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difference de déclinaison pour 24 heures ou pour un jour. Car dans l'exemple qu'on vient de rapporter , dans la seconde planche, comme CD est à DN, ce qui est comme 12h à l'is", ou comme 24" est à 18' 30", qui eft la difference de déclinaison dans l'espace d'un jour , ainsi CO de 7hz sera à O P ou DQ de 5' 47", laquelle sera la partie proportionnelle de la difference de déclinaison qui convient à la distance entre les Obfervations correspondantes.

Mais maintenant il faut démontrer pourquoi il est necessaire de réduire ces minutes au parallele de la déclinaison du Soleil qui est dans la raison de la ligne D Qà KR ou à a S.

Soit dans la figure 4 de la 3e planche le Méridien P M du lieu de l'Observation, & la ligne N H une portion du parallele à l'horizon , & enfin la courbe NMSH le chemin du centre du Soleil qui l'a rencontré en Navant midi, & en H après midi. La portion SH de cette courbe qui est comprise entre le point H & le Méridien PS qui estici consideré vers l'Occident depuis le Méridien PM, & qui en est autant éloigné que le Méridien PN qui est vers l'Orient , est considerée comme une ligne droite, & en effet elle n'en est pas sensiblement differente. C'est ainsi qu'on reprefente ces cercles ou arcs de cercles dans la projection ortographique sur le plan du Méridien.

Il est évident par ce qui a été dít cy-devant , que le Soleil employe autant de temps à parcourir la portion NM de la courbe N MSH qu'en parcourant MS, puisque ces deux points N&S sont également éloignés du Méridien PM; c'est pourquoi SH sera la portion de la courbe qui convient à la corre&tion. On voit donc que si l'on avoit l'angle HPS ou son égale H P N au Pole Poù est son fommet, & si l'on convertissoit cet angle en fecondes de temps, on connoîtroit la correction

que l'on cherche, & par le moyen de laquelle l'Observation du soir faite en H seroit réduite à l'Obfervation en S.

C'est pourquoi dans la recherche que l'on fait de l'angle NPH ou de l'arc SH, on suppose premierement que le triangleNSH eft rectiligne & rectangle en S, & certainement, à cause de la petitesse, il n'en est que très peu different.

On suppose en second lieu que l'angle NH S est égal à l'an, gle au Soleil qui eft PNZ, ce qui a été démontré cy-devant. C'est pourquoi dans le triangle rectangle NHS on a les trois angles connus, & de plus on a le côté N S qui est la partie proportionnelle de la difference de déclinaison entre les Observations correspondantes ; on trouvera donc la ligne ou l'arc SHcomme celui d'un cercle parallele à l'Equateur , mais dans les mêmes parties de la droite ou de l'arc d'un Méridien NS; mais il faut prendre garde que N S étant connuë en minutes d'un grand cercle , ne sçauront donner la mesure de l'angle HPS, si ce n'est sur l'Equateur , car sur la même portion d'un parallele il y a plus de minutes que sur la même portion de l'Equateur entre les Méridiens P'S, PH. C'est pourquoi pour avoir SH dans le nombre des minutes de son parallele , il faut augmenter le nombre des minutes de la ligne ou arc NS dans la même raison que celle de ce parallele est à l'Equateur, la quelle est dans la figure de la seconde planche la raison de DR à KR, ou àAS.

Nous aurons donc dans le triangle SCD de la même seconde planche., l'angle au Soleil SC Aavec le reste , & de plus le côté S; c'est pourquoi par la regle on trouvera le côté Caqui mesure en minutes de degré l'angle HPS de la 4e figure de la 3e planche. Or il y a en Cas' de degré à très peu près, qui donnent 23" de temps pour la corre&tion de l'Observation du soir que l'on cherche, & c'est ce qu'il falloit démontrer.

MM. Picard & Romer de l'Académie des Sciences avoient déterminé la correction de l'horloge sur les mêmes principes, mais ils se servoient d'une pratique differente des deux que j'ai données ici, car ils y employoient une échelle particuliere qu'ils avoient inventée.

D E L'OBSERVATION

DES ECLIPSES, E

Ntre les Observations des Eclipsės nous avons le com

mencement, la fin, l'Immersion totale , & l'Emersion, dont on peut juger assez facilement à la yllë simple, si pourtant

E

on en excepte le commencement & la fin des Eclipses de Lune que l'on ne peut déterminer sans une erreur de 2 ou 3 minutes, à cause que le bord apparent de l'ombre de la Terre n'est pas afsez tranché. De plus, la quantité de la portion éclipsée du difque

du Soleil ou de la Lune que l'on mesure ordinairement par doigts qui sont les douziémes parties de tout le diametre du Šoleil ou de la Lune, & par minutes qui sont les foixantiémes parties de ces doigts fera toujours douteuse, si l'on ne fe fert pas de Lunette d'approche à laquelle on ait appliqué un Instrument propre à cette mesure. Car l'estime que l'on fait à la vûë simple est toujours fort trompeuse, comme on peut le remarquer dans l'histoire des Eclipses, quoiqu'elles ayent été faites par

de très habiles Astronomes. Les premiers Astronomes qui ont commencé à se servir des Lunettes composées d'un objectif convexe ou d'un oculaire concave, obfervoient les Eclipses de la maniere suivante. Ils faisoient passer par un trou d'une chambre obscure le tuyau de la Lunette , pour recevoir sur une planche ou sur une carte blanche les rayons ou l'image du Soleil qui avoit passé au travers de la Lunette, & il y avoit sur cette planche six cercles concentriques tracés à égale distance l'un de l'autre , lesquels avec le centre divisoient le diametre du cercle exterieur en 12 parties égales pour marquer les doigts.

