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20 — Le calcul des occultations est très simple pour le centre de la Terre quand on possède des tables correctes de la Lune. On sait à chaque instant-en quel point du ciel son centre se projette, on connaît son diamèire apparent : on sait donc à chaque instant quelles étoiles sont cachées par son disque.

La figure 267 montre que le phénomène dépend de la position de l'observateur, et d’une manière considérable. Par exemple la Lune qui est vue du centre C de la Terre dans la direction CL, qui par conséquent se projelte en un point A de la sphère céleste, est vue dans la

* direction AL du point A et se projette en À. La trajectoire de son centre

vue du point C est AA'; elle est xx" vue du point, A que le mouvement diurne amène en A. |

Or le déplacement linéaire de la Lune dans son mouvement autour de la Terre est environ 2 fois plus grand que le déplacement d'un point de l'équateur terrestre sous l'influence du mouvement diurne; la vitesse angulaire est en effet 30 fois plus petile, mais le rayon de la trajectoire décrite est 60 fois plus grand. Les vitesses de l'observateur et du centre de la Lune sont donc du même ordre de grandeur.

D'autre part l'angle ACL est du même ordre de grandeur que le diamètre apparent de la Lune. D'où résulte que le disque peut occulter une étoile pour un observateur el ne pas le faire pour un autre situé sur le même méridien, mais à une latitude différente; l’occultation qui se produit à une certaine heure pour un observateur À, se produit à une heure différente pour l'observateur B situé sur le même parallèle, mais de longitude différente.

A la vérilé on a considéré longtemps les variations du phénomène dues à la parallaxe comme un avantage : elles permettent de déterminer ‘les longitudes. C'est un des procédés les plus précis, comparable à l'emploi des satellites de Jupiter. Aujourd'hui nous avons des méthodes plus directes, ne nécessitant pas des calculs aussi difficiles : dans les observatoires on utilise la lunette méridienne; pour les explorations on ne peut songer à des méthodes exigeant des connaissances astronomiques approfondies.

3 — Tous-les ans l'Annuaire du Bureau des Longiludes donne les

occultations visibles de Paris des planètes et des étoiles les plus impor-

tantes.

L'entrée et la sortie sont repérées sur le disque par l'angle au zénith : c'est l'angle » de la figure 240 bis compté dans le sens indiqué, à partir du vertical passant par le centre du disque. On suppose la Lune observée à l'œil nu (image directe, non renversée par une lunette).

La complication des angles 4 tient à ce qu’ils sont rapportés au vertical. 5 | :

* En fait la Lune ne s'éloigne jamais beaucoup de l'écliptique dont la direction est, voisine de la ligne de symétrie du disque écorné, ou, sion veut, est sensiblement normale à la droite des cornes $) 305).

RE AMONT ER F9, FH LA ME a 1 Mix 590 ; NLAÏLUNE:.

Corrélativement la trajectoire de l'étoile occultée relativement au disque lunaire ne s'éloigne jamais beaucoup d'être parallèle à l'écliptique, c'est-à-dire normale à la ligne des cornes.

Dans une révolution de la ligne des nœuds, le centre de la Lune balaie une bande de ciel d’un peu plus de 5° de part et d'autre de l'écliptique. En tenant compte de la parallaxe et du diamètre apparent, on voit que, pendant une révolution de la ligne des nœuds, toutes les étoiles sont occultées qui se trouvent à moins de 6° de latitude nord ou sud.