SEPTIÈME PAGE UU MOIS

i6 ,^8a5 ,-ayon sera «loçné ci-après ; il est donc facile de R

calculer la 2® colonne. •' .

Quant à la 1®®, en di'visant cet'*arc par cos. déclin. O»®* dui^nt en temps, on a son angle horaire, ou le*temps que l’astre emploie à traverser le méridien. Si l’on veut cette durée en temps sidéral, il faut ajouter o*,a. (/^. n° 78.)

3°. Le mouvement horaire du Soleil en longitude. Nous* avons déjà donné, n° 17, un moyen de calculer cette quantité. Voici une formule générale , sur laquelle on construit une tahie qui donne de suite ce nombre. Le Soleil .moyen décrit chaque jour un arc d’écliptique = o®.g85647283 (n° 73); d’où l’on voitque, par heure moyenne,il parcourt l’arc q®,o4io686^m, mouvement horaire moyen. K étant sa distance à laTetre, la'' marche du Soleil vrai est, j^ar heure,

Xm,

en faisant e = o,oi685ÿ^excentricité de l’écliptique. On trouve qu’en posant Q = i47”,B26o , on a , eu secondes d’arc ,'

mouv.

hor. vrai = ^ > log Q = 2, 1 697508.

4®. Le logarithme de la distance R du Soleil, ou de son rajron vecteur R , tel qu’on le tire des tables de Delambre.

Cette valeur de R nous a dé^à. été nécessaire pour les calctils ci-dessus; elle sert encore, entre autres choses, à trouver la parallaxe horizontale du Soleil , j|uand on (a détnande avec une extrême précision, et qu’on veut tenir compte des qhangeraetts qu’y cfiusent les variations de distances solaires^ Les (Içj;niers travaux de M. Encke ont donné pour parallaxe moyenne horizontale du Soleil <p aci8t",5776. On a pour le' rayosi vecteur R, -

■ ' ’ parallaxe horizontale * *

Sx . ^

mais le plus Ordinairement ono'egardc cette quantité comme constante et =p, c.-à-d. qu’on saÿpose fi?= i'. .

5°. /-<? lieu du nœud ascendant de l’orbite lunaire sur IVcliptiquc, ou sa longitude ni signes, degrés.. . Ou sait que les nœuds de l’orbite lunaire rétrogradent sur l’écliplique d’environ ig“ j tous les ans n® 2'jo , et VL’ranographie , h®* 6o et io3), et qu’ils en aclièvcnt le tour entier en i8 9ns 7 mois et demi : ce mou-vcnient a d’ailleurs des inégalités pé- , riodiques , que les tables astronomiques font connaître. En terme moyen, la marebe est de 3' 10*, 64 par jour moyen. Ckimnie plusieurs problèmes exigent la connaissance de la |)osition de ces points à tous les instans, notre colonne indique la longitude du nœud ascendant Q ; l’autre nœud ^ est è 6 signes de distance.

L’interpolation se fait aisément*, pour les 6 jours d’intervalle, la HifTérence est de — 19', et l’on peut la prendre «le — 3' II* par jour. D'ailleurs, ceJle longitude n’est pas donnée jusqu’aux .secondes. Ainsi, pour IjC 1“ sept. i83o, elle est 5' 10” 8'; %

Le 2 , on a 5' I O® 5'; le 3 , 5' 1 o® 2' i le 4 > 5* 9® 5af ....

62. 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 nuit où 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 sétveut à préparer à l’observation dont on a l’heure de Paris': car en retranchant la différcuœ des méridiens en temps ( Unè longitiule orientale a le signe — ), on obtient l’heure approchée du lieu.

On assure qu’avec une bonne lunette dè 3 à 4 pieds de fover , lorsque le navire n’est pas agité j on peut faire l’observation de' ces éclipses en mer : on en «Nmelut donc la longitude exacte du lieu, eiyncsupposanl «Qu’une connaissance médiocrement approchée de cet arc, telle qu’on l’a pu obtenir par l’es/zme. {y. n® 182.) Nous allons donner quélques détails sur ces phénomènes.* . ^

. Hr.lTlÈME PAGE DU MOIS. ,

Huitième du mois.

