ETUDE DES CHRONOMÈTRES 3 9 



moyenne de ces deux instants. Ceux-ci différant de 26 secondes, l'erreur maximum ne serait que 

 de i3 secondes de temps, c'est-à-dire de 3' i5" d'arc, de sorte que l'erreur en longitude serait 

 inférieure à 1 mille ( J ). Toutefois, nous sommes loin de nous imaginer que nous avons atteint 

 cette approximation : à notre retour, nous n'avons pas pu être renseignés sur la valeur des 

 observations qui avaient été réellement trouvées pour Tmg, et nous savons, en outre, que l'heure 

 D était fonction de l'état de l'atmosphère et de la valeur de notre lunette. A ce double titre, les 

 résultats déduits de l'observation du 14 Mars doivent être considérés comme approximatifs. 



Les observations du 21 Juin 1898 (fin de l'éclipsé de Ganymède), et du 12 Mars 1899 (com- 

 mencement de l'éclipsé de Io), ont été faites dans des conditions semblables à celles du 

 14 Mars 1898. 



Faute de mieux, nous avons adopté les états déduits des observations des phénomènes des 

 satellites de Jupiter; d'ailleurs, l'état absolu du 14 Mars concordait sensiblement avec celui qui 

 était indiqué par nos calculs journaliers, et celui du i3 Mars 1899 devait être très proche de la 

 réalité, puisque, quelques jours plus tard, nous entrions clans le détroit de Magellan, par la passe 

 du Sud (entre les Furies de l'Est et les Furies de l'Ouest), et nous trouvions, comme conséquence 

 de nos observations de Punta-Arenas, un état absolu du régulateur très approché de celui qui 

 avait été déduit de l'éclipsé du i3 Mars 189g. 



Comme nos déterminations d'état absolu se faisaient très difficilement dans la banquise, 

 nos observations ont été très espacées ( : ). Si donc, en recherchant une précision exagérée pour 

 le but que nous poursuivions, nous avions rejeté les observations du 14 Mars et du 21 Juin 1898, 

 nous serions demeurés sans détermination d'état absolu, depuis le 3o Décembre jusqu'au 

 27 Août 1898, c'est-à-dire pendant 240 jours. 



D. Méthode des Occultations d'étoiles par la Lune. 



Cette méthode exige un calcul préalable indiquant si l'occultation se produit pour le lieu 

 occupé par l'observateur et faisant connaître l'heure approchée à laquelle on doit se préparer à 

 l'observation. Ce calcul préalable se remplace avantageusement par un procédé graphique très 

 simple et très rapide. 



I. Prédiction graphique d'une occultation. 



Théorie. — Soient O le centre de la Terre, O e la direction de l'étoile, POQ le plan 

 perpendiculaire à O e, L G et T les projections sur le plan POQ du centre de la Lune et de 

 l'observateur, à l'instant de la conjonction vraie des astres, c'est-à-dire à l'heure T„ de Paris. 

 Enfin appelons q la longueur O L . 



Si nous prenons le rayon terrestre R pour unité de longueur, le rayon lunaire sera 0,27 R. 



Une heure après la conjonction vraie, le centre de la Lune se sera déplacé d'une longueur 

 q', suivant l'axe OQ, et d'une longueur p', suivant l'axe OP. Donc, si la projection de ce déplace- 

 ment avait été une droite, cette projection aurait été L„ L + I . 



Quant à l'observateur, il aurait parcouru un chemin dont la projection aurait été T T + I . 



(1) Nous n'avons cependant jamais manqué de saisir les occasions favorables. 



