PINGRE. G

les mouvemens de la (erre et de la lune. La comète de I77o a passé très près de la terre sans troubler son mouvement; elle a du passer entre Jupiter et ses satelbtcs qu'elle n'a nullement dérangés. Ces deux exemples autorisèrent à conclure par analogie que les comètes, en général, ont très peu de masse. Aucune, que l'on sache, n'a produit d'effets sensibles dans les mouvemens planétaires qu'on représente fort bien sans y employer les attraction, cométaircs qui sont au moins imperceptibles, si elles ne sont pas nulles. Buflbn croyait, au contraire, que les comètes devaient être fort denses

«3 faS S? Z ' Cha,eUP8 éa°r™> aV°ir *~* de très'

giands froids. Pmgre oppose a ce raisonnement les exemples de l'areile du

quart, et du cristal de roche, qui, moins denses que l'or, résistent pourLt mieux a la eba eur du feu. On pourrait penser que les queues des comètes indiquent que la chaleur qu'elles éprouvent au périhélie, réduit en vapeurs les parties qui sont à la surface; que la comète, dans son cours, se détache de ces vapeurs qu'elle laisse eu arrière, et qu'ainsi l'existence de ces astres ne saurait être bien durable, puisqn'à chacun de leurs Atours au périhélie ils sont exposes à perdre une partie considérable de leur substance

Pmgre réfute ensuite le système de Whiston : c'était encore une peine assez mutile. Il réfute celui de Buffon qui forme les planètes au moyen d'une comète qui aurait s, lonné le globe solaire (et voilà pourquoi sans doute il leur attribue une densité s, forte) : c'était encore une idée qu'il suffisait d'exposer

Lalande et Maupertuis surtout s'étaient appesantis sur les sinistres efiéu que produirait le choc ou la simple approche d'une comète. La queue nous apporterait des vapeurs qui, se mêlant à notre air, pourraient le rendre moins respirable ; l'attraction du noyau causerait des inondations extraor dinaires qui noieraient une grande partie du genre humain; le choc direct «lerangerait la position de Taxe, ou pourrait entraîner la terre qui devien drait an satellite de la comète. Mais comme il est probable que sa masse serait moindre , il serait encore plus facile que la comète devînt pour nous une seconde lune. On a même hasardé de dire que notre lune actuelle nous avait été ainsi donnée. On produisit à l'appui , la prétention des Arcadiens qui se disaient plus anciens que la lune. Nous avons donne, d'après un auteur ancien, une tout autre origine et uu autre sens a cette assertion des Arcadiens. Nous aimerions encore mieux nier tout simplement ce fait et le mettre dans la même catégorie que l'ancienneté des Indiens et des Chinois On sait que Du Séjour, dans son essai sur les comètes, a solidement réfuté toutes ces rêveries sur la rencontre d'une comète, en les soumettant au calcul. Pingré s'en occupe également, mais c'était un sujet épuisé

68o ASTRONOMIE AU DIX-HUITIÈME SIÈCLE.

Dans le chapitre sur l'atmosphère des comètes, Pingre* traite avec détail du noyau , de la chevelure et de la queue. On a trouvé que les variations de la queue sont réelles, et ne sont pas dues à des illusions optiques. Cette queue parvient à sa plus grande longueur quelques jours après le passage au périhélie. La tète ou chevelure d'une comète et sa queue naissante , forment comme une espèce de section parabolique , dont le noyau quelquefois invisible occupe scnsihlement le foyer. La queue s'élargit et occupe quelquefois des espaces considérables dans le ciel. On a observé dans la comète de 1769 que la partie convexe de cette courbe était plus claire , mieux terminée , et en quelque façon plus dense que la partie concave. La queue des comètes se termine ordinairement en une pointe presque imperceptible. Cheseaux a vu la queue de la comète de 1744 s'épanouir en quelque sorte en éventail. Il existe plusieurs exemples de queues qui se sont séparées en plusieurs branches. On voit les étoiles à travers la queue , à travers la chevelure, on dit même à travers le noyau. Le calcul s'applique difficilement à la plupart d«ccs remarques. Les observations sont incertaines, et les queues des comètes ne sont guère bonnes que pour ceux qui cherchent des sujets de discussions interminables.

