LONGITUDE DU LIEU

Appliquons ces équations à l'exemple du n"* 519.

Le navire suivait l'azimut (compté du sud) A' = 28*47'3o*0.

La hauteur h a été prise l'azimut étant A = 74. 7. 26 E.

Etcette hauteur corrigée était /j=8°37'4i*,8... (p = 102. 54. 56

Le vaisseau faisant 8, i milles à l'heure cos<j>. . , ï, 34931 —

En 5'*56"59* J^ adécrit 48,a milles «=48,2 i ,683o5

i,o3236— On demande quelle était la hauteur H du Soleil sur le premier horizon nombre = —10', 77

Comme il y a — 10', 77 de variation en hauteur, on trouve

valeur qu'il faut adopter pour h dans lés équations des n°* 519 et 520.

Si la petite hauteur A a été observée la première ( le matin), la rédnotion a C0S7 doit être ajoutée à h quand l'arec < 90'', et retranchée de h dans le cas contraire. Mais on opérera en sens opposé lorsque la petite hauteur aura été prise le soir.

De la longiUule du lieu.

522. Par Us éclipses des satellites de Jupiter. — Il est rare qu'on puisse faire usage de ces éclipses en mer, parce qu'il faut se servir d'une lunette d'environ 4 pieds de distance focale, et que les mouvements du navire ne permettent pas de la diriger avec assez de stabilité pour permettre l'observation. Au reste, voici le calcul, qui est trèsfacile.

L'heure de Paris à laquelle ces éclipses arrivent est prédite dans la Connaissance des Temps : la place de chaque satellite et le sens de sa marche y sont indiqués par des configurations ^ afin de porter l'attention sur celui qui doit s'éclipser, ou reparaître après l'éclipsé. On dirige la lunette quelque temps avant l'heure où l'on présume que l'éclipsé doit arriver ; on a déjà obtenu l'heure du bord par d'autres observations. On note l'heure où le phénomène a eu lieu. Comparant cette heure à celle

444 T7AVIG4T10N.

de Paris, qui est indiquée dans la Connaissance des Temps, la différaice est la longitude du lieu rapportée au méridien de cette ville.

523. Par les distances lunaires. — Le procédé le plus usité en mer pour obtenir la longitude astronomiquement consiste à mesurer Tare de distance entre les centres de la Lune et du Soleil, ou le centre de la Lune et une étoile ou une planète, ainsi que les hauteurs de ces deux astres. Voici la théorie de ces opérations.

L'astre le plus rapproché de la Terre étant la Lune, le point du ciel auquel on la rapporte est très-différent, selon les divers lieux d'où on l'observe. C'est cette parallaxe qui est ici mise à profit. Concevons que, d'un lieu quelconque, on ait mesuré l'arc Is =i$ijig, 157), de distance apparente entre les centres / de la Lune et s d'un autre astre, et les hauteurs h et h! au même instant. Trois personnes sont employées ensemble à ces observations ; mais une seule peut y suffire, car elle mesure d'abord les deux hauteurs, puis la distance ^, et enfin, de nouveau, les deux hauteurs. Elle note les heures de ces cinq observations; puis, divisant les variations en hauteur proportionnellement aux temps écoulés, die réduit, par le calcul, les hauteurs h et h! à être contemporaines avec ^• On peut encore, si l'on veut, au lieu de mesurer les hauteurs, les déter^ miner par le calcul, puisque l'on connaît, au moins approximativem^t, l'heure pour laquelle elles sont nécessaires (n"* 405).

524. Les deux astres sont vus en des points du ciel différents de ceux où on les verrait du centre de la Terre, s'il n'y avait pas d'atmosphère ; et, de plus, comme la parallaxe lunaire abaisse l'astre et surpasse la réfraction qui l'élève, la Lune nous parait en / plus basse qu'elle n'est pour un spectateur placé au centre de la Terre ; celui-ci la verrait en t\ mais le Soleil, au lieu d'être en s\ lui paraîtrait plus haut, en s. Nous appelons distance apparente è la distance des centres des deux astres, telle qu'on l'a mesurée actuellement ; et distance vraie À celle que trouverait un observateur situé au centre de la Terre, s'il n'y avait pas d'atmosphère. On entendra de même les expressions de hauteurs apparentes et hauteurs vraies.

Ainsi ts* =^ A est la distance vraie dos deux astres. Les hauteurs vraies sont H et H', arcs connus, puisqu'ils sont /* et h* corrigés de la réfraction et de la parallaxe. Or il est possible de calculer À, arc dont nous nous