53. Les configurations des satellites de Jupiter sont don- ^ néés pour- tous les jours du mois, à une heure marquée en haut db oiiW)(iToit la place de ces petits astres, à dj^^ti^s

heurilt« d’après Tes considérations suis'ante^' ..

■<^ansportez-vous raji^. pensée sur Ju^Mr'; que vo^^'^jPlFse' dirige vers les région|[^u pôle boréal,* ét'Vbus aurg|^''^èpèc‘- ' lade des quatre satellites tournant autour de tous vbcciaent en orient (de droite à gauche) , sens suirant lequel se meuvent autour du Soleil tous les corps planj^aires. Les temps de leurs révolutions sont très difiëreofc 5; . -

Le i" satellite, celui qni^tle plus près de Jupiter, accomplit sa révolution en il, 76g..., ou 4^^ 28' 48";

Le 2* en 3>,55i.., ou 85' 18'; . ^

3* en 7^,1 55... ou 7' 4*»

Enfin le 4*> qui est le plus éloigné de Jupiter, én 161^889.

Qq^premières données ne suffisent pas pour calculer Jes époques dès retours des’ éclipses, à cause des inégalités dont nous ne tenons pas compte ici , non plus que du temps necessaire ' polir que la lumière nous arrive, temps qu’on nomme équeuion de la.'lumière.' Oa sait, en effet, quq, là lumière met 16' 26" à traverser l’écliptique, et que, suivant le lieu où se trouvejja Terre dans cette orbite, d faut plus ou moins de temps pour que la lueur d’un satellite nous arrive. C’est même cette différence de temps qui a fait reconnaître à Roemer que la lumière n’avait pasnne propagation instcoitanée, et qui a "permis d’én mesurer la vitesse. Instables d’éclipses, par Dclambre , tiennent compte de toutes ces conditions.

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

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position de i’ohser valeur sur le globe terrestre n’a aucune in— Iluence sur cet instant, la parallaxe n’y fait ricnj tous les liabitans de la Terre qui peuvent voir l’éclipse l’aperçoivent dan» leniènie instant physique : l’heure de chaque liçu est seule différente, et c’est précisément celle différence énlre les heures qui est celle des longitudes.

Pour qu’une éclipse de satellite de Jupiter soit visible, il faut que la planète soit éleyée d’au moins 8° sur l’horiton, et que le Soleil soit à plus de S"* 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 pn’;s parallèle à l’écliptique; mais celui qui nous paraît être le plus voisin de la planète, eir est souvent, au contraire, le plus éloigné; c’est un effet purement optique, résultant de la inauiî'rc dont ces corps sont placés dans leurs orbites inégales et envoient leur lumière à nos yeux. On ne peut donc recminaîlrc, à la seule inspection , quel est le satellite 11“ 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 il’avoir le tahjeau de leurs sjtuations' relatives, à l’égard de la planète ,'|K>ur 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 do chaque mois de la Conn. des Tems.

54. Ces conjtguralions , données à la page 8 de chaque mois, sont tirées des tables de Delamhre. (J’’, la Conn. des Tems de 1793.) On peut aussi les obtenir par des constructions gra- ])hiques ; 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’|l y occupe à un instant déterminé, soit d’après une table de ses mouvemens, soit d’après l’époqué de l’une de ses éclipses. Comme sa vitesse de circulation autour de

HUITlÉ'ilE PAGE DU MOIS. j-l

Jupiter est connue {y. YUranographie, page 56i), on peut assigner )a place où il se trouve sur ce cerclé à un autre moment, et de jour en jour. On sait aussi la position relative où se trouve la Terre, et par suite cêlle du diamètre de l’orbite qui se dirige vers nous; et l’on en conclut, si le satellite nous parait près ou loin de cette ligne, à droite ou à gauche, et dans quel sens nous le Voyons'aller : car il procède, comme nous l’avons dit, de droite à gauche pour le .spectateur placé dans la planète, à son pôle boréal. En en disant autant des autres satellites, pour chacun desquels il faudra tracer un cercle semblable, ona'leurs positions relatives apparentes. Le satellite qui est dans le diamètre dirigé vers la'Terre est en conjonction avec Jupiter y soit en-deçà , soit au-delà ; il est en coïncidence avec lui, passe devant ou derrière; et dans les instans voisins, il nous semble le plus rapproché de la planète. Lorsqu’il est à l’élongation, une parallèle à ce même diamètre est tangentes l’orbite-, et il nous semble le plus éloigné du disque de Jupiter. Cela explique comment les distances angulaires de nette planète à scs satellites ne peuvent rien apprendre sur sa distance réellç,à l’ob.servaleur qui les regarde de la Terre; et si le satellite qui nous semble le plus rapproché de Jupiter , n’est pas réellement le. plus éloigné.

