ET LEUR CLASSIFICATION

Parmi les observations astronomiques, Tune des plus aisées, en même temps que des plus fécondes en ses résultats, est assurément celle des phénomènes d'occultation, c'est-à-dire celle des instants d'immersion ou à'émersion d'une étoile éclipsée par la Lune.

Le but presque exclusif autrefois de ce genre d'observation était la détermination des longitudes. Il est devenu secondaire dans les temps modernes et, maintenant que les positions des observatoires sont en général bien connues, les occultations observées constituent de précieux documents pour l'étude du L. I

INTRODUCTION

mouvement, de la distance, des dimensions et même de Taspcct physique de notre satellite.

A ce point de vue, les occultations se partagent naturellement en deux classes : la première comprend les séries où l'on dispose d'un grand nombre de phénomènes observés en un même lieu ou en des lieux différents, mais à la même époque; ce sont les occultations d'amas de belles étoiles, telles que les Pléiades, ou celles d'étoiles plus faibles observées sur les deux bords de la Lune à la faveur d'une éclipse, ou seulement sur le bord obscur en temps ordinaire. Chaque série peut alors être discutée en vne d'obtenir, à l'époque moyenne, les coordonnées (ascension droite et déclinaison), le demi-diamètre et parfois aussi la parallaxe de la Lune. Le présent Mémoire se rapporte presque exclusivement à l'étude de cette première classe d'occultations.

La deuxième classe comprend les observations de ces phénomènes dont le nombre trop restreint ne permet pas de calculer avec assez de précision la position de la Lune pour chaque date. Voici les deux méthodes employées pour leur discussion :

I** On peut, comme l'ont fait M. Breen (*) et M. Neison(^), pour les occultations observées à Greenwich, Oxford et Cambridge de i83o à 1871, admettre que les positions de la Lune sont suffisamment bien déterminées par les mesures directes (méridiennes, al tazimu taies) et se borner à déterminer le demidiamètre et la parallaxe.

2** Dans l'équation de condition que fournit chaque phénomène observé, on peut encore remplacer par leur expression les inconnues relatives à la position de notre satellite, en fonction de ses éléments et des coefficients de ses inégalités. C'est ainsi que, dans un travail magistral, M. Newcomb (') a procédé.

(*) AiRY, On the value of the Moon*s setni-diameter, as ohtained hy the investigations of Hugh Breen, esq,y from occultations observed at Cambridge and Greenwich {Greenwich observations, i864, app. I).

(*) Neison, On the Lunar semi-diameter derived from occultations of Stars (Monthly Notices, Vol. XXXIV, p. 356).

(* ) S. Newcomb, Researches on the motion of the Moon; Washington, 1878.

INTRODUCTION. 3

pour comparer la théorie de Hanscn à des observations faites à une époque (1620-1750) où les mesures méridiennes étaient encore peu précises, et que, plus récemment, M. Battermann (*) a discuté une série d'occultations observées à Berlin en 1 884-1 885.

( * ) Battehmann, Beitrâge zur Bestimmung der Mondbewegung und der Sonne nparallaxe aus Beobachtungen von Sternbedeckungen ( Beo' bachtungs-Ergebnisse der Kônlglichen Sternsvarte su Berlin^ Ilefl n° 5).