Logarithme gravité = log. demi-diamètre vrai de Jupiter

Ainsi le voilà devenu riche de pauvre au' il êtaitr II» cinq tliéorèmes nouveaux à ajouter à son théorème fondamental. 11 a plus que doublé le diamètre de Jupiter, A a donc plus que doublé les distances, il en résultera une pa-

HORREBOW. i47 ■lut «oindre que Bous-double. 11 avait trouvé aoVtft , il trouve maintenant 8",586, ce qui était un hasard singulièrement feeurenx. Cette singularité «et la seule cause qui nous ait porté à refaire 4e* oakula qui portaient «ur des londoniens si extraordinaires.

L aute*r lw retourne de plusieurs manière i, et toujours il trouve pour lu paraUâae des qwmtité* entre 8",5 et 9V* '< la même diose par Sa-

turne, et trouve encore la même pM-fttttiite ; mais il est forcé d'en conclure qme Saturne est plus gros que Jupiter : Sphœra Sàtufni est rtMjàr Jove , quodhactemts non creditum. 11 n'en témoigne aucune inquiétude. 11 recompienoe le calcul de la parnilaa* de la Lune, et ne trouve pkis que 56' *8". 11 avait été plus heureux d'abord.

II paraît que cette méthode, pour déterminer la parallaxe, malgré la précision fortuite du résultat, n'a fixé l'attention d'aucun astronome, fi n'est fait mention dans aucun traité, dans aucune histoire, pas même dans la Notice assez détaillée d'ailleurs , que Bemoulli nous a donnée sur Horrebow dans ses Lettres sur les Astronomes, 3" cahier, page 61 , où 41 avoue «ne autre erreur d'tlorrebow.

Les calculs sur les dimensions de la Terre elliptique , qu'on trouve à la fin de cette Clef de F Astronomie , sont du moins beaucoup plus certains , parce que le problème est tout géométrique , et que les tourbillons ffHorrebovv n'y entrent pour rien. Nous les rapporterons comme les pi as anciens que nous

COR II "bâ'OQS

« Soit AtP (fig. a3), l'ellipse du méridien, ASE le cercle circonscrit, P le pôle, CA le demi-diamètre de l'équaleur, CP le demi -petit axe de l'ellipse, SVD l'ordonnée commune; par la propriété de l'ellipse on aura

CE : CP :c SD : VD.:: aire du cercle : aire deâ'elupse, :: triangle SDC : triangle VDC, :: secteur circulaire ACS : «ectrtif ellptique ACV.

« En prenant le point R de manière que l'on ait Cf) : DA :: CA : AR, les lignes RS et RV seront tangentes au corde et à l'ellipse» n

a Maintenant deux observateur» qtri partiraient ensemble du point A de i'équateur pour aller, l'un sur le cerele de A en S„ l'autre sur l'ellipse de A en Y, arrivant en même temps , auraient décrit les secteurs ACS et ACV, qui sont des fractions égales du cercle et de l'ellipse. » On a appliqué <« «principe au calcul de la natation de l'axe terrestre; le pôle du monde, au bev. de décrire un petit efercle comme ASÈ, décrit l'ellipee AVP, et se trouve

i48 ASTRONOMIE AU DIX-HUITIÈME SIÈCLE,

toujours avec le point S sur la perpendiculaire SVD j il décrit des aires proportionnelles aux temps.

La normale VI indiquera la direction des graves, et son prolongement marquerait le zénit. L'angle VIA serait la distance du zénil à l'équateur, et par conséquent la latitude qui s'observe, et que nous désignerons par H. Les angles VCA =j et SCA = x, sont des latitudes fictives, qui peuvent se déduire de la latitude observée VIA = H.

Le demi-axe CA = CE étant pris pour unité, on aura SD = sin x, CD sa cos*. En représentant par sin c l'excentricité de l'ellipse, les demiaxes seront i et \/ 1 — sin* c = cos < , et l'on aura DV = CP . SD = cos c sin Xj Cela posé,

DV cos t sin x tan&T=CD = ~^T =<™itangx,

„ r.,,,, DR DStangDSR sinxtangx tangx

tang H= tang D VR = — = co>|^inx = cos,Jx= ^ ;

d'où l'on tire

tang x = tang H cos « j tang^- sa cos e tangx = tang H cos» t.

