ticale BW de sa seconde station fasse, avec la ligne visuelle Be aboutissant à l’étoile circumpolaire e, arbitrairement choisie, un angle plus grand de 1° que l’angle de la première verticale AV avec la ligne visuelle Ae. Admettons que la verticale BW de la seconde station soit contenue dans le plan méridien de la première, ce que nous reconnaîtrons plus tard ne pouvoir introduire d’erreur dans nos raisonnements. L’angle VOW formé par les verticales des deux stations ou l’arc de la sphère céleste compris entre les deux zéniths V et W, sera aussi de 1°, ainsi que cela peut très-facilement se démontrer en partant des principes connus sur les angles formés par les parallèles et les sécantes et sur la valeur des angles d’un triangle (liv. i, chap. ix, t. i, p. 24).
En effet, l’angle WBe étant un angle extérieur du triangle CBO, est égal à la somme des deux angles non adjacents BCO et VOW ; mais l’angle BCO est égal à l’angle opposé par le sommet VCe ; ce dernier est égal à son tour à l’angle VAe, à cause des deux parallèles Ce et Ae coupées par la sécante VA. L’angle VOW des deux normales est donc égal à la différence des deux angles WBe et VAe.
Si en se transportant de la première station à la seconde, l’observateur a déterminé sur la surface du terrain l’intervalle itinéraire ou le nombre de toises compris entre les deux stations, il aura la valeur d’un degré terrestre.
L’opération que nous venons de décrire s’appelle, en astronomie, une mesure de méridien.
Comme on vient de le voir, cette mesure comporte deux opérations distinctes, celle de la détermination du