Pingré ne croit pas, comme Mairan , que ces queues soient produites par l'atmosphère solaire ; Euler a remarqué que quelques comètes n'ont jamais atteint les régions où s'étend catt» atmosphère , et que cependant elles n'étaient pas dépourvues de queues j telles ont été celles des années 1747 et 176a : d'autres, telles que celle de 1769, prennent de très belles queues avant d'avoir traversé l'atmosphère solaire. Enfin, on a vu en même temps la queue de celte dernière comète et la lumière zodiacale sans aucune communication de l'une à l'autre. Nous rapportons ces faits simplement comme historiques, et sans y mettre beaucoup d'importance. Pingré conclut qu'il est très probable que la queue des comètes est formée des parties les plus subtiles de l'atmosphère, fortement raréfiées par la chaleur du soleil, poussées et entraînées, soit par l'impulsion des rayons solaires, soit par celle de l'éther ambiant , qui devient, par la chaleur qui lui est communiquée , plus léger que Voilier supérieur, soit enfin plus probablement par la réunion de ces deux causes; et qu'ainsi elle doit toujours paraître du côté opposé au soleil. Au total , les idées de Pingré sont un mélange de celles de Newton et de Gregory.

La quatrième et dernière partie de la cométographie a pour objet la théorie du mouvement des comètes. Pingré parle d'abord des movens d'observation : le premier, par les configurations avec des étoiles , est le plus in-

PING RÉ. 681 certain ; il ne conseille pas de l'employer. On a estimé que la comète formait, avec deux étoiles connues, un triangle équilatéral ou rectangle. Il est alors aisé de déterminer la position de la comète par les règles les plus or* dinaires de la Trigonométrie spbérique. On peut estimer le rapport des deux distances de la comète a la distance réciproque des deui étoiles , et le calcul n'est pas plus difficile. Il donne ensuite un exemple de la méthode des alignemcns. Nous avons calculé ce même exemple dans notre Astronomie, tome I, page 467, pour essayer des formules plus générales et plus simples. Il passe au calcul des distances de la comète à deux étoiles connues, observées à la manière de Tycho et de ses successeurs, et il indique les précautions nécessaires pour employer cette méthode avec avantage. La méthode des azimuts et des liante lira ne peut se pratiquer que dans les observatoires stables, et avec des instruraens propres à ce genre d'observations. La méthode des passages au méridien est la plus sûre et la plus facile de toutes ; mais peu de comètes peuvent s'observer ainsi. On est réduit, le plus souvent , à recourir à la machine parallactique , et a défaut de cette machine, à une simple lunette garnie d'un réticule qu'on incline convenablement. Pour le choix des étoiles, il recommande les catalogues de Le Monnier, Bradley, Mayer et La Caille , sans y mettre aucune différence. Au reste, le mal n'est pas grand, car Le Monnier n'a pas donné les déclinaisons ; ainsi on se bornera presque infailliblement aux autres catalogues. La mention qu'il fait de Le Monnier n'est qu'une pobtesse pour son maître et son ami.

Il explique la construction de la table générale des comètes, suivant la forme que lui a donnée La Caille; il n'en nomme pas encore le premier auteur, et n'innove rien dans la manière de la calculer. Il expose ensuite le calcul d'un lieu héliocen trique et géocentrique d'une comète dont les élémens sont connus; il tient compte de l'aberration, de la nutation et de la parallaxe; on ne voit là aucune formule nouvelle.

Pour déterminer, d'après les observations, les élémens de l'orbite d'une comète, il nous avertit qu'il ne dira rien de nouveau ou de lui-même, et que ses guides principaux seront Euler, Lambert, Du Séjour, Lagrange et Laplace. Il ne dit rien de La Caille à qui il doit la solution pratique qu'il préfère à toutes les autres. Mous avons déjà dit ci-dessus, page 673, qu'il la donnait à Halley, ou tout au moins à Bradley qui n'en ont parlé ni l'un ni l'autre.

Il rapporte, d'après Grégory, la solution de Wren pour trouver, par obnwvation , les dislances approchées d'une comète à l.i Terre et au Soleil ; muis il nous avertit qu'elle n'apprend plus rien si les mouvemens de la Terre A$lv. au ï8' siècle. 8G

et de la comète sont sensiblement égaux, ou si la comète approche de la quadrature; elle est purement graphique, et elle exige une grande échelle. Il parle de l'instrument imaginé par Lalande, et de ses onze paraboles divisées en jours; mais c'est uniquement en faveur des riches amateurs qui voudraient faire les frais d'une machine qui n'est bonne qu'en théorie.

Il fait bien des objections à là méthode de Lambert pour reconnaître, à peu près, la position de l'orbite projetée, d'après les trois rayons visuels, sur lesquels la comète a été observée. Lambert a prouvé depuis ce qu'on avait reconnu long- temps auparavant par l'observation, que la route géocentrique n'est jamais un grand cercle, à moins que ce grand cercle ne soit récliptique même, ce qui n'a jamais eu lieu jusqu'ici. Il a donné un moyen géométriquement bon pour reconnaître si la comète est plus loin ou plus près du Soleil que la Terre. Ce moyen consiste amener, par les lieux de la comète dans les deux observations extrêmes , un grand cercle qui coupe fécliptique, et à mener un arc de grand cercle du lieu du Soleil ou lieu de la comète dans la seconde observation. Selon que ce second cercle coupera ou ne coupera pas le premier, la comète sera plus près ou plus loin du Soleil. Ce procédé n'est sur que dans le cas où les distances sont fort différentes ; quand .1 est incertain par la petitesse du segment entre le heu de la comète et le point d'intersection, on en conclut que les distances sont à peu près égales. Nous retrouverons cette construction dans les méthodes d'Olbers et de Gauss. (Astronomie, tome III, page 35i.)

