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Sciences a mis au jour en 1693 des Tables exactes des mouves mens des Satellites de Jupiter ; c'est pourquoi en comparant le temps de l'immersion ou de l'émersion du premier Satellite de Jupiter trouvée par les Tables dressées pour l'Observatoire avec les Observations faites en tous autres lieux, par la diffe rence du temps on connoîtra la difference des longitudes entre l'Observatoire & le lieu de l'observation, ce qui se pourra confirmer en observant le même phenomene en l’un & l'autre lieu.

Il eft à propos d'avertir ici les Observateurs d'un cas qui empêche souvent d'obferver exactement les Satellites de Jupiter; dans un temps ferein on remarque fouvent que la splendeur de Jupiter & de ses Satellites s'éteint peu à peu , de forte qu'il est impossible de déterminer exactement le vrai temps de l'immersion ou émersion. La cause de cela vient de la lentille objective, laquelle fe couvre toute de gouttes de rosée qui détournent les rayons de lumiere, ce qui fait qu'il y en a très peu qui parviennent jusqu'à l'ail.

Un remede très sûr à cette incommodité eft de faire un tuyau de papier, c'est-à-dire, d'en tourner deux ou trois feuilles l'une fur l'autre , & d'en faire un tuyau long d'environ deux pieds, assez ample pour embrasser le bout du tuyau de la Lunette du côté du verre objectif. Ce tuyau ainfi ajusté boira la rosée de la nuit & empêchera qu'elle ne parvienne jusqu'au verre, & par ce moyen on pourra commodément faire les Obfervations.

DEY TICO

PRECEPTE X V I.

Connoissant le temps vrai ou apparent qu'une Etoile fixe ou une

Planete passe par le Méridien , trouver la difference · d'afcenfion droite entre l'Etoile fixe ou la Planetele o.

TL faut convertir en degrés de l'Equateur le temps donné 1 depuis midi jusqu'au passage de l'Etoile fixe ou de la Planete , ou bien le temps de leur passage jusqu'à midi, & l'on aura ce que l'on cherche.

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PRECEPTE XVII I. Maniere d'observer la hauteur Méridienne des Aftres. TL ya trop de difficulté à bien placer le Quart de cercle dans I le plan du Méridien pour pouvoir exactement trouver la hauteur Méridienne d'un Astre ; car à moins que de trouver un lieu & un mur commode où l'on puisse attacher fermement le Quart de cercle dans le plan du Méridien, (ce qui est très difficile à faire) on n'aura point la véritable position du cercle Méridien propre à observer tous les Aftres, comme nous avons dit cy-devant; c'est pourquoi il sera beaucoup plus facile, principalement dans les voyages, de se servir d'un Quart portatif par le moyen duquel on observera la hauteur de l'Astre un peu avant son passage par le Méridien à chaque minute de temps fi l'on peut, jusqu'à ce qu'on trouve la plus grande ou la moindre hauteur sur l'horizon, ainsi quoique l'on n'ait pas la véritable position du Méridien, on ne laissera pas d'avoir la hauteur Méridienne apparente de l’Aftre. .

Quoique cette méthode foit fort bonne & exempte d'erreur. fenlīble , néanmoins si l'Aftre passe par le Méridien proche du Zenith, on ne pourra avoir la véritable hauteur Méridienne que par hazard par les Observations repetées de minute en minute , parce qu'à chaque minute d'heure la hauteur augmente environ de 15' de degré, & dans ces fortes d'Observations la situation incommode de l'Observateur, la variation de l'azimuth de l’Aftre de plusieurs degrés en peu de temps, le changement qu'il faut faire à l'Instrument, '& la difficulté qu'il y a à le bien regler yerticalement, empêchent de faire les Observations plus fréquentes que de 4' en 4' d'heure , pendant lequel temps la difference de hauteur est d'un degré; c'est pourquoi en ce cas il sera plus sûr de chercher à connoître d'ailleurs la position du cercle Méridien ou le temps précis que l'Aftre passe au Méridien , afin de placer l'Instrument dans le plan du Méridien même , ou de le mouvoir en sorte que l'on puisse observer la hauteur de l'Astre au moment qu'il passe par le Méridien.

