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Vice-Ammaz ARAGO. — UN MODÈLE RUSTIQUE D'ÉQUATORIAL 
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Si cette moyenne est 0h 17,3, la correction sera 
—0b 17",3, et si elle est 23h 14,5 la correction 
sera — 23h 14,5 et elle nécessitera que l'on 
ajoute d’abord 24 h. 
Souvent, le contact du fil à plomb et de la sur- 
face libre du support présente de l’incertitude 
pour l'œil. En faisant adroitement osciller le 
plomb, parallèlement à la surface du support, la 
promptitude de l'amortissement de cepetit pen- 
dule indiquera si le frottementest plus ou moins 
grand; en adoptant, à cet égard, la règle que 
l’on voudra, on sera fondé à admettreque l'angle 
du fil et de la surface du support est, chaque fois, 
sensiblement le même; et par conséquent le 
retournement en assurera la compensation, dans 
la moyenne générale des I. Siles deux axesidéaux 
de l’équatorial ne sont pas bien perpendiculaires 
lun sur l’autre, l'inconvénient qui en résulte 
s’élimine aussi par ce retournement. 
La détermination de la correction d’origine 
doit être effectuée fréquemment ; elle est à peu 
près indispensable chaque fois qu'on a eu à en- 
lever et à remettre en place le carton H. 
Pour s'exercer à observer les étoiles, on fera 
bien de commencer au crépuscule, surles étoiles 
de première grandeur, par conséquent, et sur les 
grosses planètes. On manœuvre l’axe en saisis- 
sant avec la main une partielibre de cette pièce; 
d'autre part on tourne le support de visée en évi- 
tant de toucherle tube; on amène ainsi, approxi- 
mativement, une des arêtes longues de ce tube 
dans la direction de l’astre, en mettant l'œil 
comme si eette arête était une ligne de visée. 
Cela fait, on approchel’æil tout contre le prolon- 
gement cylindrique de l'œilleton y. Grâce à ce 
qui reste de jour, on aperçoit suflisamment le 
bord de l'écran et les côtés de la fenêtre, de sorte 
qu'il est facile d'amener l’astre assez exactement 
à égale distance de ces côtés, puis contre le bord 
de l'écran. 
Lorsque la nuit est faite, on a un choix d'étoiles 
bien plus étendu; mais, lorsqu'on observe des 
étoiles pâles, on ne distingue plus nile bord de 
l'écran ni les côtés de la fenêtre. Dans lesinstru- 
ments d’observatoire,onéclaireles fils du réticule 
sans nuire à la vision des étoiles, parce que 
l’objectif de la lunetteamplifieconsidérablement 
l'éclat de celles-ci ; mais notre visée à l’œilnu ne 
nous permet pas d'éclairer impunément les con- 
tours de la fenêtre. Voici comment on proeédera 
dans ce cas, qui est loin d'être défavorable au 
point de vue de l’exactitude. 
Grâce à la lumière dont on est muni, même 
masquée, on.na pas de difficulté à diriger, 
comme on l’a dit un peu plus haut, sur l'étoile 
choisie, une arête longue ou une face du tube; 
cela fait, l’astre est nécessairement dans le 
champ de visée, etonl'y apercevra en approchant 
l'œil du prolongement de l’œilleton ; ou bien il 
serait sous l'écran, et il faudrait faire tourner un 
peu l’axe pour le voir apparaitre; l'emploi de 
l'œilleton y’ tirerait toujours d’embarras. 
Si on ne voit rien des bords de la fenêtre et de 
l'écran, il faudra, en tournant l'axe seul, com- 
mencer par amener l'étoile à disparaître etàre- 
paraitre aussitôt; elle sera ainsi non loin de 
l’écran, que nous supposerons à droite. Puis on 
tournera le support de visée seul, jusqu’à ce que 
l'étoile disparaisse derrière un des bords, et on 
la fera réapparaître un peu; on lira la D à l’un 
des index. On fera de même avec l’autre bord, 
on lira encore la D. 
On mettra l’index à la moyenne de ces D, dont 
on prendra note du reste. Enfin on fera dispa- 
raitre l'étoile derrière le bord de l’écran, par un 
mouvement très lent de l’axe seul, que l’on arrè- 
tera aussitôt. On notera l'heure de la montre, et 
on lira I et l’. Sans modifier l’angle de D, onpro- 
duira une seconde, puisunetroisième disparition 
de l'étoile, avec lectures des heures et des I et I", 
ce qui constituera une série normale de 3 obser- 
vations. Ultérieurément, pour l'utiliser, on cal- 
culera la moyenne des heures-montre et la 
moyenne générale des I et l',et on considérera 
que celle-ci doit correspondre à celle-là; on 
conservera les dixièmes de minute provenant des 
caleuls. 
On peut faire un retournement, comme il a été 
expliqué pour la mire. Ilest loin d'être néces- 
saire, mais il constitue une vérification; en outre, 
avec les étoiles très brillantes, il corrige un effet 
d'irradiation,quiest nul avec les étoiles moyennes 
ou faibles. 
On effectuerait éncore trois visées, en notant 
les heures-montre etles I et [', et on calculeraït 
les moyennes, commeil a été dit; sionlisaitla D, 
il faudrait l’affecter d’un signe contraire à celui 
inserit sur le plateau. 
Comment tire-t-on parti de l'observation d’un 
astre pour régler la montre? On a obtenu, en 
définitive, une moyenne d'heures-montre et une 
moyenne correspondantedesl et’. On apportera 
à cette dernière la correction d’origine, et on 
aura ainsi À, dans le lieu. En retranchant ouajou- 
tantla longitude, suivant qu’elle est orientale ou 
occidentale, on aura k, pour Paris. Or on a la 
formule : À : 
heure légale — À, de Paris + AR, — 19 À 93 
— temps sidéral de Paris, 

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