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la couronne vide qui reste entre le diaphragme circulaire et la surface intérieure de la cuve. La partie inférieure cdd'c' est partagée en huit cases par autant de diaphragmes f, quatre desquels partent de l'axe pg vers la circonférence, et quatre autres n’atteignent pas l'axe, pour ne pas trop obstruer l’orifice rr. Ces diaphragmes, formés par des surfaces planes, descendent depuis le diaphragme circulaire jusqu’à la base de la cuve. L'eau arrive à la partie supérieure de la cuve par un tuyau de conduite B, qui se replie convenablement pour la laisser sortir par un orifice æ (élévation et coupe (a) ), sous la forme d’une nappe qui frappe tangentiellement dans toute la surface concave de cette partie, met la cuve en mouvement, descend à la partie inférieure par la couronne vide ménagée entre le diaphragme ss et la surface intérieure de la cuve, s’engage dans les cases déjà indiquées, et sort enfin par l’orilice rr pour tomber dans le tuyau de décharge R. Telle est la description et le jeu de cette machine, que l’auteur a exécutée avec le plus grand succès dans différentes manufactures. 1] vient d'y ajouter un perfectionnement qui consiste à substituer aux diaphragmes f{ à surfaces planes, d’autres diaphragmes en forme de spirales qui se prolongent en montant jusqu’au hord supérieur nn de Ja cuye, au tra-

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vers de la couronne vide du milieu. La forme qu'il donne à ces nouveaux diaphragmes lui permet de supprimer le rebord nn qui servait à empêcher Peau de se répandre au dehors; il paraît que par cette dernière modification la perte des forces vives est diminuée considérablement. »

DENTS pes nours. (Voy. ENGRENAGES, tome 1, p. 530.)

DÉPENSE v’Eau ou pe varzun. On désigne sous ce nom la quantité d’eau ou de vapeur employée comme force motrice pour produire un effet déterminé.

La dépense d'un courant d’eau est la masse fluide qui passe par une de ses sections dans un temps déterminé (Voy. Courawr).

DÉTENTE. (Méc.) Mécanisme qui fixe certaines parties d’une machine pendant un intervalle de temps et les abandonne ensuite tout-à-coup. (Voy. Roue et Son- NETTE.)

DÉVERSOIR. (Hydraul.) Échancrure rectangulaire pratiquée à la partie supérieure d’une des parois d’un bassin pour donner passage au fluide dont il est rempli. La base de cette ouverture est horizontale et porte le nom de seuil. (Voy. ÉCOULEMENT DES FLUIDES. )

DÉVIATION. (4stron.) Lorsque l’axe optique d’une lunette des passages est exactement dans le méridien, l'intervalle de temps qui s'écoule entre deux passages consécutifs, l’un supérieur, l’autre inférieur ou vice vers, d’une étoile circompolaire, est de 12 heures sidérales. Dans Le cas contraire, le cercle diurne que paraît décrire l'étoile est partagé en deux parties inégales, et une mire qui se trouve précisément dans là direction de l'axe optique dévie à l’est ou à l’ouest d’une quantité angulaire qu'on mesure ainsi qu'il suit :

Soit Z (PI. 10, fig. 12}-le zénith du lieu de l’observateur, ZA le vertical que décrit la lunette en tournant sur son axe horizontal de rotation, P le pôle du monde; et supposons que l'objectif soit tourné du côté du sud. La déviation orientale de la lunette sera représentée par l'angle horizontal MCH, mesure de l’angle sphérique MZH, et c’est cet angle qu'il s’agit de trouver à l’aide de l'observation des passages dés astres A, B, B'au fil du milieu de la lunette. Or, en désignant par 4 la distance polaire AP de l’astre À, par 90°—H la colatitude ZP ou le complément de la hauteur H du pôle pour le lieu de l’observateur, et par æ la déviation MH ou l'angle MZ; le triangle sphérique AZP, dans lequel l'angle P est l’angle horaire, donne

DÉV

ou, à cause de tang Z = —tang x et de l'extrême petitesse de æ par supposition, auquel cas sin P—P et cos P — 1, à fort peu près, on a sensiblement

P— (sin H — cot 4 cos H)æ.

Telle est la quantité qu’il faudrait ajouter au passage observé pour avoir l'heure véritable du passage au méridien, si l’on connaissait æ.

Supposons qu'une autre étoile B ou B' ait été observée à la lunette, on aura pareillement pour celle-ci :

P'— (sin H — cot A’cosH)x.