Horrcbow donne ces deux formules , qu'il démontre à peu près de cette manière, et que l'on emploie encore aujourd'hui. Je vais en déduire les valeurs de H — x et H — y. En effet ,

tangH - tangx = tang H — cos i tang H = W 1 < tang Hj

donc ,

sin (H — x) — a sin* ^esinHcosx— asin*^ «sinHcos [H— (H — x)]

= a sin* -1 € sin H cos H cos ( H — x) -f- a sin»£ «sin* H sin (H — x).

Si l'on fait sin ^ = Va sin ^ isinH=^^ sin H, que l'on divise par cos (H — x) et que l'on réduise, il viendra

,u \ » »in* i * «in H cos H . , rI

tang (H — x) = = tall6 *9 cot H »

H-x=^cotH;

de même ,

tang H — tang/ = = tang H — cos* < tang H = sin' e tang H ;

HORREBOW. i49 d'où sin (H — y) = sin» « sin H cos y = sin' t sin H cos [H — (H — y) ]

= siir*«sinHcosHcos(H — j)-f-s»n*€sin,H sin (H — y)\ en faisant sin u = sin t sin H , en divisant par cos (H — y) et réduisant , on trouvera

tang(H—7)= ,,.„.„ = tang' « cot H , ouhien H— cot H.

J sin 1

Dans mon Astronomie , et long-temps auparavant , j'ai donné H- = (^)^>H C^)Sin4H+ 6H- «c,

et en faisant cos 4 = cos* « ,

Ces formules sont plus générales et ne sont pas plus longues à calculer, parce qu'on peut toujours se contenter des deux premiers termes et souvent du premier. Les formules ci-dessus exigent deux opérations, puisqu'elles dépendent d'un arc subsidiaire variable <p ou u . Cependant elles pourraient être préférées pour une latitude particulière : alors Q et u sont des constantes.

Pour les comparer, soit « = 6° et la latitude observée II = $8' 5o'.

'ifi-!sin2H=9'a."46, î^^sinaH^ .8'42"98,

sin 4H=... + o,ai ^^8in4H = ...4.io>83

h — jf= 9.21,67 h— r= 18.43,80

*>=3'ii'38", i«=4«3o'48", î^cotH=H-x=9' .i"66, g? cot H=H-jr= 1* 43"7.

La différence est insensible et la précision plus grande que si l'on employait les formules finies ci-dessus, qui donnent directement tang X et tang^.

Pour une table particulière , rien de plus expéditif que H — x = '-^l? Cot H et H— 7 = 7^ cot H.

La méthode d'Horrebow pour comparer les observations et la théorie elliptique est indirecte et n'offre rien qui nous paraisse mériter un extrait.

,5ô ASTRONOMIE A13 DîX-KtHTIÈME SIÈCLE.

Operninu triunphans , &• deforallaxi orbis annui.

Pour déterminer la parallaxe des fixes, Roemer avait recommande à Hor- J^àEZ souvfnt les différences d'ascension droite entre la Lyre e S tZ En marçe désastres qui contenaient c* obs^at*ms, Roeme. ava,t écTde sa main , fa déférence d'ascension droite entre les deux etnl^de

Timbre en février, est de* *' 4°- *' ~ f» ^ ^ U ZyZJs est de Cela prouve bien plutôt que le, o^aUons^avaient pasla précision *éceW. On «Wp atijourdlnn com

par«r deux étoiles «ttt6» sur des parallèle. « <Lfferens

Nous avons vu que Flamsteed s'était trompé en attribuant a » Parallaxe, JÏSSL qui'venaient bien plutôt de l'aberraUon. Z J Cassini, dès 1699. Roemer s'était contente d'avertir Flamsteed quekpa- ^T^Wv^plntner M observation*. <As quliolrreW rapporte,

desmouvemens annuels, il trouve par Sim» et la Lyre 4 T , * «J«« la Lyre, W ; et la tète du Dragon, / 35"ï ta Lyre et les peds d« Gé£^> X* La somme de ces quatre dernier* nombre* est t / 3B"î * Sr^^tV^^ladoublcV^

desié ce qui fart à peu près i5* pour chaque étoîle, l'une portant 1 autre.