Pour éviter les longueurs des constructions graphiques, on a un instrument sur lequel sont tracés quatre cercles concentriques, pour représenter les orbites des quatre satellites ;*des alidades mobiles autour du centre suivent les progrès de leurs raouveinens, Jupiter étant censé au centre,et l’on conclut,à l’inspection, les configurations de ces corps.

Comme on ne doune , dans. la page, que les configurations pour une heure désignée, on a soin d’y indiquer par un point, mis du côté droit ou gauche du chiffre qui désigne un satellite, le sens où sa marche nous semble dirigée : on peut donc prévoir le lieu où il sera à une autre heure voisine.

Ainsi le i sept. i83o, à 8 heures du soir, on Indique :

Le cercle blanc, placé dans la colonne du milieu, représente le

DiljiM-'.-

disque de Jupiter; les satellites a et 4 «oui paraisscat du côte gaudie, quand on les Toil dans une lunette qui renverse les objets, telle qu’est celle dont tous les astronomes se servent r I et 3 semblent être à droite; i , a et 4 marchent dans le sens où nous jugeons qu’ils se rapprochent de la planète ; 3 s’en éloigne, au contraire. Il ne faut pas oublier que nous n’entendons parler ici que des raouveraeôs apparens de ces corps vus dans la lunette, qui les montre en sens opposée de ce qu’its paraissent à l’œil nu.

Le poin t est toujours placé du côté du rotid qui figure la planète, quand le satellite parait s^en rapprocher, et de T autre 'côté , dans le cas contraire.

Il arrive quelquefois qu’un satellite n’est pas visible à l’heure indiquée en tête de la page , soit parce qu’il est éclipsé, soit parce qu’il est derrière ou devant le corps de la planète : alors oo ne trouve pas son n° marqué parmi les autres; mais on est instruit de ces circonstances ainsi qu’il suit. L’éclipse est annon* céep. 7, et l’on reconnaît aisément si l’heure dont il s’agit est comprise entre celles de l’immersion et de l’émersion. Un cercle noir, accompagné d’un chifiPre, marque qu’il y a éclipse, ou que le satellite est caché derrière le globe de Jupiter; désignation qui suflil pour distinguer ces deux cas l’un de l’autre. D’ailleurs,' si le satellite est placé au-devant de la planète, on l’indiqac par un cerclé blanc, près de la marge, alfecté du n” du satellite. Alors, avec de fortes lunettes, on peut voir l’ombre de ce corps se projeter, comme un point noir, sur le disque éclairé de Jupiter : un observatèur qui serait situé sur cette tache verrait, une éclipse de Terre.

Ainsi le août i83o, à 9 heures du soir, on trouve cette couiiguration indiquée :

cela signifie que lessateBites i, 3 et 4 sont vus à la gauche de Jupiter, I et 4 s’en approchant, 3 s’en éloignant; que 2 est éclipsé, ou bien est caché derrière la planète : et en remontant à la p. 7, oii apprend que c’est le i*' cas qui a lieo-

huitiù;#ib'''pagf, du 'mois.

Le i6 juillet, on lît

aO

Ainsi, le 3* et le 4* satellites sont seuls TÎsibles; i et a sont situés devant la planète, l’un à gauche, l’autre à droite.

55. Il est aisé de conclure de ces différentes indications quel est le vrai mouvement actuel d’un satellite, puisque tous procèdent d’occident en orient pour l’habitant de Jupiter. Si je lis qu’un satellite est vu à droite, et par conséquent situé du côté • gauche , et qu’il se rapproche , j’en inférerai qu’il est dans le quart de son orbite qui , situé à notre gauche, est le plus voisin de nous; qu’il s’avance vers le disque, et doit bientôt le traverser par-devant. Si le point eût été placé de l’autre côté du chiffre, l’astre aurait encore été à gauche, mais dans le quadrans

le plus éloigné de nous, tendant vers l’élongation , etc . . .

