44 EXPEDITION ANTARCTIQUE BELGE 



De ce qui précède, il résulte que les valeurs, admises pour <p et (Tml — A), dans le calcul 

 des occultations, ne sont pas rigoureuses, mais qu'elles sont simplement des valeurs probables. 

 Il est cependant de toute évidence que leur approximation est très satisfaisante, pour les circon- 

 stances spéciales dans lesquelles nous avons été amenés à nous en servir. 



L'observation des occultations d'étoiles par la Lune peut être très avantageuse pour le 

 voyageur polaire. Malheureusement ces phénomènes ne sont que rarement visibles au delà du 

 70 e degré de latitude australe; d'abord, parce qu'il y a généralement un apulse, à partir de ce 

 petit cercle ; ensuite, parce que les circonstances atmosphériques sont peu favorables à ce genre 

 d'observations. Enfin, il ne faut pas perdre de vue que, pendant de nombreuses semaines le 

 soleil ue se couche pas et que, pendant cette période, il ne peut pas être question d'observer des 

 occultations. 



A trois ou quatre reprises, nous avons tenté de faire ces observations, mais nous n'avons 

 pu les utiliser qu'une seule fois : c'est le 27 Août 1898. Cette occultation semble nous avoir con- 

 duits à des résultats satisfaisants ('). 



E. Méthode des distances lunaires. 



Supposons qu'à l'heure A d'une montre, dans un lieu de latitude géocentrique <?', et de 

 longitude probable Le, nous ayons mesuré la distance angulaire Dsa, du centre de la Lune au 

 centre d'un astre conjugué. Admettons que, par le calcul, nous puissions déterminer la distance 

 angulaire Dsv, qu'aurait mesurée un observateur, placé au centre de la terre, au moment précis 

 où nous mesurions Dsa; en d'autres termes, admettons que nous puissions calculer Dsv en fonc- 

 tion de Dsa. — Le problème revient à chercher l'heure Tmg de Greenwich correspondant à 

 l'instant où la distance des deux astres est Dsv. Il est évident que l'état absolu, à l'heure Tmg 

 de Greenwich, sera donné par la formule : 



E = Tmg— A. 



La manière de calculer Tmg, en fonction de Dsv, est indiquée dans la Connaissance des 

 temps et le Nautical Almanac (-). 



Il nous reste à établir comment on obtient successivement <?', Le et Dsv. 



Calcul de la latitude géocentrique ?'. — Cette latitude se déduit de la latitude astronomique f, 

 en faisant usage de la table XXII de Caillet. Quant à la latitude f, nous pourrions établir, comme 

 nous l'avons fait au paragraphe précédent ( 3 ), qu'il n'était pas possible de l'obtenir avec précision, 

 pour le moment où nous mesurions la distance lunaire. 



En hiver, lorsque les étoiles étaient parfois visibles, et que nous aurions pu faire un choix 

 parmi elles, pour déterminer des droites de hauteur, la lune fut très rarement observable, soit 

 parce qu'elle se trouvait au-dessous de l'horizon, soit à cause de la nouvelle lune, soit enfin à 

 cause de la brume. Les deux ou trois essais que nous fîmes, en hiver, pour mesurer des distances 

 lunaires ne furent pas heureux, et voici à quoi nous devons attribuer cet insuccès. 



Pour que la mesure des distances lunaires donne de bons résultats, il faut qu'elle soit faite 

 avec la plus grande précision. Or, cette précision s'obtient difficilement dans les régions polaires 



(1) Étude des chronomètres, deuxième partie de ce mémoire, page n5. 



(2) Lecointe. La Navigation astronomique et la Navigation estimée, page 327. — Berger-Levrault, Paris, 1896. 



(3) Page 42 du présent mémoire. 



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