cos.A (D — pi) 2 sin.) fa-f-o') ros.^ (g — a*)

1 sin J (D-fD) sin.^ (Ü' l))^icos.l (o-fa') sio.i(a — «q

(ang.|(D + D') t»ng.{ (D’— D)=col.J (a-i- n') lang.i (a — a’)

Lea observations aiimutales ont fait connaître a -4- a'; on tirera donc a — «' de l’équation précédente, et par suite a et «' seront déterminés. La substitution dans l’une ou l’autre des équations (t) et (2) donnera enfin la latitude L. L’opération double offrira un moyen de vérification.

Les observations azirautalcs ont l'avanta^re d’èlre indépendantes de la réfraction et de toutes les causes d’erreur qui entachent les observationsdes distances zénithales, comme l’usure des centres, la flexion de quelque partie de l’instrument; elles facilitent déplus l’exactitude du pointé, dans le sens utile à l’observation du moins. On sait, en eirel,que la dispersion fait apparaître toute étoile observée autre part qu’au zénith, sous une forme allongée dans le sens vertical. Ainsi vers la hauteur de 'i5dcgrés, pour une réfraction d’une minute, la dispersion, qui est environ y; ou ^ de la réfraction, donne une amplitude verticale de 4" à l’image de l’étoile. Quand on observe une distance zénithale, il faut bissecter le petit spectre par le fil horizontal, de manière à pointer sur le maximum d’intensité lumineuse. .Mais ce maximum est variable par suite de la variation du pouvoir absorbant de ralmos|)hère; en sorte que l’observation est indécise. Il n’en est pas de même pour la bisseclion de l’image par un fil vertical, c’est-A-dire, pour une observation azimutalc, l’allongement en hauteur aidant au contraire l’exactitude de ce pointé.

Remarquons de plus que pour le cas particulier dont nous

AijTRONOÜIIK.

avons indiqué l’emploi, il n'est pas nécessaire d’avoir une pendule.

663. Longitudes. La latitude d’un premier point est non-seulement utile pour placer le réseau géodésique à sa hauteur convenable sur la terre, mais elle est encore indispensable pour exécuter le calcul des latitudes des autres sommets de triangle. U n'en est pas de même de la longitude, sous ce second point de vue ; c’est ce dont on sera convaincu si l’on se reporte à la formule de géodésie qui ne contient les longitudes qu’à l’état de différence simple. Ceci est du reste une conséquence de l’hypothèse qui admet que la terre est une surface de révolution ; tous les méridiens y jouant le même rôle, on pourrait partir d’une longitude quelconque arbitraire, et le réseau géodésique traduit en coordonnées géographiques ne serait pas déformé ; il n’y aurait plus, pour rentrer dans la réalité, qu’à ajouter une constante à toutes les longitudes calculées.

La différence en longitude de deux points de la terre se détermine de plusieurs manières.

Les marins emploient souvent un procédé fort imparfait, mais qui donne de certaines approximations, suffisantes parfois. Ils rectifient d’ailleurs les résultats, lorsqu’ils le jugent nécessaire et que c’est possible , au moyen d’observations astronomiques.

Ce procédé consiste à jeter à la mer un corps en bois ou en liège restant à la surface, et que l’on considère comme ne quittant pas la place où il a été mis à l’eau. A ce corps, qu’on nomme loch, est attachée une corde dont l’autre extrémité reste dans le vaisseau. On laisse filer la corde dont la longueur est connue par les nœuds qui la subdivisent. On peut ainsi apprécier la marche du bâtiment en un temps donné, et l’on en conclut l’espace franchi sur une direction indiquée par la boussole. Le résultat rapporté graphiquement sur la carte fait connaître le lieu où l’on est. C’est ce qu’on appelle faire le point.

56\. Mais, en général, et pour trouver avec précision la différence en longitude de deux lieux quelconques, on y observe simultanément un même phénomène céleste, ou, si les observateurs ne sont pas placés à des distances trop considérables, on produit, en un lieu intermédiaire, un fait instantané et qui peut être visible pour les deux observateurs, tel que l’explosion d’une certaine quantité de poudre, ou l’apparition d’un fanal au sommet d'un monument, ou bien encore, l’ascension d’une fusée dans les

LONGITDDBS.

airs. Dans l’un et l’autre cas, chacun recueille l’heure exacte à laquelle il a aperçu le phénomène céleste ou le signal convenu. La différence des heures indiquées par les pendules donne la différence des longitudes. 11 va sans dire que chacune des pendules est réglée sur le méridien du lieu où elle est placée.