Si l'on voulait tirer de Dette construction la distance delà Terre à la comète, on arriverait à une équation du 7' degré. Lambert a de plus donné des analogies pour trouver le rapport des distances. Pingré n'a rien pu en tirer pour la comète de 1769; il essaie une méthode de Lagrange qui donne deux limites entre lesquelles est renfermée la valeur de la dislance de la comète à la Terre. Ces limites ont assez bien réussi ; mais pour la distance exacte, on aurait une équation du 8* degré qui peut à la vérité s'abaisser au 7'; on ne pourrait donc la résoudre que par un tâtonnement qui n'a pu réussir à Piogré. Depuis , Lagrange a fait quelques changemens à sa méthode. Voyez Astronomie, tome III, page 375.

Pingré donne beaucoup d'éloges à la solution graphique et approximative de Boscovich qu'il rapporteen détail, et dont nous avons parlé page 653.

Du Séjour était parvenu à réduire à une équation du second degré, la détermination des distances d'une comète à la Terre. Pingré avoue qu'il a trouvé cotte équation souvent fort embarrassante j le calcul est très long et

P1NGRÉ. 683 très délicat, parce qu'un a quelquefois à calculer des fractioDS dont le numérateur ou le dénominateur sont très petits.

11 arrive à la méthode de M. Laplaoe ; il ne la trouve pas aussi directe que la précédente de Du Séjour; mais il dit qu'elle a sur elle l'avantage de pouvoir renfermer un plus grand intervalle de temps, et de ne pas exposer à l'usage de sinus d'arcs trop petits. 11 rapporte cette méthode avec beaucoup de détails. Nous l'avons eiposée dans notre Astronomie, tome 111, page 377 ; et, dans l'année même où notre ouvrage a paru, il s'est présenté une comète qui a mis cette méthode en défaut. C'est un malheur auquel toutes les méthodes sont sujettes, et souvent il faut en revenir à la méthode indirecte; au reste, elles le sont toutes plus ou moins.

Aujourd'hui qu'on aime le calcul autant qu'on le redoutait il y a cent ans, on ne se borne plus à la parabole, on calcule des ellipses par la méthode de Gauss. Nous avons expliqué fort au long cette méthode (Astr. , tome II, page 56i), en l'appliquant à l'une des petites planètes ; mais peu importe que ce soit une comète ou une planète, quand on calcule une ellipse.

Pingre, dans son problème XII, page 336, se propose de déterminer les rapports qui existent entre les différentes parties de la trajectoire d'une comète. Soient r", r1" trois rayons vecteurs ; v', v", vm les anomalies vraies correspondantes ; <p=z>" — v' l'angle compris entre les rayons/ et r"; %=■ t/"— 1/ l'angle des rayons / etr"' ; enfin p le demi-paramètre, et e l'excentricité ; on aura par les propriétés des sections coniques

p = r/-r-r'* cosv'=i"+r" ecosvP=sr/n+iJneco$vm,

mettons pour v" et v"* leurs valeurs (p-f-t/ et %-f-v', faisons disparaître les dénominateurs, développons les cosinus, divisons tout par cos v\ et nous aurons

(r" ^) { r" cos % «n % tang v') =(/•*— /) [ / — r" cos f -h/"«in^tangv'},

d'où l on tire tang a/ = r,(r*-r)rinf-^(/-/)si.x '>

expression qui fera connaître l'anomahe vraie v' si l'on a trois rayon*"

vecteurs avec les angles <p et x qu'ils foi ment cuire eux : elle est à joindre à celles que nous avons donuées pour le même problème dans notre Astronomie, tome II, page 126. La différence est que cette équation donne l'anomalie vraie pour la première des trois observations, et que les nôtres donnent la longitude II du péribélie.

Quand de cette formule générale on aura déduit 1/, on connaîtra les trois anomalies v', v", v'", et l'on pourra trouver l'excentricité e et le demi-paramètre p par les formules ci-dessus. Si essi, l'orbite sera parabolique ; «i e < 1, elle sera elliptique; si e > 1, elle sera hyperbolique j si esso, elle circulaire.

