LIVRE VINGT-CINQUIEME

soleil , il y en a qui soient environnées de satellites, ces corps se trouvant dans des circonstances semblal)les à celles qui produisent les éclipses de lune , se plongeront dans l'ombre de leur planète ; et si l'on peut observer leur disparition et leur apparition dans plusieurs lieux à la fois , on en fera pour la détermination des longitudes le même usage que des éclipses de lune. C'est ainsi que la géographie astronomique tire un parti important de l'observation des éclipses des quatre satellites qui accompagnent Jupiter, planète remarquable par sa grandeur et par l'éclat de la lumière qu'elle nous réfléchit. Il y a bien deux autres planètes , Saturne et Uranus , auxquelles on a reconnu des satellites ; mais , leur petitesse et leur éloignement ne les rendant perceptibles qu'au moyen des plus grandes lunettes et des plus forts télescopes, l'observation de leurs éclipses est à peu près impraticable. Les satellites mêmes de Jupiter ne sont pas tous également propres à l'usage des observateurs ; car ici, comme dans les éclipses de la lune, le moment précis de l'immersion et de l'émersion est toujours un peu incertain, surtout pour le second et le troisième satellite (^). L'utilité dont les satellites de Jupiter peuvent néanmoins être a engagé les astronomes à dresser des tables pour prédire leurs immersions , afin que l'on puisse , comme dans les éclipses de lune, se passer des observations correspondantes [^).

» Les éclipses du soleil servent aussi à la détermination des longitudes : mais le calcul n'est pas aussi simple que pour les éclipses de lune; il ne peut guère être fait que par ceux qui sont très versés dans l'astronomie; Lalande, en s'en occupant avec soin , a , par leur secours , rectifié les positions d'un grand nombre de lieux importants. La difficulté du calcul naît de ce que la situation relative du soleil et de la lune n'est pas la même pour les différents points où l'on aperçoit en même temps ces deux astres. Il arrive à cet égard ce qu'on remarque dans les nuages qui , vus d'un certain point , paraissent sous le soleil , et jettent leur ombre dans un espace limité hors duquel le soleil se montre tout entier. Quand on est sur les bords de cette ombre , on peut apercevoir une partie du disque du soleil , mais les di-

(') /?o«e/, Voyage d'Entrecasteaux, II, 245. Zacfi , Correspondance astron., I, 421 . — (=•) Table des satellites de Jupiter, par Delambre.

verses apparences changent à chaque Instant par l'effet des mouvements relatifs du soleil , du nuage et du spectateur. Pour appliquer l'observation d'une éclipse du soleil à la recherche des longitudes , il faut en avoir déterminé plusieurs phases , comme le commencement et la fin , en conclure le milieu , et tirer des tables astronomiques les données propres à fixer la position respective des lignes parcourues par le centre du soleil et celui de la lune pendant l'éclipsé , afin de pouvoir calculer l'instant où les deux astres ont été en conjonction. Connaissant l'heure qu'il était à ce même instant dans un lieu donné , on déduira de la différence de ces temps celle des longitudes.

» Les éclipses du soleil ne fournissent pas de longitudes très précises ; celle du 5 septembre 1792, observée avec le plus grand soin par trois astronomes , peut en offrir l'exemple : Lalande en conclut la longitude de Naples , 47' 32" en temps, M. de Wurm 47' 40", et M. Triesnecker 47' 20''.

» Le phénomène céleste le plus fréquent est celui qu'on nomme occultation ou le passage d'une étoile derrière le disque de la lune; il est en même temps un de ceux qu'on peut observer avec beaucoup de précision p).

» En déterminant par l'observation le moment où le centre de la lune s'est trouvé en conjonction avec l'étoile , ce qui fixe une position absolue de la lune , on peut , soit au moyen des calculs faits à l'avance dans les almanachs astronomiques où ces phénomènes sont prédits, soit par la comparaison des observations correspondantes, trouver l'heure qu'il était au moment de cette conjonction dans un lieu dont la position est connue : et la différence de longitude se conclut alors comme dans les autres cas.