D'aùtres observations ne donnaient que i"57'"; mais Horrebow J« croit moins sures, parce que l'instrument de Roemer portait sur deux supports de bois, au lieu qu'il avait, lui Horrebow , fixé sa lunette contre un mur. D'après son dernier résultat, U calcule la distance désaxes, il y ajoute les mouvemeftsdte.ptan^W5 en milles d'Allemagne. Api* avoir élabU, comme il s'en flatte, le mouvement de -la Terre, il prend la peine de discuter les objections de Riccioli , quoiqu'il ne le croie pas bien persuadé de ce qu'il du lui-même; et je crois en effet que peraonne ne pourra lire son Almageste et surtout le livre de l'immobilité de la Terre, sans croire qu'il était copermcien au fond de l'âme. ,,

Le but de cet écrit est de déterminer les réfractions. Hottelow rapporte un fragment de Roemer que nous allons extraire.

« Il est possible que Pair qui a- le pouvoir refti«ge*t> soit moins haut que l'air qui pèst. .. Si l'a» de l'observateur était voisin de la surface de l^atmo-

sphère , la réfraction aurait lieu comme sur une surface plane. L'angle d'incidence serait égal à la distance au zénit ; les réfractions seraient plus fortes. Si l'observateur était au centre de l'atmosphère j les réfractions seraient nulles, car tous k* objets seraient au terni. Dans les espaces intermédiaires, les réfractions seront d'autant plus fortes, que l'observateur sera plus loin du centre et plus près de la surface. Ainsi, ks réfractions seront plus fortes au sommet qai'au pied des montagnes. » L'auteur adopte sans examen ces principes , qui auraient eu besoin d*ôtre discutés, éclaircis et modifiés, et il annonce , en conséquence, que les réfractions „ pour le haut de la tour de Copenhague, ne sont pas les mêmes que pour l'observatoire de campagne de Roemer. « Ce qui soutient, le mercure dans le baromètre , ce n'est pas tant son poids que son élasticité. » Un amateur qui habitait en Islande , l'assurait que la réfraoùofl au solstice d'hiver était d'un degré. Mais il n'avait qu'un quart de cercle de bois, et Horrebow doute s'il peut y avoir quelque confiance. U n'e* a pas même aux moyens trigouoraétriques pour cliercher les réfractions à diverses hauteurs. U croit que jamais ces moyens ne donneront rien de précis. 11 va essayer des moyens qu'il croit plus sûrs. Il combine des observations d'étoiles circom polaires, au-dessus et au-dessous du pôle, il y ajoute les déclinaisons solstiliales. Le tropique d'été et la polaire au-dessus du pôle, ont à fort peu près la même hauteur ; la Chèvre au-dessous du pôle est à la même hauteur que le tropique d'hiver. Après avoir détreminé , comme il a pu , quelques réfractions, il a cherché une théorie, mais il croit qu'il n'en existe pas.

Avec la réfraction 5f pour 56* de hauteur, et de 66" pour 55° 3o', il forme la table depuis le zénit jusqu'à ees deux hauteurs j il éprouve sa table pr les premières et secondes différences, par les passages- supérieurs corrigés et les déclinaisons vraies; il détermine fc» réfractions pour les passages inférieurs.

11 obtient ainsi >8 réfractions et l'obliquité a3f afcV 48", 4?" ou 46", salon qu'il suppose la. parallaxe de i o, an au de 5o"i il trouve aussi la hauteur du pôle 55' 4°' V-

Par tous «es moyens, et d'autres que nous omettrons, il construit , pour l'observatoire de Roemer, un* table où l'on trouve i'aa" à 45* du aénit ; a' a" à 6o% a' a" à ff , 51 3S" à SV et i o' i a" à 85*,

Cette table n'inspirera pas. beaucoup de confiance > il eu fait «ne autre pour la tour chj Copenhague, qui convient également à Uranibourg, malgré son. principe des différentes hauteur».

1 5a ASTRONOMIE AU DIX-HUITIEME SIÈCLE.

Dist. zénit.

Réfraction.

ao

o.ib

Dist. zéiliî.

Réfraction.

Dist. zénit.

Réfraction.

ia'54* «5.3a ig.aa a5. a 33.44

On voit que ces réfractions s'éloignent des nôtres plus que celles de Cassini , et plus qu'on n'aurait cru en voyant qu'à 45° elles s'accordent fort bien, et qu'à 90* elles ne différent que de 2". Voilà le danger de rejeter toute théorie pour s'en tenir à des observ ations médiocrement exactes.

Schediasma de arte interpolandi , sive ratio implendi sérient numerorum ex differenliis secundis.