Ayant exposé la planche dans une position perpendiculaire au tuyau, on voit l'image claire & distincte du Soleil sur la planche , & elle paroît d'autant plus grande que la planche est plus éloignée de la Lunette vers le dedans de la chambre; c'est pourquoi on cherchera une distance de cette planche jusqu'à ce que l'image du Soleil soit enfermée exactement dans le plus grand cercle de la planche, & alors on arrêtera ferme la planche avec le tuyau, ce qui fera la machine propre à observer l'Eclipse.

Maintenant, en faisant mouvoir le tuyau suivant le mouvement du Soleil jusqu'à ce que son limbe éclairé touche par tout le cercle exterieur de la planche , alors on pourra voir dans ce mouvement la quantité de la portion éclipsée & la quantité de l'Eclipse, par

Le moyen des cercles concentriques dans les Observations de suite, & l'on marquera exactement l'heure de l'Observation à l'horloge bien reglée. On s'est servi ensuite d'une Lunette à deux verres convexes qui fait le même effet que l'autre pour les Observations. Mais cet usage de la Lunette, quoique très commode dans les Observations des Eclipses de Soleil devient inutile pour celles de Lune, à cause que

son image n'est pas assez sensible sur la planche , par la foiblesse de sa lumiere.

Enfin, dans ces derniers temps on a placé un Micrometre au foyer commun des deux verres convexes d'une Lunette, & par le moyen de cet Instrument, & en regardant directement ces Aftres, on a pû faire exactement toutes les Observations des accidens que l'on y considere ordinairement. On peut voir ce que j'en ai dit cy-devant en expliquant la construction & l'usage de mon nouveau Micrometre.

Mais pour revenir aux Observations des Eclipses, il faut avouer que pour ce qui est des phases des Eclipfes de Lune dont on se servoit autrefois pour l'usage de l'Astronomie & de la Geographie, elles étoient fort défectueuses & imparfaites, avant qu'on eut découvert les Lunettes d'approche ; mais que depuis qu'on s'eft fervi du Micromettre appliqué à la Lunette pour mesurer exactement la quantité de leurs phases, elles ont été fort commodes pour la Geographie. Mais on a depuis imaginé que sans le secours du Micrometre, & en considérant feulement avec une Lunette de 8 ou 6 pieds de foyer le disque apparent de la Lune pour observer exactement le temps de l'occultation & du recouvrement de lumiere des taches & des facules ou parties lumineuses qui paroissent fur le corps de la Lune, pendant la durée de l'Eclipse, afin de les comparer avec de semblables Observations faites en d'autres lieux éloignés pour en connoître la difference de longitude; car on sçait que la difference des temps d'une semblable Observation ou de quelque phenomene qu'on voit dans le ciel , eft comme un fignal d'où l'on tire la difference des lieux où l'on a fait l'Observation.

On doit remarquer que pour les grandes taches qui paroifsent sur la Lune, on doit observer le temps où l'ombre de la

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cles pour

35 Proclus.

Terre commence à entrer ou à sortir de l'extremité de ces ta:

pour avoir des points bien déterminés, comme ceux des petites taches.

Pour se reconnoître dans l'Observation de ces taches on a donné des noms aux principales & aux facules les plus sensibles, & on les a tirés de la Geographie reformée du P. Riccioli , & on en donne ici une Table avec la figure dans la 4° planche. NOMS des principaux lieux du Disque apparent de la Lune. Pl. 4€

. i Grimaldi.

20 Pitat. 2 Galilée.

21 Tycho. 36 Cleomede. 3 Aristarque. 22 Eudoxe.

37 Snellius & Fours 4 Kepler. 23 Aristote.

nier. s Gaflendi. 24 Manilius.

38 Petaut. 6 Schikard. 25 Menelaus.

39 Langrenus. 7 Harpale. 26 Hermes. 40 Taruntius. 8 Heraclide. 27 Posfidonius.

A Mer des hus 9 Lansberge. 28 Dionysius.

meurs. 1o Reinold.

B Mer des nuës. 11 Copernic. 30 Catherine, Cy- C Mer des pluïes. 12 Helicon.

rille, Théophile. D Mer de nectar. 13 Capuan. 31 Fracaftor.

E Mer de tranquil14 Bouillaud.

32

Promontoire ai- lité. 15 Eratostene.

gu.

F Mer de ferenité. 16 Timocharis.

G Mer de fécondis 17 Platon.

34 Promontoire du té. 18 Archimede. songe.

H Mer des crises. 19 Isle du sein,

moyen.

Mais avant que de passer plus loin, j'ai cru qu'il étoit à propos

de donner ici la description & Pusage de la Machine que j'ai inventée autrefois, qui montre fans aucun calcul les Ecliples, tant passées que futures; la simplicité de cette Machine fait fon merite.

29 Pline.

33 Mellala

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