Cette méthode a des inconvénients que l’on devine aisément : il faut, avant de se séparer, convenir de ce qu’on fera. Celui qui se transporte en une contrée lointaine ne peut communiquer qu’à son retour directement avec l’autre. Et, d’ailleurs, il peut se faire qu’il ait besoin de connaître immédiatement le résultat de ses observations.

565. Les chronomètres remédient à cet inconvénient, et l’on comprend que, partant d’un point avec un chronomètre bien réglé sur son midi sidéral et à l'abri de tout dérangement, on aura immédiatement la longitude d’un second point, par la diffcrcocc de l’heure sidérale de ce lieu avec celle du chronomètre, en multipliant par 15 le temps ainsi obtenu.

On peut également se servir d’un chronomètre réglé sur le temps moyen, en ayant soin d’employer l’heure qu’il donne au midi moyen du lieu de l’observation.

Comme on ne peut pas espérer qu’un instrument soit aussi parfait, il faut en revenir aux doubles observations simultanées, en modifiant le procédé, ainsi que nous le dirons au S 567.

566. On peut se servir des éclipses du soleil, de la lune ou des satellites de Jupiter, ou encore des occultations des étoiles; mais chacune de ces manières de procédera ses inconvénients.

Lea éclipses de la lune et des satellites de Jupiter sont instantanées pour tous les points de la terre desquels elles sont visibles, parce qu’elles sont le résultat de l’entrée dans le cône d’ombre projetée par la terre ou par J upiter.

Il n’en est pas de même de celles du soleil, causées par l’interposition de la lune entre le soleil et le lieu où se trouve l’observateur. Le phénomène ne se produit donc pas au même moment pour deux personnes placées en deux points différents du globe.

Les éclipses du soleil et de la lune sont trop rares, pour qu’on puisse s'en servir, surtout dans le cours d’un voyage.

Dans les éclipses de lune, les bords de l’ombre terrestre ne sont pas nettement déterminés.

K redouble point de vue, les éclipses des satellites de Jupiter

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ASTItUNOMIK.

sont bien préférables. Mais, pour les observer, il faut d'excellentes lunettes, et même il est indispensable que les deux soient également fortes, également bonnes, sinon l'éclipse paraltri commencer plus tôt et finir plus lard , pour l'observateur armé du moins bon instrument. Le satellite cessera de paraître pour lui, tant qu’il sera dans l’ombre de la planète, tandis que l’autre personne pourra saisir les instants précis de l’immersion et de l’émergence.

Quant à l’occultation de certaines étoiles, des erreurs sur l’influence de la parallaxe lunaire en causent de très-graves dans les résultats.

567. La meilleure manière de procéder, la plus simple et celle qui, par conséquent, convient le mieux aux ofllciers pour lesquels nous écrivons plus spécialement, est celle dont nous allons parler avec quelques détails.

L’observation se fait en un seul point, tel jour et i\ telle heure qu’on veut. La détermination de la longitude dépend de la distance angulaire qui sépare la lune, soit du soleil, soit des planètes, soit encore de neuf étoiles favorablement situées.

La Connaissance des temps fournil, pour tous les jours de l’année, et de trois heures en trois heures, la distance angulaire prise du centre de la terre, de la lune à ces astres, qui tous peuvent être vus à l’aide d’une lunette ordinaire. Les heures, correspondant aux distances angulaires , sont rapportées au méridien de Paris et calculées en temps moyen.

Si l’on peut saisir le moment où la lune est séparée du soleil ou d’une étoile, par l’une des distances angulaires consignées dans les tables sus-mentionnées, la différence entre l'heure qui y correspond et celle de l’observation, convertie en angle, donne la longitude rapportée au méridien de Paris.

La distance observée entre les deux astres n’est pas nécessairement l’une de celles des tables : cette condition rendrait l’observation bien plus pénible. Une proportion fera facilement connaître à quelle heure l'angle aurait été le même à Paris. La longitude exprimée en temps est alors la différence entre l’heure fournie par le quatrième terme de cette proportion et l’heure de l’observation.

Il nous reste à parler d’une dernière considération importante. La Connaissance des temps donne les distances vraies , taudis qu’on ne mesure qu’une distance apparente. Il faut ain.si transformer cette dernière pour la rendre comparable a

LONfilTUfil». A2S

celles des tables. Voici comment on peut calculer la correction ;

Soient LS la distance vraie du soleil à la lune,

L'S' leur distance apparente {fig. 70, planche \Xl\).