Mouton avait traité ce sujet d'une manière plus grande et plus scrupuleuse. Cependant, dès le début , Horrebow annonce un art nouveau , et qui ne se trouvait exposé nulle part. Il se peut qu'il n'eût aucune connaissance du livre de Mouton : il avoue qu'il doit à son maître Roemer ses règles les plus usuelles. Sa théorie est renfermée dans le tableau suivant , dont l'argument est le nombre de termes à insérer, et d la différence seconde.

id id iid 2d i±d id 3d ?>d zd 2±d 4d 4±d \d 2±d

On continuerait ainsi à l'infini, et la loi est évidente. La chffërencc seconde d se trouve en divisant , par le carré de l'intervalle , la différence seconde de la série primitive dans laquelle on veut insérer de nouveaux termes. Connaissant d, cette table donnera la correction des termes successifs trouvés par les simples parties proportionnelles. Supposons , par exemple, que l'on a interpolé, parles simples parties proportionnelles , trois termes entre deux termes consécutifs d'une suite de nombres. Les corrections qu'il faudra leur appliquer seront 1 £ d pour le premier , a d pour le second , et 1 \d pour le troisième ; elles seront à retrancher si dest positif, et à ajouter si d est négatif.

Horrebow trouve ces corrections par le fait : D'une série complète d<

Diqitize<

HORREBOW. i53 nombres il retranche ceux qu'il veut trouver par interpolation ; il les calcule d'abord par les parties proportionnelles; il voit de combien ils sont en erreur; et divisant ces erreurs par la seconde différence , il trouve les coefficiens de d. C'est ainsi qu'il a composé sa table.

Sa méthode d'interpolation est donc d'abord de supposer nulles les différences secondes, et de faire une première interpolation qu'il corrige ensuite d'après sa table générale. On peut dire que le procédé est peu élégant ; car après avoir ainsi interpolé , il est obligé de corriger tous ses termes , ce qui double le travail. Il trouve ensuite, par le fait, la seconde différence de la série interpolée ; et U reconnaît qu'elle est le quotient de la différence seconde primitive divisée par »*, n étant le nombre 3,3, 4 > 5 , etc. , selon que l'on veut doubler, tripler, etc. , le nombre des termes d'une table incomplète.

Quand les différences secondes ne sont pas tout-à-fait constantes , il prend y le milieu entre deux différences voisines ; il interpole ainsi une première fois, et se corrige ensuite. Puisqu'il paraît si content de sa méthode, il fallait qu'il n'eùtaucune connaissance du livre de Mouton , qui a paru en 1670; Roemer aurait pu le connaître.

Les premiers termes {d, xd, i~d,ad, 2jd, 3d, etc., sont les premiers de nos différentes formules d'interpolation. Ainsi , supposez nulles toutes les différences supérieures à la seconde, et vous aurez, dans notre table IX , colonne b (Hist. Astr. moderne, tome II, page 373), les coefficiens \ , \ , f, ?i »> f > clc > (le Mouton.

On trouverait les corrections de Horrebow par notre table I , page 36 1 du même tome.

On veut intercaler un terme entre chacun des termes d'une table donnée; d est évident que le a* terme deviendra le troisième.

Par la table I, page 36i , le 3* terme est. . . . x -f- njr 1

le i"est x

Différence totale -f- z

Divisez-la par 3 — 1 = 2. Différence moyenne 7 *•

Ajoutez deux fois de suite la différence moyenne y -f- |r ainsi trouvée , vous aurez

1" terme x

a' x -f- y -f» \% plus fort de l-z que par la table I,

3" x-f-ap-f-x exact.

A sir. au 18 siècle. 29

i54 ASTRONOMIE AU DIX-HUT1ÈME SIECLE.

On voit que l'interpolation par de simples proportionnelles donnerait un second terme trop fort de £ a ou de la moitié de la différence seconde. Cet excès doit donc se retrancher.

Si l'on intercale a termes, k a' deviendra k 4e.

Suivant la table 1 , le 4' est x + 3s le i". . x

Différence totale 3/ + 3z

Divisez-la par 4 — >=3 y -h s

Par les parties proportionnelles a*. . * + y + a trop fort de a,

3* . . x -f- yr ■+■ az trop fort de a,

Si l'on intercale 3 termes, le second deviendra le 5*.

