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A LA GÉOGRAPHIE. XI

mais encore à dresser des tables pour les prédire avec ume exactitude telle, qu’on puisse , comme dans le; éclipses de lune, se passer des obsers vations correspondantes , lorsqu'elles manquent.

35. Les éclipses de soleil s’emploient aussi à la détermination des longitudes ; mais le calcul n’est pas aussi simple que pour les éclipses de lune + d ne’ peut guère être fait que par ceux qui sont très - versés dans l’astronomie. M. Lalande, en s’en occupant avec soin, a, par leur secours, rectifié les positions d’un grand nombre de lieux importans, :

La difficulté du calcul naît de ce que la situation relative du soleil et de la lune n’est pas la même pour les différens points de la terre où l'on aperçoit en même temps ces deux astres. Il arrive à cet égard ce qu’on remarque dans les nuages, qui, vus d’un certain point, paraissent sous le soleil , et jettent leur ombre dans un espace limité , hors duquel le soleil se montre tout entier. Quand on est sur les bords de cette ombre , on peut apercevoir une partie du disque du soleil, et les diverses apparences changent « chaque instant par l’effet des mouvemens relatifs du soleil , du nuage et du spectateur. De même l'ombre que la lune jette sur la terre, change de place à chique instant, en vertu du mouvement relatif de ces deux corps, et couvre une étendue de pays plus ou moins grande , selon que la lune est plus ou moins voisine de la terre,

11 arrive souvent que la lune éclipse des étailes ; et en déterminant, par l'observation des circonstances de ce phénomène qu'on nomme occul. totion, le moment où le centre de la lune s’est trouvé en conjonction avec l'étoile, ce qui fixe une position absolue de la lune, on peut , soit par des calculs faits à l’avance dans les almanachs astronomiques où ces phénomènes sont prédits, suit par des observations SM rnb , trouver l’heure qu’il était au moment de cette conjonction , dansun lieu dont la position est connue ; et la différence de longitude s’obtient comme dans les cas précédens.

34. Tous ces moyens reviennent au fond à déterminer dans le lieu dont on cherche la longitude, la position dans laquelle se trouve un astre dans un instant donné , et à conclure ds cette position l’hèure que l’on compie au méme moment dans rn lieu dont lu situation est connue. On conçoit, par cet énoncé, que l’astre doit avoir, par rapport à la terre, un mouvement assez rapide pour que sa position à l’égard des étoiles ou des autres astres qui peuvent servir de terme de.comparaison, varie considérablement dans l’espace de 24 heures. La lune est seule propre à cet objet, parce que parcourant à peu près 13 degrés par jour, une seule minute de degré dans son déplacement répond à un peu moins de deux minutes de temps, ou 50 minutes de degré en longitude ; et comme on peut, eu prenant la distance angulaire de la lune aux étoiles ou au soleil , fixer souvent dans une précision beaucoup plus grande, la position de cet astre, on peut aussi, par son moyen, déterminer à moins de deux minutes le temps que, sous un méridien donné ; on compte au moment de l'observation.

Des instrumens construits avec le plus grand soin, des tables, des formules variées d’un grand nombre de manières , facilitent maintenant cette opération, qu’on peut pratiquer presque journellement en mer , et qui a considérablement avancé la géographie , sur-tout depuis qu’à exemple de Cook, on y a joint des garde-temps , ou montres mari-

XXIY INTRODUCTION

nes, qui sérvent dans les intervalles où l’on ne peut se procurer des observations de distances de la lune au soleil ou aux étoiles. | 35. Les garde-temps suffiraient seuls , s'il était possible d en construire d’assez parfaits, pour qu’une fois mis à l'heure sous un méridien donné, ils conservassent le même mouvement pendant toute la durée du voyage, car ils marqueraient alors par-tout l'heure qu’il est sous ce méridien ; et en la comparant à celle que l’on compte au lien où l'on est parvenu, on aurait la différence des temps et par conséquent celle des ann le efforts des Harrison , des Julien le Roi, des Berthout et de tous les artistes célèbres quiont cherché à perfectionner un mécanisme aussi utile , n’ont pu donner aux montres marines celle uniformité absoluo - de mouvement, ils en ont du moins âpproché assez pour que la marche de ces horloges demeurât sensiblement la même pendant un intervalle de temps assez long, malgré les agitations que la mer imprime aux 56. En récapitulant ce qu’on a vu plus haut, on aura une idée assez oomplète des moyens que l'astronomie fournit à la géographie pour fixer la position respective des diflérens points de la terre, par leur latitude et leur longitude : on ÿ parvient avec d'autant plus d’exactitude, qu’on apporte plus de précision dans les observations et dans les calculs qui en sont la suite. Afin de ne pas trop compliquer l'explication des principes sur lesquels reposent les méthodes que j'ai sommairement exposées, j'ai négligé d'indiquer plusieurs corrections nécessaires pour dégager les observations des effets de quelques illusions optiques qui les affectent, et de ceux de la combinaison de petits mouvemens soit apparens, soit réels, que les progrès de l'astronomie et la connaissance ap= profondie des lois du système du monde, ont fait reconnaitre et apprécier. Voici les plus simples : : | + On sait d’abord qu’uu rayon de lumière qui passe dans un milieu dont la densité augmente , souffre une réfraction > parce qwil s’approche de la perpendiculaire à la surface des couches qu'il trayerse successivement. Par cette raison , les astres ne sont jamais aperçus dans la véritable place qu’ils occupent; le rayon qui nous les ren visibles » les élève sur l’horizon d’une quantité d’autant plus grande qu ils sont plus près de ce cercle, et qui dépend d’ailleurs de l’état de l’air au moment de l’observa. tion. Il faut connaitre cette quantité pour chaque degré de hauteur audessus de l’horizon, afin dé la retrancher des hauteurs observées, qui sont toujours plus grandes que les hauteurs vraies , excepté dans le cas où l’astre serait au zénith , parce qu’alors le rayon de lumière , traversant des couches de l’atmosphère perpendiculairement , n’éprouve aucune M remarquer dans le n° 10, que l'observation des hauteurs était toujours rapportée au centre de la terre , en regardant les rayons de lumière commé parvenant à tous les points de la terre dans des directions parallèles, et en négligeant par conséquent, à cause de la distance con sidérable où les’astres sont de la terre par rapport à son rayon, l'angle AGC, fig. 7; mais les janshe sont assez proches de la terre pour as faille, sue- tout quand on observe avec précision, tenir compte de cet angle. Son effet est d’abaisser l'astre au-dessous de sa situation

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