PRECEPTE

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Ayant observé la hauteur Méridienne de deux Etoiles fixes, la

quelle soit égale ou peu differente , dont l'une foit vers le Sepa tentrion de l'autre vers le Midi , & connoifant d'ailleurs leur déclinaison, trouver la réfraction qui convient au degré de hauteur desdites Etoiles fixes es la vraye hauteur du Pole & de l'Equateur dans le lieu de l'Observation. A Yant trouvé par le Precepte précédent la hauteur MériA dienne apparente d'une Étoile aux environs du Pole, si on y ajoute ou que l'on en ôte le complément de la déclinaison de ladite Eroile, on aura la hauteur apparente du Pole, onaura aussi par la même raison la hauteur apparente de l'Equateur par le moyen de la hauteur méridienne d'une Etoile aux enyirons de l'Equateur, en ajoutant ou soustrayant la déclinaison. Ensuite ayant ajouté ensemble les hauteurs trouvées de l'Equateur & du Pole , la somme en sera toujours plus grande qu'un Quart de cercle, mais en ôtant 90° de cette somme, le reste sera double de la réfraction de l'une & de l'autre Etoile observée à même hauteur, c'est pourquoi ôtant cette réfraction de ladite hauteur apparente du Pole ou de l'Equateur, on aura leur vraye hauteur.

.3 Exemple. Bare - La hauteur Méridienne observée d'une Etoile au-dessous du Pole Boreal soit de 30° 15', & le complément de la déclinaison de cette Etoile soit de 5o, dont la hauteur apparente du Pole sera de 35° 15'. Semblablement soit la hauteur Méridienne apparente observée d'une autre Etoile aux environs de l'Equateur de 30° 40', & fa déclinaison méridionale de 240 o', d'où l'on connoîtra la hauteur apparente de l'Equateur de 54° 49'. C'est pourquoi la somme des hauteurs trouvées du Pole & de l'Equateur sera de 90° 4' , dont ayant ôté 90° restera 4' qui sera le double de la réfraction à la hauteur de 30° 28' qui est environ le milieu entre les hauteurs trouvées. C'est pourquoi à la hauteur de 30° 15' la réfraction sera un peu plus de 2 comme de 2' 1", & sa hauteur de 30° 40', la réfraction fera de 1' 59".

Enfin, si on ôte 2' 1" de la hauteur apparente du Pole trouvée de 35° 15' restera la vraye hauteur du Pole 35° 12' 59",& par la même raison la vraye hauteur de l'Equateur sera de 540 47' 1", qui est le complément de la hauteur du Pole.

Il faut remarquer que la réfraction & la hauteur trouvée par cette méthode sera d'autant plus exacte que la hauteur des Aftres sera grande; car encore bien que la difference des hauteurs de chaque Etoile feroit de 2o , cela n'empêcheroit pas d'avoir la réfraction & la vraye hauteur du Pole, puisqu'au-dessus de 30° de hauteur la difference de réfraction entre 2 degrés n'est point sensible. . On peut faire la même chose par le moyen d'une Etoile observée du côté du Pole & du Soleil du côté de l'Equateur, car les réfractions sont égales de jour & de nuit, comme je l'ai observé plusieurs fois, & cette opération sera plus commode que si elle étoit faite par le moyen de 2 Etoiles, parce que la hauteur Méridienne du Soleil croissante & décroissante peut parvenir à égaler la hauteur de l'Etoile observée.

Autre méthode pour observer les Réfraftions. L'on peut encore reconnoître la quantité de la réfraction par l'Observation d'une même Etoile dont la hauteur Méridienne soit de 90° ou un peu moindre;car connoissant d'ailleurs la hauteur du Pole ou de l'Equateur dans le lieu de l'Observation par la hauteur Méridienne de l'Etoile, on connoîtra sa vraye déclinaison , puisque les réfractions sont insensibles proche du Zenith.

Mais si à chaque degré de hauteur de l'Etoile on observe le temps marqué par une Pendule exacte , comme aussi le temps de son passage par le Méridien que l'on connoîtra par les hauteurs égales de ladite Etoile vers l'Orient & vers l'Occident, nous aurons dans un triangle spherique trois choses connuës, à sçavoir , l'arc de la distance entre le Pole & le Zenith, le complément de la déclinaison de l'Etoile, & l'angle compris par ces arcs ; sçavoir,la difference en temps moyen entre le passage

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