Expression du 5*. . x + 4jr + 6 a

Différence totale 4*7- -f. 6 a

Divisez-la par 5 — 1 = 4 ••• J+l\s

Par les parties proportionnelles a*., .r-f- /-f-ija trop fort de 1 £5,

3*. . a: H- a/ -f- 3 s trop fort de a *, 4\. x+3f + 4lz trop fort de i£a, 5*. . x-|-4r-f-6 a

Si l'on intercale 4 termes , le second deviendra le 6*.

du 6V. *-f-5r-f-io«

totale. • • • « • • « «

Divisez-la par 6-*- 1 = 5 a*

Par les parties proportionnelles a* . . x -f- 4- aa trop fort de az ,

3'.. ar-f-a^-f- 4* lroP fort ^e 3* >

4«. . x-+- 3y -f- 6z trop fort de 3a,

5\. ar-f-4r-f- trop fort de a»,

6».. jc-f-Sf-f-w*

HORREBOW. i55 Si l'on intercale 5 termes , le second deviendra le 7».

Différence totale Gy + i5 a

Divisn»la pr 7 ■— 1 =6 diflT. moy . fis ^ -f- a£z

a*., or -H j-f- a? a trop fort de a 3*.. x-f-27 -f- 5 s trop fort de 4 2> 4'.. x-f-3r-+- 7Î* trop fort de 4 \zt

5*.. x-f«4r+ 10 s trop fort de 4 s, <$V. xH-Sy-r- iaie trop fortde a£», 7*.. x-f-6^-f- »5 a exact.

Si l'on intercale 6 termes, le second deviendra le 8*.

8* terme x-f-77-f-ai s 1".. x

Différence moyenne 7+ai :

Divises-la par 8 — 1=7 7~¥ 3 *

a'., x-f- 3 2 trop fort de 3a,

3'.. x-f-aj-f- 6 z trop fort de 5a, 4' . . x -\- Sjr -f- 9 z trop fort de 6a , 5*.. x-4~4r+ la a trop fort de 6z, 6e.. x-f-5/-f- 15 a trop fort de 5a, 7*.. x-f-6r-f 18 z trop fort de 3z, 8*.. x-r-7/-}-31 z exact.

Kous retrouvons ainsi les six lignes de la table de Horrebow ; on voit que la chose n'était pas difficile. La manière dont l'auteur y est parrenu était moins théorique , mais suffisante ; on pourrait ainsi continuer a l'infini.

> aïs avons supposé a ou d une quantité positive 3 si elle était négative, toute» ces corrections changeraient de signe comme a, et deviendraient positive».

Wurzelhaur.

Vranies noricœ huis aslronomico-geographica t sive eivitath Norim-

bergcB silus geographicus vigUHs, studio et operà Johannis Pkilippi

W urzelbaur, et vis Norimbergensis , sumptibus authoris. 1697, în-fol.

Frappé du peu cVacoord qu'il remarquait entre les auteurs , sur les positions des vUh» les plus célèbres, il avait demandé à Stunnras s'il fallait accuser d'erreur les astronomes des siècles précédons ou admettre une variation

dans la hauteur du pôle. Son ami loi répondit qu'avant d'embrasser ce dernier parti , il faudrait qu'on montrât dans un certain nombre de latitudes anciennement déterminées, une variation proportionnelle aux intervalles des temps , ou dans le même lieu une variation évidemment progressive. Ces règles semblent raisonnables , mais seraient parfois insuffisantes. On sait que la latitude d'Alexandrie était trop faible du demi-diamètre du soleil ; partout OÙ, dans le même temps à peu près, on observait les ombres des gnomons , on a dû faire la même (àute, parce que nécessairement on observait le bord supérieur du Soleil ; ainsi , quand toutes les latitudes de Ptolémée seraient trop faibles d'un quart de degré, il ne s'ensuivrait nullement que l'axe de la terre eût changé de position. Depuis i4o ans , on observe la latitude de Paris. Picard la faisait de 48* 5o' 10". Nous la faisons aujourd'hui plus forte de 3 ou 4"i suivant les réfractions que nous employons. La question paraît décidée. Ilévélius à qui notre auteur s'était adressé, en lui envoyant son observation de l'éclipsé de soleil en iG84 , lui répondit dans le même sens. Il ne voyait rien qui prouvât une variation même de quelques secondes. Hévélius, cependant, ne comparait que des observations faites avec des instrumens à simples pinnulcs. Wurzolbaur, imbu du même préjugé, ne voulut jamais se servir de lunettes, malgré les exemples de Picard et Flamsteed. 11 avait commencé par trouver trop hardie l'opinion de Cassini , qui ne faisait cesser les réfractions qu'au zénit; mais ayant remarqué que les réfractions étaient nécessaires pour mettre en harmonie la hauteur du pôle avec celle de l'équatcur , il chercha , comme Cassini , à calculer une table de réfractions, en admettant lerapport constant des sinus, en supposant une hauteur à l'atmosphère, et de plus deux réfractions observées à deux hauteurs différente*. Il supposait ces réfractions de 3o' 38'' à l'horizon , et de 5' 10" à 17e de hauteur. Si l'uue est trop fàiblc, l'autre est beaucoup trop forte, lien déduit pour 45* une réfraction de 96" trop forte au moins de 3f". On voit, par cet échantillon , quelle doit être sa table. Il fait la parallaxe du soleil de 10"; il se persuadait que si la réfraction était si forte et si variable, elle devait être plus forte et plus variable quand le rayon passe de l'air dans le verre. Il ne considérait pas que le rayon de lumière tombe toujours perpendiculairement sur la surface de l'objectif, et qu'ainsi la réfraction doit être nulle comme au zénit, au moins pour le rayon principal. 11 croit encore qu'il est impossible de bien s'assurer si l'axe optique est bien parallèle au plan de l'instrument et- au rayon qui va du centre au zéro de lu division. Il aurait pu se rassurer en lisant la Dioptrique de Molyncux, imprimée en 1690.