Dans la parabole la distance périhélie as r cos» ± v, dans l'ellipse

"f = 7— — , et le demi-grand axe a = tt -f- ae = * = — ^— •

Dans le problème suivant, il détermine le rapport entre les différentes parties de l'orbite, et le temps de la révolution, et le temps écoulé entre une observation et le passage au périhélie, et enfin le temps compris entre deux observations. Dans le problème XIV, il enseigne à construire la parabole dont on connaît le foyer, deux rayons vecteurs r et t* et l'angle compris Je préfère le calcul suivant qui est bien plus simple : en désignant par v etv-f? les deux anomahes, et par rr la distance périhélie, on aura

wssrcos^v et w=r' cos'i (v+ç),

d'où l'on tire ; = "ffi^ = (co> • f Uog âv<jn • ,y. Si l'on divise les deux membres par sin» £ il viendra

= ( cot i f — tang i v y

et enfm Ung ^ v=cot i pdz J \ — cot J ipzfccoséc ± <p Jï.

V un* i p 1 Vf'1

ayant ainsi l'anomalie v, on connaîtra la direction de l'axe de la parabole ; sur cet axe on prendra une distance x = r co$"tv=/ ccV i(v+<p) pour avoir le sommet. On aura de plus le demi-paramètre />s= a*; la parabole sera donc entièrement déterminée.

Pingré donne ensuite les fondemens de la table de Simpson pour trouver la différence du mouvement d'une comète dans une parabole et dans une

P1NGRÉ. 685 ellipse. Nous avons traité ce point avec plus d'exactitude et de facilité, Astronomie, tome III, psge 204, 11 préfère La table de Simpson à celle de La CaUle par une raison qui ne nous a pas paru bien décisive.

Hennert lui fournit, page 35o, une solution de ce problème : connaissant les rapports de trois distances d'une comète à la Terre, dans le plan de l'écliptique , avec les longitudes et les latitudes observées , trouver l'inciinaison et les nœuds de l'orbite. Le calcul est fort long, et les moindres erreurs dans les observations peuvent mener à des quantités fort inexactes ou même imaginaires. Ce problème est plus curieux qu'utile.

Euler a résolu cet autre problème, sujet à peu près aux mêmes inconvéniens : étant données trois observations faites à des intervalles peu considérables , et la distance de la comète à la Terre , au moment de la seconde observation , déterminer l'orbite. La méthode d'Olbers est bien préférable.

Le lieu du noeud et l'inclinaison étant à peu pris connus, déterminer la nature et tous les élémens de l'orbite. Ce problème, daus sa généralité, est plus curieux qu'utile, et il n'a pas réussi à Pingre.

Lorsqu'on attend le retour d'une comète, déterminer, d'après une ou deux oberva lions, si une comète qui parait, est celle que l'on attend. C'est un problème que j'ai oublié de mettre dans mou Astronomie, parce que le plus sûr est d'attendre trois observations, de calculer l'orbite, et de voir »i elle ressemble à l'orbite connue; en tout cas, voici comme je répare celle omission.

Soit II la longitude héuocenlrique inconnue de la comète comptée sur réel ip tique, h sa latitude béliocentrique, et L sa latitude géocenlrique ; .1 la longitude béliocentrique de la Terre; T l'élongation ou l'angle observé à la Terre, entre la comète et le Soleil ; enfin I l'inclinaison, et n> la longitude du noeud de l'orbite de la comète; nous aurons

tang A=lang I sia (H— n\

En remarquant que la commutation ou l'angle au Soleil = [ — H, on aura encore

» tane L sin commutation ta DR I* . fT ■«.>

tang A=^,inëloDsation = -^r«uÇW*).

Égalonsces expressions bien connues de tang h, et urulriplions par sin T cet L, tang I sin (H — n) sin T cot L=sin (/—H)=sin [(/—»■)— (H—»)]

sssin (l— »)cos(H— »>— cos(J— n) sin(H— n) .

de là, après «voir divisé le» deux membres par cos(H— »), nous tirerons

Ullff (H— ») = «m(/-n)UnBL

tangcn — ^i,^ +CM^i n) UngL'

mais H' étant la longitude de la comète sur l'orbite, on aura tang(H— n) =tang (H' — r)cos I, donc enfin

,rt/ » ain (/— n) Ung L

tang(tl ») tinliinT-i- coi — n) lang L cosl'

on voit avec quelle facilité cette formule se déduit de deux formules des plus vulgaires. Pingre, d'après Lexdl, y parvient par une marche pénible , et par une figure assez compliquée. Notre formule suppose la comète, et surtout la Terre, plus avancée en longitude que le nœud : elle suppose la latitude boréale, et la comète directe, mais on aura égard aux signes algébriques des sinus et des tangentes.

