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mesurer directement sur la plaque daguerrienne les coordonnes des taches 

 dont on aura fait choix. Il est inutile d'insister sur les avantages vidents d'un 

 pareil mode d'observation. 



" Mais l'usage le plus important, mon avis, que l'on puisse faire des 

 procds photographiques, dans les observatoires, est de rsoudre un singu- 

 lier problme qui se prsente chaque instant dans la pratique, et dont 

 aucune solution n'a t propose jusqu'ici. Je veux parler de la dtermina- 

 tion du temps absolu. On sait, depuis le commencement de ce sicle, que 

 cette dtermination est compltement illusoire , dans certaines limites. A 

 Poulkova, Knigsberg, Greenwich , Paris, partout enfin o l'on 

 observe, avec une admirable prcision, les phnomnes astronomiques, on 

 ne peut noncer l'heure de ces phnomnes une demi-seconde prs, et 

 cela lient une imperfection inhrente la nature intime, l'individualit 

 mme des observateurs. Par exemple, Paris, si on demande l'heure astro- 

 nomique M. Goujon ou moi, on trouvera une diffrence constante de 

 prs d'une seconde entre nos indications; et cependant il suffit d'un petit 

 nombre d'observations , chacun de nous, pour dterminer le temps relatif 

 avec la prcision de quelques centimes de seconde. Il en est de mme 

 Greenwich, o sur six observateurs, on n'en trouvera pas deux qui s'accor- 

 dent pour le temps absolu. Je me hte de rappeler que la plus grande 

 partie de nos travaux est heureusement indpendante de cette erreur 

 inexplicable. Toutefois il suffit de citer les clipses, les occultations, les 

 longitudes, o le temps absolu intervient comme lment indispensable (i), 

 pour justifier l'importance que j'attache prsenter ici une solution de ce 

 desideratum astronomique. 



Si on tend au foyer de l'objectif, dont je parlais tout l'heure, plu- 

 sieurs fils verticaux, et si on observe directement le passage des deux bords 

 du Soleil aux fils extrmes, puis, au daguerrotype, le passage de ces deux 

 bords au fil du milieu, la diffrence des deux temps conclus pour le passage 

 du centre au mridien donnera videmment l'erreur constante ou l'qua- 

 tion personnelle de Tobservateur. En couvrant la plaque ou l'objectif l'aide 

 d'un cran mobile qu'on puisse faire jouer subitement par une dtente, au 

 signal donn par les battements de la pendule, on obtiendra instantanment 

 sur la plaque une image du soleil avec celle des fils du rticule, et on pourra 

 mesurer, puis transformer en temps, la quantit dont le bord aura dpass 



(i) L'observation de ces phnomnes n'est pas affecte de l'erreur personnelle; mais 

 celle-ci s'y introduit par la dctermination de l'avance de la pendule. 



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