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A. CLAUDE ET L. DEIENCOURT — LASTROLABE A PRISME 



avec un choix convenable cFéloiles, détermine au 

 moyen de l'astrolabe à prisme la latitude à moins 



0%0o 



de 0",.J, et l'heure à moins de 



§7. 



sin X 



Détermination de l'heure seule. 

 Astrolabe petit modèle. 



Lorsqu'on a besoin de déterminer l'heure fré- 

 quemment au même point et qu'on ne recherche pas 

 une extrême précision, — c'est le cas des obser- 

 vatoires chronométriques par exemple, - l'astro- 

 labe à prisme est encore l'instrumi^nl qui donne le 

 maximum d'exactitude dans le minnnum de temps. 



On dresse une table des ani^les horaires, des 

 azimuts et de leurs dérivées, pour les distances 

 polaires de 10' en 10' de X — -28" à >. + 28° par 

 exemple, correspondant à la colaiitude du point et 

 à la dislance zénithale vraie que mesure le prisme 

 dans les conditions de réfraclion moyenne. Une 

 interpohition donne l'angle hor;iire de la table pour 

 la distance polaire d'une étoile. On en déduit pres- 

 que immédiatement l'abscisse du point d'inter- 

 section de la droite de hauteur avec l'axe dns .v et 

 son azimut : il ne faut pas plus de deux minutes 

 pour calculer une étoile et tracer sa droite de hau- 

 teur. Trois ou qualre étoiles à l'Est et autant à 

 l'Ouest suffisent pour déterminer le cercle dont le 

 centre est sur 0.\-, et obtenir la correction de l'état 

 approché du compteur de temps à moins de 0%1. On 

 peut même, si l'on a soin de choisir des étoiles 

 assez près du premier vertical, se dispenser de 

 construire les droites de hautrur et prendre tout 

 simplement la moyenne des étals fournis pMr les 

 étoiles à l'Est, puis la moyenne de ceux que don- 

 nent les étoiles à l'Ouest, et enfin la moyenne de 

 ces deux moyennes. 



Nous avons montré, dans la première partie, 

 qu'il est inutile, pour cette détermination seule, 

 d'avoir un fort grossissement. On peut l'aire usage, 

 dans ce cas, d'un iistrohilie /iriit niodrlr, (jui est 

 une réduction du modèle décrit plus haut. La 

 lunette a un grossissement de sÛ. L'erreur pro- 

 bable d'une droile de' hauteur fournie par une 

 observation faite avec cet instrument à l'équateur, 

 dans le premier vertical, est seulement de ±l",t3; 

 il est donc très suffisant pour obtenir l'Iieure. Dans 

 le voisinage du méridien, l'erreur probable d'une 

 observation est relativement plus forte; elle est de 

 ±^"-,-- C)n voit néanmoins que ce très petit ins- 

 trument, qui tient tout entier dans une seule boîte, 

 ])ermet encore d'obtenir les latitudes à 1". 



§ s 



Instruments de M. Jobin. 



Depuis quelques mois, M. Joi)in a onirepris à 

 son tour la construction de l'astrolabe à prisme. 

 Nous n'avons pas à faire ici l'éloge de l'éininenl 



constructeur : tous les physiciens et les astronomes 

 connaissent les merveilles d'optique qui sont sor- 

 ties de ses ateliers. Personne, parmi eux, ne sera 

 surpris d'apprendre que le modèle géodésique qu'il 

 a créé réalise de nombreux perfectionnements, dont 

 quelques-uns tout à fait essenti' Is. Nous ne pou- 

 vons indiquer ici que les principaux. 



Occupons nous d'abord de l'instrument de me- 

 sure, du prisme. On a vu plus haut que, pour le 

 grossissement de Go, on peut se contenter de 

 prismes assez imparfaits. M. Jobin construit des 

 prismes qu'il appelle « exacts », et qui le sont en 

 ce sens que l'homogénéité du verre n'est pas assez, 

 parfaite ])Our qu'on puisse aller |)lus loin. Les 

 faces sont planes à moins d'un quart de frange; 

 quant aux angles et nu parallélisme des arêtes, ils 

 sont exacts à moins de 2"; et ces qualités se main- 

 tiennent sur le prisme niis en place, grâce au soin 

 avec lequel il est monté. N'étaient leurs dimen- 

 sions, qui obligent à limiter l'ouverture de l'objectif 

 et, par suite, le grossissement de la lunette, de 

 tels prismes pourraient supporter un grossissement 

 de beaucoup supérieur à celui qu'on emploie, et 

 qui est d'environ 73. Mais, déjà avec ce grossisse- 

 ment, les images gagnent en netteté d'une façon 

 très appréciable. 



En second lieu, l'observation dans un champ 

 sombre a un inconvénient lorsqu'on doit observer 

 dans une région déterminée du ciianip, comme 

 c'est le cas ici. Les bords se distinguent très diffi- 

 cilement lorsque la nuit est noire, et l'on apprécie 

 mal le milieu du champ, ce qui jieut entraîner des 

 erreurs sur la hauteur mesurée. Pour y remédier, 

 M. Jolùn place un réticule formé, comme celui du 

 sextant, de quatre fils en croix qui limitent la 

 région du champ dans laquelle on doit amener les 

 images à coïncider, et il éclaire ce réticule latéra- 

 lement par une ouverture praliquéedans la lunette,, 

 en sorte qu'il apparaît brillant sur fond noir. Cet. 

 éclairage peut être réglé à volonté. Ce perfection- 

 nement est très important ; il évitera bien despetite»^ 

 erreurs aux personnes qui n'ont pasl'liabitude d'ob- 

 serV'-r dans un champ sombre. 



Un perfectionnement non moins important est 

 celui qui a été apporté dans la monture du prisme 

 et dans le dispositif pour l'autocoUimation. Avec le 

 modèle ordinaire, si le réglage de la position dU' 

 prisme par rapport à la lunette est simple pour le- 

 constructeur, il ne l'est pas pour l'observateur. 

 Celui-ci peut bien constater avec l'oculaire de 

 Gauss que le prisme est déréglé ; il arrive difficile- 

 ment à le remettre exactement d'aplomb. En outre, 

 couiu)e lalnnette n'a pas de réticule, il faut admettre 

 que le réglage effectué avec l'oculaire de Gauss 

 subsiste avec l'oculaire d'observation, autrement 

 dit que les deux oculaires sont exactement centrés. 