H'—- n étant ainsi connu, on aura H', et L'anomalie vraie = H' — n, en désignant par II le lieu connu du périhélie ; avec l'anomalie on trouvera le rayon vecteur et tout ce qui est nécessaire pour calculer le lieu géoc en trique. S'il s'accorde avec le lieu observé, on aura une première probabilité que la comète observée est celle que l'on altend - une seconde observation lèvera le doute qui resterait encore.

Problème XXI, page 4» 2, deux distances de la comète à la Terre étant données, au moment de deux observations, déterminer l'orbite parabolique. Avec ces données on déterminera les deux longitudes et les deux latitudes héhocen triques, le nœud et l'inclinaison, et les lougitudes dans l'orbite, et de plus les rayons vecteurs ; puis, les anomalies par le théorème de Nicosie, Astronomie, tome III, page aa5. La distance périhélie «ser ont* ; v, et le temps de v s'obtiendra par la table du mouvement général.

Problème XXII, trois observations d'une comète étant données, calculer son orbite. Pingré se contente ici de rappeler historiquement les méthodes qu'il a exposées plus haut avec beaucoup de détails, et qui ont été données par des géomètres et des astronomes qui avaient en vue ce problème général, a 11 ne nous reste plus, dît-il, qu'à parler de la méthode qu'on a le plus communément coutume d'employer; quelques-uns l'ont appelée méthode de fausse position; mais ce nom convient à toutes les méthodes où l'on emploie le tâtonnement , et par conséquent à presque toutes celles dont nous avons parlé, n II suit la méthode de La Caille qu'il veut toujours donner à Le Monnier, qui ne s'en est jamais servi, et qui

BORY. 687 manière fort obscure à son ordinaire, et ajoutée après coap à ses Institutions astronomiques, lorsque, depuis long-temps, La Caille faisait un usage continuel de cette méthode. Pour arriver à l'orbite corrigée, Pingré forme jusqu'à neuf hypothèses successives : on se doute bien que le temps indiqué comme suffisant par La Caille pour calculer une orbite, ne suffisait pas à Pingré pour tant de tâtonnemens.

Lorsque la distance périhélie d'une comète est fort petite , on ne peut l'observer dans le voisinage du périhélie; elle est alors plongée dans les rayons solaires. Quelques jours avant ou après, son anomalie excède ioo«; alors la table donnée par La Caille ne va plus assez loin. C'est probablement ce qui a engagé Pingré à l'étendre à 200,000 jours, ou à 174° 4' 55*. J'ai remit cette table en entier, avec beaucoup pluB d'étendue, pour essayer différentes méthodes; et je l'ai calculée partout en dixièmes de seconde. J'ai trouvé un bon nombre de termes où Pingré n'a pas choisi la ^seconde la plus approchée . mais l'erreur n'est d'aucune importance. 11 a de même calculé de nouveau la table de Lambert , pour la chute parabolique des comètes.

Dans l'explication de ses tables, il dit enfin , page 4$6, que celle du mouvement parabolique avait d'abord été publiée par Halley; que La Caille lui avait donné une forme beaucoup plus commode; que Lalande l'avait considérablement augmentée, et que' ce n'était pas sans nécessité. Il ajoute ensuite que dans la table de Lalande , il n'avait trouvé jusqu'à 5,ooo jours que des erreurs de 1" et très rarement de a"; mais qu'au-delà , les différences allaient jusqu'à 8". Quantaux termes ajoutés depuis par Schulze, il ne les a pas trouvés aussi précis ; les erreurs vont quelquefois à 20 et a 4 minutes.

Nous terminerons ici notre article sur un savant laborieux et estimable , <|ui a joui d'une grande considération qu'il avait méritée , surtout par son zèle et ses qualités morales; qui jamais n'a refusé une mission pénible comme le prouvent ses divers voyages, et l'intrépidité qu'il a montrée à se duirger du travail ingrat de V état du ciel pour le bien des navigateurs. Du reste, l' Astronomie n'a fait entre ses mains aucun progrès bien remarquai) le, et nous ne connaissons aucune méthode, pas même une formule , qui soit véritablement de lui , si ce n'est peut-être ce qu'il a mis dans le volume de 1764 sur les parallaxes de longitude et de latitude , en développant des formules de Maupertuis et d'Euler. Ces méthodes ont fait place à celle de Clairaut ou de Mayer.

Bory.