La parallaxe du soleil étant plus faible que la réfraction. S' position apparente est plus élevée que S, L' est, au contraire, située plus bas que L, par la raison qu’ici la parallaxe est plus considérable que la réfraction.

On mesure la distance S'L' et les distances zénithales correspondantes, ou, si l’on veut, les hauteurs au-dessus de l’hurizon qui en sont les compléments. On note les indications du baromètre et du thermomètre j puis, on lit l’heure à la pendule qui, d’abord, a été bien réglée sur le méridien du lieu. On tient compte, s'il y a lieu, et suivant qu’on a observé les deux bords internes ou les deux bords externes des astres, ou l’interne de l’un et l’externe de l’autre, des diamètres apparents.

Désignant par h cl h' les hauteurs apparentes, et par H et H' • les hauteurs vraies , on obtient ces dernières en corrigeant les autres de la réfraction et de la parallaxe.

Si, enfin, nous convenons de représenter D et U' les distances vraie et apparente, nous aurons dans le triangle L'ZS'

c05.D' = sln.A. sin.A'-l-ros.A. cos.A'. ro$.;

et dans le triangle LZS

cos.DB>$in.H.!tln.ll'-l-cos.H.cos.H'. ros.t (a) d’où, en éliminant s qui est inconnu,

eos.D' — sin.A. ain.A' cos.D, — sin.H. sin.H'

tos A. cos.A' cos. U. cos. H'

Ajoutant l’unité à chaque membre , et opérant les réductions qui se présentent, on trouve

cos.D'-t- cos. (A -l-A') cos.D-f-cos. fU-f- H')

' ' cos.A. cos.A C09 H. cos. Il'

La trigonométrie rectiligne fournit les formules qui suivent :

cos.A-1-co3.B»î.cos.1(A-1-B1 cos. J (A— 41) (i) et aussi cos.A-f co8 B = î.cos.>J A- îsiii.*JB (3)

parce que îcos.*4A=i -)-cos.A et Ssin.»iB=t — co«.B

ASTKONOHIB.

Transformaol le premier membre de (1) en vertu de (2) et son second membre, au moyen de (3), il vient

t.co».l (S + A'4-D') cos\{h+h'—Ty) 8.COS «l(H + H’)-8. sin D cos,h. cof-.h^ eus. U. cos. H*

ou, en résolvant par rapport à D

„n.. i D = cos.* 1 (H + H') - co8.l(fc f fc'+D') +k'-\i<)

On fait

cos.H. co8.ll’ . coa.l COS.A. cos.A'

d'où sin. •iD ™ cos.* 1(11 + U') (t — 8in.*ç)=c03.*i(H + H') cos.* <p

et ‘ sin.iD=cos.J(H+H') cos.? (5)

l'équation (4) détermine V et l'équation (5) fait connaître la distance vraie U, qu'on peut alors comparer à celles de la table dont nous avons précédemment parlé.

Si l'observateur est muni d’un cercle répétiteur, c’est ainsi qu’il faut opérer, pour connaître la distance vraie du soleil à la lune au moment de i’obser\ation, par le moyen des distances zénithales et de l’angle dans le plan des objets. Mais l’opération estpius simple avec le secours d'un théodolite qui, outre H et H', donnera immédiatement l'angle z; en sorte que l’équation («) pourra être résolue tout de suite et faire connaître U.

56S. Azimuts. Si l’on connaissait un point matériel du méridien du lieu où l’on se trouve, l’opération ne présenterait aucune dilliculté. On observerait l’angle compris entre ce point et celui qui forme l’extrémité du cété dont ou cherche l’azimut.

On le réduirait à l’horizon , dans le cas où l’on se serait servi du cercle répétiteur. 11 n’y aurait aucune correction à y faire, si l’on avait fait usage du théodolite. Cette manière d’agir ne convient que dans le cas très-rare où l’on a à sa disposition une lunette de passage, et où, de plus, les localités permettent de faire établir une mire à une grande distance sur la direction exacte du méridien.

569. Si l’on pouvait saisir l’instant précis où une étoile E (/ig. 71, planche XXIV) passe au méridien, l’opération reviendrait à ce que nous venons de dire au paragraphe précédent. L’angle observé entre l’étoile et l’objet terrestre serait l’azimut luiméme, si cet objet était placé en V à l’ouest du méridien; ce