56. Il est maintenant bien facile de distinguer quel est, parmi les satellites qu’on voit, celui qui va s’immerger, et sur lequel il faut porter toute son attention ; car réclipse est prédite, p. 7, et , par les configurations , on sait donner à chacun son nom, c.-à-d. l’affecter du n® qui le distingue', d’après 'la place relative qu’il occupe. Cette place peut, en effet, être fixée, pour toutes les heures, par le sens du mouvement qu’il se trouve avoir à l’heure désignée.

Relativement à l’immersion , il faut remarquer que l’on n’entend pas par ce mot l’instant où le satellite devient invisiblëen se cachant derrière le globe planétaire , mais celui où il . entre dan» son cône A’oinbrc, cejjui est tout autre chose. On doit donc ex^iiner d’abord de quel côté de Jupiter ce cône est dirigé à notre égard. * '

Soient S le Soleil (fig. i3), J la planète. Ll’axe du cône d’ombre projetée est le prolongement de la droite SJ , qui joint lès centres des deux astres; l’orbite de la Terre est A/BT , cinq fois moins éloignée que J du Soleil S. ^e satellite J circule autour de J, dans le sens indiqué par une ilèche. D’abord , l’éclipse ne peut av>ir lieu que dans la partie de l’orbite qui est au-delà de Jupiter, où la marche nous

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•j4 CONN.USSAîSCE DES TEMS.

paraît dirigée de droite à gauche, dans le sens où elle a lieu en effet.

Si la Terre est vers A, Jupiter sera près de la conjonction, passera au méridien presque en même temps que le Soleil , et nous cachera son cône d’ombre; nous ne pourrons Toir ni les éclipses, ni même Jupiter, qui sera caché par le Soleil ou par l’éclat du jour. Dans les jours voisins, tant avant qu’après la conjonction, la même chose aura lieu, parce que la planète sera plongée dans des feux du Soleil , dont da lumière ne permet pas de faire des observations de ce genre ; et comme il est inutile d’indiquer alors des éclipses que personne ne peut voir sur là Térrè, la Corin. des Tems n’en marque aucune , non plus que les conGgurations : c’est ce qui arrive du i8 novembte 1829 jusqu’au 18 janvier i83o. Voilà environ 2 mois ou les éclipses et les conGgurations ne sont pas indiquées. Comme les conjonctions de Jupiter avec le Soleil ne se reproduisent que tous les 899 jours , il y a der^années où la Conn. des U'ems n’offre presque pas de ces lacunes ; telle est l’année

( Qq^d ïa Terre est en B, Jupiter est en opposition , passe à minuit au méridien , et cache son cône d’ombre ; il n’est pas , possible de voir les éclipses; mais ]^ndant les jours voisins, ‘iï^’observation est facile.

Lorsque la Terre est vers T, après l’opposition le cône d’ombre est du côte gauche 'de la planète ; c’est donc de ce côté qu’il faut attendre, soit l’immersion , soit l’émersion d’up satellite. Nous le voyons à la ^gauche du disque avant qu’il entre dans l’ombre, et aussi apres çju’il en est sorti ^cependant, comme le corps déJa planète nous cacbç la région droite de son ombre , nous ne pouvons voir que l’émersion du 1*' et du 2* satellite (et même du 3% si ce n’est quand Jupiter ëst en qaadrature). Cette émersion se fait, aussi bien que l’immersion, v|T$ la gauche ou l’orient, le satellite courant dans le sens qui parait l’écarter du disque de la planète. Quant au 4° satellite, comme son orbite est plus étendue, il entre au cône d’ombre en des points asses éloignés pour qu’on puisse

, ■ llDITlilVlE PAGE DU MOIS. ']5

voir l'imiuersiou et l’émersion, du moins si elles arrivent dans un temps de nuit favorable.

