SEPTIÈME PAGE DU MOIS

— '—? . Ce rayon sera donné ci après ; il est donc facile de

calculer la 2* colonne.

Quant à la ir#, en divisant cet arc par cos. déclin. ©, et réduisant en temps, on a son angle horaire, ou le temps que l'astre emploie à traverser le méridien. Si Ton veut cette durée en temps sidéral , il faut ajouter o*,a. (Z7. n° 73.)

3°. Le mouvement horaire du Soleil en longitude. Nous avons déjà donné , n° 1 7 , un moyen de calculer cette quantité. Voici une formule générale , sur laquelle on construit un» table qui donne de suite ce nombre. Le Soleil moyen décrit chaque jour un arc d'écliptique = o°,g85647a83 (n° 73) ; d*ou l'on voit que, par heure moyenne, il parcourt Parco°,o4io686=m, mouvement horaire moyen. B étant sa distance à la Terre, la , marche du Soleil vrai est, par heure,

V/i— e* = R- Xm'

en faisant e = o,oi685 , excentricité de l'écliptique. On trouve qu'en posant Q = 1 47 ',8260 , on a , eu secondes d'arc ,

mouv. hor. vrai = j± , log Q = 2,1697508.

4°. Le logarithme de la distance R du Soleil, ou de son rayon vecteur R , tel qu'on le tire des tables de Delambre.

Cette valeur de R nous a déjà été nécessaire pour les calculs ci-dessus ; elle sert encore , entre autres choses , à trouver la parallaxe horizontale du Soleil, quand on la demande avec une extrême précision, et qu'on veut tenir compte des changement qu'y causent les variations de distances solaires. Les derniers travaux de M. Encke ont donné pour parallaxe moyenne horizontale du Soleil <p = 8^,5776. On a pour le rayon vecteur R,

parallaxe horizontale © = •£ ;

mais le plus ordinairement on regarde cette quantité comme constante et = Q , c*-à-d. qu'on suppose R = 1 .

5°. Le lieu du nœud ascendant de l'orbite lunaire sur Vér clip tique, ou sa longitude en signes, degrés.. • On sait que les nœuds de l'orbite lunaire rétrogradent sur l'écliptique d'environ 190 y tous les ans (v. n° 370 , et YUranographie , n°* 60 et io3), et qu'ils en achèvent le tour entier en 18 ans 7 mois et demi : ce mouvement a d'ailleurs des inégalités périodiques, que les tables astronomiques font connaître. En terme moyen, la marche est de 3' io",64 par jour moyen. Comme plusieurs problèmes exigent la connaissance de la position de ces points à tous les instans, notre colonne indique la longitude du noeud ascendant Q ; l'autre nœud £J est a 6 signes de distance.

L'interpolation se fait aisément; pour les 6 jours d'intervalle, la différence est de — 19, et l'on peut la prendre de — 3' 11" par jour. D'ailleurs, cette longitude n'est pas donnée jusqu'aux secondes. Ainsi , pour

Le ier sept. i83o, elle est 5' io°8';

Le 2, on a 5' io° 5'; le 3 , 5' io° 2' ; le 4> 5' 90 59' . . . .

52. Les éclipses des satellites de Jupiter sont indiquées pour le méridien de Paris, en temps moyen, d'après les tables de Delambre. On a marqué par une astérisque * celles qui sont visibles en cette ville, c-à-d. qui arrivent à une heure de Huit ou la planète est sur l'horizon. Les autres éclipses ne peuvent y être aperçues ; mais comme on les verra peut-être de quelque autre lieu du globe qui aurait alors la planète en vue pendant la nuit , ces prédictions servent à préparer à l'observation dont on a l'heure de Paris : car en retranchant la différence des méridiens en temps ( une longitude orientale a le signe — ), on obtient l'heure approchée du lieu.

On assure qu'avec une bonne lunette de 3 à 4 pieds de foyer , lorsque le navire n'est pas agité, on peut faire l'observation de ces éclipses en mer : on en conclut donc la longitude exacte du lieu , en ne supposant qu'une connaissance médiocrement approchée de cet arc, telle qu'on l'a pu obtenir par Périme. {V. n° 182.) Nous allons donner quelques détails sur ces phénomènes.

HUITIÈME PAGE DU MOIS. 6q

Huitième page du mois.