Gabriel Bory, clief d'escadre des armées navales, associé libre de l'Acadé-

raie des Sciences , un des fondateurs de l'Académie de Marine , enfin membre de la classe des sciences de l'Institut, naquit à Paris le i5 mars 1720, et mourut le 8 octobre 1 801 . 11 avait été le premier à introduire les instrumens de réflexion dans la marine française : il en expliqua la composition et les usages avec beaucoup de soin et de clarté, dans un Traité qu'il fit paraître en 1751. Ces instrumens , qui devaient opérer une révolution dans l'art d'observer à la mer, étaient alors peu répandus dans la marine anglaise et inconnus dans la nôtre. Cependant Hadley, vice-président de la Société royale, avait donné, 20 ans avant, dans les Transactions philosophiques de 1731, la description d'un instrument de réflexion, l'octant, pour mesurer les angles à la mer malgré le mouvement du vaisseau. Les essais qui furent faits en mer par ordre de l'amirauté réussirent complètement ; et l 'adoption de cette nouvelle manière d'observer changea la fece de l'Astronomie nautique pratique.

Vers le même temps , Bory se réunit à plusieurs officiers d'un mérite distingué , pour composer un Dictionnaire de marine. Cette utile entreprise devint une des attributions de l'Académie de Marine qui n'eut pas le temps de la conduire à sa fin , parce que cette société , fondée en 1 759 d'une manière précaire, avait de fait cessé d'exister au commencement de la guerre par la dispersion de ses membres. 11 détermina astronomiquement les caps de Finistère et d'Ortegal, dont la position est si importante pour la navigation. Dans le dessein de vérifier la carte des côtes occidentales d'Espagne et de Portugal , sur laquelle la position nouvelle du cap Finistère ne pouvait manquer d'avoir une grande influence, il prétexta l'éclipsé de soleil du 26 octobre i753, et obtint l'armement d'une frégate. L'éclipsé annoncée comme totale ne fut que partielle , le but astronomique était manqué , les observations qu'il espérait faire étaient impossibles. 11 résulta du moins de celte éclipse une détermination de la longitude d'Aveiro. On a de Bory quelques observations astronomiques dans le tome V des Mémoires présentés, et dans les volumes de l'Académie pour les années 1768, 1769 et 177a. C'est de sa bouche que nous tenons l'anecdote du manuscrit de la méridienne vérifiée , composé en entier par La Caille, et porté par lui à Cassini de Thury, qui n'eut d'autre peine que celle de mettre son nom au frontispice,

Lt- t Tîti l .

Guillaume Joseph Hyacinthe Jean-Baptiste Le Gentil de la Galaisière, naquit à Coutances, le 12 septembre 1725. Venu à Paris en 1745, pour étudier la Théologie, il suivit les leçons de l'astronome Delisle au collège

LE GENTIL. 689 de France. Peu de tempe après, il se rendit à l'invitation de J. Cassiniqui lui proposa de venir loger à l'Observatoire pour s'exercer aux. observations. Ses travaux , dons ce grand établissement , lui ouvrirent les portes de l'Académie, en 1753. 11 fut reçu le même jour que Lalaude. Deux places étaient vacantes depuis plusieurs années; car les astronomes ont loujoursété en petit nombre, même à Paris. Envoyé dans l'Inde pour observer le premier passage de Vénus sur le disque du Soleil, il partit de Brest le aG mars 1760, et arriva, le 10 juillet, à l'Ile-de-France. La guerre entre la France et l'Angleterre lui laissait peu d'espoir de continuer sa roule pour se reudre à Pnndichéri. 11 essaya cependant; mais la frégate sur laquelle il s'était embarqué, fut obligée, après des contrariétés de tout genre, de revenir ù l'ile-de- France. C'est pendant ce trajet, et de dessus le pont du bâtiment, qu'il lui fut donné d'apercevoir, mais non d'observer Venus sur le Soleil. Elle devait y reparaître en i-j6ç), et Le Gentil prit le parti de rester dans l'Inde jusqu'à celle époque. Pendant ces buit ans, il lit un grand nombre d'excursions: il parcourut l'Inde depuis Madagascar jusqu'à Manille; il se rcudil enfin à Poinlichérïj mais là, par une fatalité singulière, le ciel, qui avait été constamment beau pendant plusieurs jours, se couvrit à l'instant de l'observation, et quand le Soleil se remontra , Vénus était déjà en dehors de son disque. Lors du 1", et surtout du a* passage de Vénus, les uslronomes s'étaient rendus dans les points du globe les mieux situés, pour déterminer la parallaxe du Soleil. I-a plupart ont été assez beureux, et Le Gentil, qui a parcouru environ dix mille lieues, et qui a été absent plus de dix ans, n'a pu observer ni l'un ni l'autre.

Le Gentil rc\ int en France en 1771 . Ses héritiers, qui l'avaient cru mort, voulaient se partager sa succession ; son fondé de pouvoir fit échouer toutes leurs tentatives ; mais à la veille de rendre ses comptes, il prétendit avoir été volé : Le Gentil qui n'en croyait rien , lui intenta un procès, le perdit, et se vit condamné aux dépens. L'Académie, qui le croyait occupé dans l'Inde de tout autre chose que d'Astronomie, l'avait déclaré vétéran ; mais elle finit par lui rendre ses droits; il était même, depuis quelques années, académicien pensionnaire, lorsqu'il mourut, le 33 octobre 179a.