Toutes ces circonstances ont lieu après l’opposition , c’est-^dire quand le ^leil et Jupiter nous paraissent ensemble tellement situes, que Jupiter se lève et se couche après le Soleil, et pa.sse au méridien le soir avant minuit.

Mais si la Terre est placée vers t, avant l’opposition, le Soleil se lè>e à l’époque où la planète descénd vers le couchant ; • celle-ci passe au méridien depuis minuit jusqu’à midi ; l’ombre de Jupiter est projetée du côté droit, ou vers l’occident. La jmrtion orientale du cône est cachée par le disque ; on ne peut voir les émersions du 1“' et du 2? satellite ( ni même celles du 3*, si ce n’cst à la quadrature). Les immersions sont seules visibles ; ce sont elles qu’on peut observer du côté droit ou occidental de Jupiter, le satellite marchant dans les. sens qui parait le rapprocher du disque de celte planète.

Ainsi, tant que Jupiter passe au méridien le soir avant minuit , on ne peut voir que les émersions des deux ou trois premiers satellites, et il faut les attendre du côté oriental», le satellite marchant vers cette région et s’écartant de la planète sur le côté gauche; mais si Jupiter passe au méridien après minuit, c’est au ^contraire l’immersion qu’on pourra vom, et elle aura lieu du côté occidental , le satellite se rapprochant de la planète. Pour le 4* satellite , les deux phases sont visibles tant avant qù’après l’opposition, et du côté de Jupiter où l’ombre et la marche viennent d’être indiquées.

Dans les lunettes qui renversent les objets, ces apparences arrivent des côtés opposés.

67. Lorsqu’on s’est pniparé à voir une immersion , la lumière du satellite s’affaiblit peu à peu, jusqu’à l’instant où elle disparaît totalement. L’observation présente une'incerti» tude de quelques secondes, parce que la fotee de la vue de l’observateur , la fatigue que son organC ressent par une )<mgue attention, la lionté de la lunette, la pureté de l’air, contribuent à rendre le ré.sultat plus ou moins exact. Il n’est pas rare qu’après qu’on a cessé' de voir le saiellile, il re-

7^ ' CO^^AISSA^CE DM 'JEMS. ‘ • ,

paraisse tout à coup, parce cju’il u’élait pa»| encore éclipsé^ et qu’on ne l’avait perdu de vue qu’à cause des circonstances <|qi viennent d’étrç énumérées. Aussi , quand on observe une immersion, faut-il encore compter les secondes quelque temps après la disparition du satellite, en' continuant de l’obsei^er, pour s'assurer si l’on n’est pas trompé par un prqstige. •,

Le moment de l’émersion est encore plus douteux , parce qu’on ne peut pas juger le lieu précis où le petit astre montrera sa lueur croissante.

Aussi, les observations d’éclipses de satellites ne peuventelles donner les longitudes terrestres avec une grande précision; cependant , comme elles sont faciles à faire, et qu’elles ne nécessitent aucun calcul , ce procédé est précieotl pour la Géographie, qui est si peu avancée, qu’on est loiujsie dédaigner des moyens médiocrement exacts, surtout s’ils sont d’une facile application. Nous donnerons plus tard (n® 206) un ex£m pl^e ce genre de calcul.

». , Pages neuf, dix , onze et douze du mois.

58. Nous exposerons plus tard (n° i^5) comment on peut (|éteétniner la longitude terrestre d’un lictf; en mesurant la distance delà Lune, soit au Soleil, soit à un autre astre. La méthode des distances lunaires est d’une fréquente application en mer, et cette partie de la Conn. des Tems es9 spécialement <lestinée à ces sortes de calculs. On y trouve les distances, de la Lune au Soleil et à quelques, étoiles voisines de l’écliptique. Ces distances sont données de 3 en 3 heures, et 'pour les dates du mois où elles peuvent être observées de quel- ’ que endroit du globe. ‘ .

Ce sont des distances vraies, c’est-à-dire telles que les verrait un observateur transporté au centre de la Terre, s’il n’y avait pas d’atmosphère ; ces ilistances $ont donc exemptes de parallaxe et de réfraction. Les heures sout solaires de temps vrai à Paris. Voici comment on calcule. ces distances. ,

Soient l le centre de la Lune (fig. 16), s celui, du Soleil ou