53. Les configurations des satellites de Jupiter sont données pour tous les jours du mois , à une heure marquée en haut de la page; on prévoit la place de ces petits astres , à d'autres heures , d'après les considérations suivantes.

Transportes- vous par la pensée sur Jupiter; que votre tête se dirige vers les régions du pôle boréal, et vous aurez le spectacle des quatre satellites tournant autour de vous d'occident en orient (de droite à gauche) , sens suivant lequel se meuvent autour du Soleil tous les corps planétaires. Les temps de leurs révolutions sont très différens.

Le 1er satellite, celui qui est le plus près de Jupiter, accomplit sa révolution en i^, 769..., ou fak2& 48"; Le 2* en 3>,55i... ou 85* 10*; Le 3e en 7^,1 55... ou 7^4*5

Enfin le 4% qui est le plus éloigné de Jupiter, en 16^,689. Ces premières données ne suffisent pas pour calculer les époques des retours des éclipses, à cause des inégalités dont nous ne tenons pas compte ici , non plus que du temps nécessaire pour que la lumière nous arrive, temps qu'on nomme équation de la lumière. On sait, en effet, que la lumière met 16' 26* à traverser l'écliptique, et que, suivant le lieu ou se trouve la Terre dans cette orbite, il faut plus ou moins de temps pour que la lueur d'un satellite nous arrive. Cest même cette différence de temps qui a fait reconnaître à Roëmer que la lumière n'avait pas une propagation instantanée, et qui a permis d'en mesurer la vitesse. Les tables d'éclipsés, par Delambre , tiennent compte de toutes ces conditions.

Jupiter projette derrière son globe une ombre conique très allongée. Cest quand un satellite entre dans ce cône d'ombre qu'a lieu son immersion; Yémersion arrive lorsqu'il en sort : dans le premier cas, la lumière de ce petit astre cesse de nous arriver, l'éclipsé commence ; dans le 2e, elle finit , et le satellite redevient visible. L'heure précise de ces phénomènes est indiquée à la 7* page , en temps moyen à Paris. Comme la

position de l'observateur sur le globe terrestre n'a aucune influence sur cet instant , la parallaxe n'y fait rien; tous les habi~ tans de la Terre qui peuvent' voir l'éclipsé l'aperçoivent dan» le même instant physique : l'heure de chaque lieu est seule différente , et c'est précisément cette différence entre les heures qui est celle des longitudes.

Pour qu'une éclipse de satellite de Jupiter soit visible, il faut que la planète soit élevée d'au moins 8° sur l'horizon , et que le Soleil soit à plus de 8° au-dessous ; car , sans cela, les brumes de l'atmosphère, ou la lueur crépusculaire, empêchent de voir les satellites.

Les satellites de Jupiter nous semblent être de petits points brillans, tous quatre rangés en une ligne droite, à peu près parallèle à Pécliptique; mais celui qui nous paraît être le plus voisin de la planète, en est souvent, au contraire, le plus éloigné: c'est un effet purement optique, résultant de la manière dont ces corps sont placés dans leurs orbites inégales et envoient leur lumière à nos yeux. On ne peut donc reconnaître, à la seule inspection , quel est le satellite n° i , quel est le n° 2, etc., parce que leurs distances apparentes à Jupiter ne peuvent nous donner l'idée de leurs distances réelles. Il convient d'avoir le tableau de leurs situations relatives, à l'égard de la planète, pour pouvoir conclure, de ces configurations, quel est celui de ces corps sur lequel il faut porter son attention, c'est-à-dire celui qui est indiqué comme devant s'immerger dans l'ombre de la planète, ainsi que l'indique la prédiction faite page 7 de chaque mois de la Conn. des Tems.

54. Ces configurations , données à la page 8 de chaque mois > sont tirées des tables de Delambre. {V. la Çonn. des Tems de 1793.) On peut aussi les obtenir par des constructions graphiques ; ce qui suffit très bien pour des déterminations dont la précision n'est pas de nature à exiger une grande rigueur. On décrit un cercle pour représenter l'orbite d'un satellite, et l'on y marque le lieu qu'il y occupe à un instant déterminé, soit d'après une table de ses mouvemens, soit d'après l'époque de l'une de ses éclipses. Comme sa vitesse de circulation autour de