108
ningsmethode nog niet bestond, zodat men uit de bestaande netten
een zo goed mogelijke knooppuntfiguur moest kiezen. In iedere
figuur moest men beschikken over lengte en azimuth van een
zijde en er werd gestreefd naar het ideale gevaleen basis en
een Laplacepunt in elk knooppuntnet. In fig. 4 en 5 is de basis
aangegeven door een dubbele lijn en het Laplacepunt door een stip.
De verbindingen tussen de knooppuntfiguren werden secties
genoemd.
De eerste stap ter uitvoering van het schema van de vereffening
was het vaststellen van de knooppuntnetten. Deze werden dan ver
effend volgens de methode der kleinste kwadraten en de met de
aangrenzende secties gemeenschappelijke zijden werden dan bekend
in lengte en azimuth, welke gegevens in de vereffening van de secties
werden opgenomen.
Ontbraken in een knooppuntnet een basis of een Laplacepunt of
beide, dan werden voor een bepaalde zijde waarden voor lengte en
azimuth afgeleid uit de dichtstbijgelegen waarnemingen van deze aard,
die langs de secties werden overgebracht, waarna een gemiddelde
waarde werd aangehouden onder toekenning van gewichten omge
keerd evenredig met de afgelegde weg.
Een Laplacepunt is een punt van het driehoeksnet waar astrono
mische breedte- en lengtebepalingen (<p en A) zijn uitgevoerd en waar
tevens langs astronomische weg het azimuth x is bepaald van een
willekeurige in dat punt uitkomende zijde van het net.
In een centraal punt zijn de astronomische op de geoïde bepaalde
waarden cp, A en x overgenomen voor de referentie-ellipsoïde. Aange
nomen wordt dus, dat de normaal op de ellipsoïde in dit punt samen-
CLIcUtr
leunt EU ij
Fig. 3