Son principal ouvrage est un voyage dans les mers de Vlnde, a t occasion du passage de Vénus sur le disque du Soleil, le G juin 1761, et le 3 du même mois 1769. 2 vol in-4*. Paris, de l'imprimerie royale, 1779 et 1781.

La relation du voyage, les détails sur l'histoire, la géographie et les climats ; sur le commerce, les usages et les mœurs des Indiens de la côte deCoromandel et des fies qu'il a visitées, sont étrangers à notre plan. Nous avons déjà

Astr. au 18" siècle. 87

f>oo ASTRONOMIE AU DIX-HUITIÈME SIÈCLE,

fait usage , dans l'histoire de l'Astronomie ancienne, tome I, page 5 1 i, de ce que l'auteur a pu nous dire de l'Astronomie des ludiens. Nous ne nous arrêterons qu'aux observations astronomiques et physiques qu'il a faites à Pondichéri , a Manille, à Madagascar et à l'Ile-de-France.

Après avoir décrit l'observatoire que le Gouverneur lui fit construire à Pondichëri, il rapporte les observations qu'il entreprit pour en déterminer la position. Il trouve la longitude de Pondichëri, de 5' 10' G", par 17 éclipses du 1" satellite de Jupiter. La méthode des angles horaires de la Lune lui donne à peu près la même chose. Quant à la latitude, il la trouve de 1 1° 55' 42" boréale, par des hauteurs méridiennes de la polaire, prise au-dessus et au-dessous du pôle. Mais ces hauteurs qui ne sont que de 10 et 14% sont fortement affectées par la réfraction, et il est naturellement conduit à chercher si la réfraction donnée par les Tables conuues, peut satisfuirc à ses observations.

11 commence par la vérification de son quart de cercle. Après avoir obtenu l'erreur de collitnation, par la méthode du retournement, et en observant un objet immobile à l'horizon, il essaye de la déterminer par l'observation de deux étoiles qui passent au méridien à des distances presque égales du zénith, l'une au nord et l'autre au sud. En effet, la somme des deux distances zénithales, corrigées de la réfraction, doit être égale à la différence des déclinaisons des deux étoiles. Si l'on trouve une différence entre ces deux quantités, elle sera le double de l'erreur de collimalion. Celte seconde méthode n'est pas aussi exacte que l'autre : clic suppose que l'on connaisse parfaitement les réfractions et les déclinaisons. Aussi Le Gentil dit qu'il ne l'applique à Antarès et et de Persée, que pour savoir quelles sont les réfraclions qui conviennent au climat de Pondichëri. En employant la table de lJouguer , il trouve l'erreur de collimatiou plus grande de 8",5 que par le renversement et par les objets à l'horizon. La différence était i7",8 avec la table de Bradley , et a.7Vf avec celle de La Caille.

11 faudrait conclure de là qu'aucune de ces tables ne conviendrait parfaitement au climat de Pondichëri, et que toutes donneraient des réfractions trop fortes. Le Gentil se propose donc de faire une lahle nouvelle d'après ses propres observations. Son observatoire était sur le bord de la mer, à 46 pieds d'élévation. Il remarqua bientôt qu'en hiver, le soleil, au lieu de se lever a l'horizon apparent de la mer, se levait plus tard à un faux horizon qui semblait formé par des vapeurs, quoique le ciel fût très beau, et que l'horizon de la mer paraissait s'abaisser à mesure que le soleil montait. On pourrait soupçonner que la réfraction terrestre, plus forte quand le soleil est prêt à se mon-

LE GENTIL. 691 trer, va diminuant à mesure qu'il s'élève. Voici comment Le Gentil s'y prend pour éviter cet effet. Il place son quart de cercle sur zéro. Le fil horizontal de lu lunette, à cause de l'erreur de collimation, correspondant alors à 1' 58" de hauteur ou à 89* 58' a" de distance au zénith , il ohserve le moment où le hord supérieur du soleil touche ce fil. Pour trouver ses réfractions, il emploie comme Bouguer le triangle formé par le zénith, le pôle et le lieu vrai du soleil. Dans ce triangle il connaît deux côtés : les distances du pôle au zénith et au soleil , et l'angle compris qui est l'angle horaire observé ; il en déduit la distance vraie du soleil au zénith, il la compare à la distance observée 89°58'a", et la différence lui donne la réfraction. 11 trouve ainsi:

juillet 14

A la réfraction 37*8" qu'il trouve par un milieu entre les deux saisons, il «joute l'erreur de collimation i'58", et il a une réfraction de 2q'G" à i'58" de hauteur apparente. Il l'augmente encore de ai" pour la réduire à l'horizon, et enfin de 17" provenant de l'erreur sur la latitude supposée; en sorte que la réfraction horizontale lui parait de a9'44" à Pondichéri (*).

