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Fig. 167.

À 211 20% 15 commence son occultation en Qc.

En Ec commence son éclipse; en O il y a opposition, en Qf finit son occultation. Mais comme l’éclipse commence pendant l'occultation, comme l’occultation finit pendant l'éclipse, la Connaissance des Temps ne donne pas les heures de ces points.

. En Ef, à 0° 29" 575 du 2 janvier 1915, finit l'éclipse: le satellite I sort de l'ombre de Jupiter. pt ne

Le phénomène recommence en De le 2 janvier à 18h 34 585,

Les points remarquables sont donc le commencement et la fin :

du passagésur/le disque. , 0e nt De, D/; déHoCcNaon et St 0, SION PRANRE Qc, Of; du passage de l'ombre sur le disque, . . . . . Oc:Of: - de l'éelipse (immersion, émersion). . . . . . . Éc,Ef:

auxquels il faut joindre la conjonction C et l'opposition O.

2 — Voici diverses remarques qui fixeront les idées du lecteur.

L'instant que nous avons choisi, est compris entre une opposition de Jupiter et la conjonction suivante : la Terre est dans la portion (To, Te) de sa trajectoire. Lors d'une opposition To, Jupiter passe au méridien à minuit; lors d'une conjonction Tec, il passe au méridien à midi. Dans les circonstances choisies, il passe au méridien, entre midi et le minuit suivant, par conséquent moins de 12 heures appès le Soleil.

Effectivement la Connaissance des Temps nous apprend que le 1 janvier 1915, Jupiter passe au méridien à 2° 59% 56° (temps astronomique).

Nous pouvons obtenir la chnfetiation du système autrement.

Au 1% janvier 1915, midi moyen, nous trouvons :

RAR BOIRE ET tre A SAS 181 44 R de Jupiter LE ENT ER PIE UE ES ar

La différence est de 3 heures environ, soit 45°. Rappelons que Îles ascensions droites sont comptées du centre de la Terre vers l'est à partir du point vernal; d’où la disposition indiquée dans la petite figure 161 à droite.

Dans ces conditions, les éclipses sont visibles à l’est de la planète. Elles sont visibles à l’ouest de la planète, si l’on est entre une conjonction Tec et l’opposition suivante To, autrement dit, si Jupiter passe au méridien entre minuit et le midi suivant.

Sur la portion (To, Tc) de la trajectoire terrestre de la figure), on ne voit que les sorties (émersions) des satellites I et IT hors de l'ombre de Jupiter; sur la portion (Te, To), on ne voit que les entrées (immersions). | Pour les satellites [IT et TV qui sont plus éloignés de Jupiter, on voit en général l'immersion et l'émersion. :

Dans le cas de la figure (arc To, Te de la trajectoire), l'ombre d'un satellite est à l’est de ce satellite. Elle est à l’ouest entre une conjonction et l'opposition suivante (arc Fe, To de la trajectoire).

218. Emploi des satellites è la benne ti des longitudes terrestres.

1° — La différence des longitudes de deux lieux est égale à Ja différence de leurs heures locales sidérales, pour préciser. L'origine de ces heures est définie par le passage d’une certaine étoile équatoriale dans le méridien (déterminé par la méthode des hauteurs égales). Pour connaître en temps sidéral la distance horaire des origines, on observe . un phénomène instantané, visible à la fois des deux lieux; on inscrit les heures locales sidérales pour lesquelles il.se produit. ’

Par leurs fréquentes éclipses qui sont en même temps visibles de lieux très éloignés, les satellites constituent des signaux célestes instantanés dont les divers observateurs marquent les heures locales.

Une simple soustraction donne la différence des longiludes.

L'avantage de la méthode est de n exiger aucune correction de parallaxe, de réfraction .…., puisque le Mbnone observé est réel, objectif : c'est l'entrée d'un point lumineux dans un cône d'ombre. La seule condition exigée pour son emploi est de posséder des tables correctes qui donnent à l'avance les immersions où émersions en heures du méridien origine (heures sidérales ou de temps moyen, peu importe; on passe aisément des vues aux autres). se

À défaut de tables, deux observateurs, placés dans les lieux dont on veut la différencel de longitudes, déterminent simultanément les heures locales du phénomène : la méthode est alors réduite à une extrême simplicité. Suivant l'expression de Cassini, le rôle du satellite est purement et simplement de cacher ou de découvrir un flambeau simultanément visible de lieux très éloignés. Si linstant du phénomène est déterminable à 2 secondes près (ce qui donne uné différence possible

de 4 secondes de temps entre les heures observées en deux points ter-

restres), la différence des longitudes de ces points sera connue à une minute de degré près (1852 mètres à l'équateur).

PeHe-est l'approximation limite de la méthode.

Les immersions se déterminent avec plus de précision que les émersions.

2° — Cette +R hiuie inventée par Cassini [*, fut appliquée d'abord

en 1671 à la détermination de”la différence de longitude entre Paris

et l'observatoire que Tycho Brahé avait construit en 1580 à Uranibourg,. dans l’île de Huene, à peu de distance et au nord de Copenhague. 2 5

En 1671 il ne restait pas une pierre de cet observatoire; 1l était pourtant utile d'en déterminer au mieux l'emplacement pour-utiliser les observations de Fycho.

Cassini observait à Paris, l'abbé Picard et Rœmer à Uranibourg. La

différence des heures des immersions oscilla entre 42 minutes 2 secondes

de temps et 42 minutes 20 secondes. On s'arrêta à 42 minutes

10 secondes, qui font 10° 32’, pour la longitude est d'Uranibourg

Pour comprendre le progrès représenté par la méthode, on saura que les précédentes déterminations à l’aide des éclipses de Lune (méthode dont le principe est le même) avaient donné : 408 0° (Képler), 49% 20°

(Longomontanus), 48% 05 (Bouillaud), 45" 36° (Riccioli).

On touve dans la Connaissance des Temps, pour l'observatoire de Copenhague : longitude est 40" 58° qui font 10° 14". / Mais Huene est un peu à l’est de Copenhague.

La méthode a de remarquable que son erreur absolue n’est pas plus. grande pour 480° que pour 10. Médiocre pour de très petites distances,

lle est excellente pour de grandes. Il n’en est pas de même des

méthodes télégraphiques dont la précision diminue à mesure qu'on est

forcé d'utiliser plus d'intermédiaires ou de relais. Qu'on obtienne

aujourd'hui une précision plus grande avec ces méthodes, n’enlève rien de l'intérêt historique et pédagogique de la méthode de Cassini.

3 — Nous supposons dans ce qui précède que. deux astronomes observent simultanément. Outre que l'état du ciel rend parfois impossibles les observations simultanées, on ne peut immobiliser indéfiniment un astronome à l'observatoire du méridien origine. On tourne la difficulté par la construction de tables.

La Connaissance des Temps publie l'heure des éphémérides fondamentales des quatre satellites principaux, qu’elle décore du titre d'anciens satellites. À dresser ces tables, Cassini et beaucoup d’autres depuis se sont ingéniés. ; |

Passons en revue les inégalités principales dés satellites.