» Il est évident que tous ces moyens reviennent à cette proposition : « Déterminer dans le » lieu dont on cherche la longitude, laposition » dans laquelle se trouve un astre dans un in- » stant donné , et conclure de cette position )) l'heure que Von compte au même moment » dans un lieu dont la situation est connue. » On conçoit donc que , sans attendre un phénomène céleste , le seul changement de distance angulaire entre deux astres dont le mouvement est connu , doit pouvoir nous procurer

[') Zachy Correspond. I, 73, note. — (») Pioaie!, Voyage d'Entrecasteaux, II , 244.

la connaissance du lieu où nous nous trouvons. Mais on sent aussi que l'astre doit avoir, par rapport à la terre , un mouvement assez rapide pour que sa position à l'égard des étoiles ou des autres astres qui peuvent servir de terme de comparaison, varie considérablement dans l'espace de 24 heures. La lune seule nous présente ces avantages ; comme elle parcourt à peu près 13° par jour, une seule minute de degré dans son déplacement répond à un peu moins de 2' de temps ou 30' de degré en longitude. Or, on peut , en prenant la distance angulaire de la lune aux étoiles ou au soleil , à l'aide de nos instruments perfectionnés , fixer avec une grande précision la position de cet astre , et par conséquent déterminer à peu de secondes près le temps que sous un méridien donné on compte au moment de l'observation.

» Cette méthode , dite des distances lunaires^ indiquée d'abord en 1514 par Werner, de Nuremberg (^), développée en 1524 par le Saxon Apianus, fut vantée par divers astronomes et entre autres par le célèbre Kepler ^) ; mais l'imperfection des Tables astronomiques qui marquaient les mouvements de la lune en rendait la pratique incertaine. Les essais de Morin pour la m.ettre en usage n'eurent point de succès. Recommandée de nouveau et mieux enseignée en 1750 par Tobie Mayer, cette méthode fut employée avec beaucoup de succès par le célèbre voyageur danois Niebuhr P) ; elle a depuis acquis une grande perfection par les travaux de Borda, de Delamhre, de Burg, et surtout de Laplace. Des instruments ingénieux et construits avec le plus grand soin, des tables calculées avec une précision étonnante, des formules variées de beaucoup de manières, facilitent maintenant cette opération, qui est devenue d'un usage universel , et qui , sur mer, remplace toutes les autres méthodes pour trouver la longitude ('*).

» On joint cependant aux observations lunaires l'usage des garde-temps y ou montres marines , qui servent dans les intervalles où l'on ne peut se procurer des observations de distances la lune au soleil ou aux étoiles.

(') Werner, notae in Ptolom. Geog., lib. I. — (») Kepler, tab. Rudolph. 37 , 42. —(3) Zach , Corresp. astron., IV, 246. — Fleurieu, Voyage de Marchand, passim. Dubourguet , Traité de navigation, liv. m, ch. X. fîoasel , 1. c. etc.

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Les garde-temps suffiraient sculs^ s'il était possible d'en construire d'assez parfaits ponr qu'une fois mis à l'heure sous un méridien donné ils conservassent le même mouvement pendant toute la durée du voyage, car ils marqueraient alors partout l'heure qu'il est sous ce méridien ; et en la comparant à celle que l'on compte au lieu où l'on est parvenu, on aurait la différence des temps, et par conséquent celle des méridiens. Quoique les efforts des Harrison, des Juhen Leroy, des Berthoud, d'Armand et d'autres artistes célèbres n'aient pu donner aux montres marines cette uniformité absolue de mouvement, ils en ont du moins approché assez pour que la marche de ces horloges demeurât sensiblement la même pendant un intervalle de temps assez long, malgré l'agitation perpétuelle des vaisseaux. On remédie d'ailleurs aux imperfections de ces machines, en observant avec soin la quantité dont elles retardent pendant un espace de temps donné, et surtout en corrigeant leur marche lorsqu'on arrive dans un lieu dont la longitude est connue , ou qui permet qu'on y fasse des observations astronomiques.

>» Tels sont les principaux moyens que l'astronomie fournit au navigateur et au voyageur pour fixer la position des lieux qu'il visite. Nous n'avons exposé que les principes généraux sur lesquels ces observations se fondent ; nous devons encore indiquer sommairement les erreurs auxquelles ces méthodes sont sujettes, et les corrections au moyen desquelles on les en purge.

» Les illusions optiques se présentent en première ligne. On sait qu'un rayon de lumière qui passe dans un milieu dont la densité augmente, souffre une réfraction. Par cette raison, les astres ne sont jamais aperçus dans la véritable place qu'ils occupent; le rayon qui nous les rend visibles les élève sur l'horizon d'une quantité d'autant plus grande qu'ils s^»':t piUS près de ce cercle. Il faut connaître cette quantité pour chaque degré de hauteur au-dessus de l'horizon, afin de la retrancher des hauteurs observées, toujours plus grandes que les hauteurs vraies, excepté dans le cas où l'astre serait au zénith, parce qu'alors le rayon de lumière traversant les couches de l'atmosphère perpendiculairement, n'éprouve aucune réfraction.

» Divei'ses causes physiques , la chaleur.