De ces deux équations semblables on tire

æ sin (4'— A) sin A sin À’

cosH;

P—P— + (cotA — cot4')cos H—

et si l’on désigne par T le temps sidéral du passage de la première étoile au méridien, ou son ascension droite apparente réduite en temps; par {le temps de son passage au vertical de la lunette, observé à une pendule exactement réglée sur le temps sidéral, on aura évidemment P —"T — t, et, pour la seconde étoile P—T'—#'; ainsi en définitive (1)

LUS —T—(#— t)]sin 4 sin 4° cos H sin (4 — 4)

Il suit de ce résultat que pour déterminer la déviation de la lunette, bien rectifiée d’ailleurs, il suffit de connaître à peu près les distances polaires A, 4° et trèsexactement la différence T' — T d’ascension droite, pourvu que 4'— A ne soit pas un petit arc. Cette déviation sera orientale si & est positif, occidentale dans le cas contraire. Pour une seule étoile on a (2)

(T—+) sin A ({—T)sina.

cos(H-E A) cos(H-F 4)?

mais alors la déviation est trop dépendante du temps du passage de l'étoile au méridien et de sa déclinaison, ainsi que de la marche de la pendule. à Les deux formules précédentes se rapportant aux passages supérieurs, on les ramènera aux passages inférieurs en prenant négativement sin A et cot À; et si, au lieu d'observer deux étoiles différentes, on observe la même étoile au-dessus et au-dessous du pôle, A’ se changera en — A; la différence des passages au méridien, savoir T'— T, sera de 12, et l’on aura visiblement (5)

ER CR DA 2 cos H cot 4

[aob— (4 =t)1: sin A

TS EEE er EE

cos H sin 2 A

Cette dernière formule ne dépend plus de l'ascension droite de l'étoile ; elle donnera la déviation & avec beaucoup de précision, si cot A est très-grand, Ou, ce qui est de même, si l’on observe de préférence des étoiles

ctreompolaires. Delambre, à qui est due la méthode que nous expliquons, indique la polaire à, 8, y de la petite Ourse et y de Céphée, parce qu'on n’a rien à craindre de l’irrégularité de la pendule. On fera bien alors de placer la mire au nord de la station; et lorsqu'on en connaîtra la déviation, il sera très-facile d'orienter une chaîne de triangles par l’azimut d’un de ses côtés. (Voy. ce mot.)

Pour donner une application de cette méthode, nous choisirons l'observation même par laquelle Delambre mesura à Paris la déviation de sa lunette, qu’il n’eut pas le temps de remettre sur la mire méridienne.

@ sa : HAL QUQE +.

Passage inférienr de la chèvre à la Innette à 19 °1 1888 — 1;

Passage supérieur, 12 heures après, ou à. . 51870 —1; On avait d’ailleurs

de là # —+t— 12"0'0",2, et ensuite la formule (3) donne en temps . —0',2tangA

LT — —— 0",148; 2 COS Il SE

On juge par le signe de æ que la déviation était occidentale quand l’objectif était tourné vers le sud, comme nous l'avons supposé dans les formules précédentes ; elle serait au contraire orientale, si l’on supposait l'objectif tourné vers le nord.

(M. Puissant.)

DILATATION. Voyez CnaLeur.

DISTANCES LUNAIRES. (4st. Nautiq.) C’est surtout dans les voyages de long cours que les navigateurs font un fréquent usage des distances de la lune au soleil et aux étoiles , pour déterminer la longitude du lieu où ils se trouvent. Ces distances se mesurent au sextant, ou, mieux encore, au cercle à réflexion dont Borda a enrichi l'astronomie nautique. (Voyez Cencre Rérért- TEUR.) La rapidité avec laquelle la lune se meut dans son orbite autour de la terre fait que dans certaines circonstances l’arc qui la sépare de l'étoile mise en comparaison change sensiblement de grandeur dans un trèscourt espace de temps, par exemple lorsque la déclinaison de l’étoile située à lorient ou à l'occident de Ja lune est peu différente de celle de ce satellite. Dans la Connaissance des temps, et à chacun des mois de l’année, se trouvent calculées de 3 heures en 3 heures les distances vraies du centre de la lune à celui du soleil, aux principales étoiles du zodiaque, et même maintenant au centre des planètes; ces distances sont telles que les verrait (abstraction faite de la réfraction) un observateur qui

serait placé au centre de la terre. On conçoit alors que si, dans un lieu dont la longitude est à peu près connue, l'on a mesuré une distance lunaire, et qu’on l’ait réduite en distance vraie, il ne s’agira plus que de déterminer, par un calcul d’interpolation, l'heure, les minutes et secondes de temps moyen que l’on comptait à Paris lorsque cette distance vraie existait; puisque la différence entre ce temps et celui de l’observation sera celle de la longitude cherchée. Ordinairement la formule par laquelle on convertit une distance lunaire apparente en distance vraie est celle de Borda ; on l’obtient ainsi qu’il suit :

Soient A, E, E la distance et les deux hauteurs apparentes du soleil et de la lune; 0, €, e’ la distance et les hauteurs vraies de ces deux astres; enfin Z l’angle au zénith formé par leurs verticaux, dans lesquels leurs lieux vrais et apparens se trouvent respectivement. Le triangle sphérique dont les sommets sont au zénith et aux centres apparens des astres donnera

cos À — sin E sin E' cos E cos E'