Par une foule d'observations qui ne s'accordent pas toujours à la minute .

WURZELBAUR. i57

il trouve à Nuremberg , pour la hauteur du pôle 49* 38* 7* et pour celle de l'équateur l'arc complémentaire 4o°3 i'53".On trouve aujourd'hui 49*26*55". 11 n'est guère plus heureux pour la différence des méridiens entre Nuremberg et Paris , qu'il fait de 8* 5', au lieu de 8"44'» différence de 3g'=:ok o' i a",6, ce qui est, au reste, assez peu de chose pour le temps, surtout si l'on considère qu'il n'employait que les éclipses de Lune et celles des satellites.

11 nous donne , sans autre description , la figure de son quart de cercle de 5 pieds de rayon , qui porte sur une espèce dccolonne et qui est accompagné d'un cerclcazimutal. Ce que son livre offre de plus curieux, est un passagede Mercure observe pr lui à Niireml)crg en 1690 ; il ne put voir l'entrée , mais il aperçut Mercure quand il était encore à un demi-doigt du bord avant la sortie. Le bord du Soleil était sujet à de fortes ondulations qui déformaient aussi le disque de Mercure qui parut elliptique; mais il recouvra sa rondeur à l'instantducontact intérieur, en sorte que son diamètre parut égal au grand axe de l'ellipsedesinstans qui avaient précédé. Pendant une minute, les deux bords parurent collés ensemble , et la sortie totale arriva à 8* 36' o" de l'horloge.

Pour régler cette horloge , il rapporte des passages de deux étoiles au méridien, maison n'y voit que des minutes avec o de secondes. Quelques hauteurs du Soleil lui donnent pour correction delà pendule — to'aa", — n'57"; — 10' 46"; — 1 1' 53"; — 14' 58"; milieu — 1 1' i4",5.

Ces réductions paraissent bien grossières et bien peu sûres. Il promet de montrer que la véritable est de 8' 29", et qu'ainsi Mercure a pris congé à 8* 27' 3i". 11 trouve aussi que sou horloge avance de 5a" en 61'.

Lalandc, dans sa liste des passages observés de Mercure, ne fait aucune mention de Wurzclbaur, qui a représenté son observation dans une grande figure , page a 1 .

Wurzelbaur était devenu astronome après avoir vu la comète de 1680. Il avait fait construire, au-dessus de sa maison, un observatoire avec un toit tournant en cuivre. Son quart de cercle était divisé en minutes et dizaines de secondes. 11 avait en outre des quarts de cercle portatifs, un sextant de 6 pieds qu'il avait divisé en tlizaines de minutes, des lunettes et diverses horloges. Il lit imprimer en 1713 le Stabilimentum Baseos et d'autres supplémens eu 1719. Il y soutient l'invariabilité de Fécliplique et augmente de 2' sa réfraction horizontale. 11 publia des tables solaires, fruit de 25 ans de travaux et dont personne n'a parlé, si ce n'est Rostius, qui les préfère à toutes les autres. Il a suivi l'hypothèse de Sellrward et du comte Pagan II composa des éphémérides solaires d'après ces tables; elles finissent à 1744. Wurzelbaur était né à Nuremberg, le 28 septembre i65i. Il fut anobli par l'empereur, en 1692, et. mourut le 21 juillet i7a5.