11 ne donne ni les hauteurs du baromètre, ni celles du thermomètre; mais n u bord de la mer , le baromètre devait se tenir à a8 pouces à très peu près ; et par des ohscrvations uomhreuses, on voit qu'au lever du soleil le thermomètre marquait presque toujours de ao à ai* delléauinur, quelquefois 19 et 18*, et même une fois 1 4"; mais généralement on peut supposer qu'il marquait ao*. Il faut donc songer que la réfraction 29' 44"? donnée par Le Gentil, est pour ao° environ, et qu'ainsi elle doit être augmentée si l'on veut la ramener à

(") Le Gentil, voulant vérifier si les réfractions sont plus fortes en France que vers l'équatcur, profite Je son séjour à Pondichéri pour observer les réfractions à l'horizon et à différentes hauteurs. Il les trouve en effet plus petites que celles qu'il a observées vers 1 786 , avec le même instrument , sur les cotes de Normandie, et la différence, qui est do a' 5 a Tboricon, est encore de j de minute à io° de hauteur. Mais il faut remarquer qu'il n'a pas égard à l'état de l'air dans les deux climats. Cependant la plupart des astronomes avaient reconnu, depuis un grand nombre d'années, la nécessité de tenir compte de la

fipa ASTRONOMIE AU DIX-HUITIÈME SIÈCLE.

la température moyenne -f- io* Réaumur. Elle deviendra ainsi 3a' à fort

peu près.

D'après ce qu'il a remarqué au lever du soleil, il se croit fonde à révoquer en doute l'observation des Hollandais, qui prétendaient avoir vu le soleil, le i\ janvier i5q7, dnns la Nouvelle-Zemble, c'est-à-dire une quinzaine de jours avant l'époque où il aurait dû se montrer à l'hornson |»ar une latitude de 760. Le Gentil ne croit pas à la possibilité de cette observation dont nous avons déjà parlé ri-dessus, page 220, et qui ne pourrait se concevoir qu'en admettant tme réfraction de (\ à 5* dnns la zone glaciale. 11 aime mieux croire que les Hollandais se sont trompés; et, dans une longue dissertation, il s'attache à faire îessorlir les contradictions qu'il trouve dans leur récit, qu'il faut mettre, suivant lui , à côté de l'histoire de la dent d'or, ou des levers et couchers échangés du soleil dans Hérodote.

Quand il a déterminé la réfraction horizontale, il passe aux observations qu'il a faites de 3a en 3o', depuis l'horizon jusqu'à i.f* de hauteur. 11 dit qu'il a aussi observé à 23% à 3a* et à 45"; mais il s'est particulièrement attaché à déterminer les réfractions pour les hauteurs de 10 et 1 4* • q»û sont celles où il observait la polaire à Pondichéri. Par un milieu entre 1a résultats, il trouve , page \\o, la réfraction de 5'6" pour lo'aY' de hauteur apparente; et par un milieu entre G, il trouve 3'4 1" à i4°a'û"- Mais nous voyons, page 438, que ces deux réfractions doivent être diminuées: l'une de ai", l'autre de aa", à cause de l'erreur de 5i" sur la latitude supposée. Elles se réduisent donc a4'45"el3'i9".

Le Gentil, en prenant sa réfraction horizontale ap/44"» calcule dans l'hypothèse deCassini les réfractions pojir lO'a'-y" et i4*3't>",et il les trouve de 19" et 18" plus fortes que les réfractions observées 4'4-j" c& 3' 19". 11 conclut de là que la hauteur de la puissance réfraclive est moindre dans la zone torride qu'en France. Pour obtenir des réfractions plus petites et satisfaire exactement à ses observations, il réduit à 1750 toises la hauteur de l'atmosphère, ou plutôt de la couche de densité constante que Cassini supposait de aooo toises , et par laquelle il remplaçait l'ensemble des couches de densités variables qui forment l'atmosphère. C'est d'après cette théorie ainsi modifiée, que Duvaucel a calculé pour I«c Gentil la table suivante. J'y prends pour données les réfractions R = icj \ \" et r = 4'43" pour 900 et N = 8o* de distances zcnitliales; et j'en déduis la table entière que j'ai mise à coté, au moyen de mes formule»

Irmperatuic et de la pression de l'air dan» l'évaluation de la refraction, et sut doute que les correction» qui en résultent expliqueraient la différence que Le Gentil tu» «s entre

siunU