hhk ÉCLIPSES ET OCCULTATIONS,

comme les étoiles, et qui marquât constamment l'heure de Paris, ilsuffirait évidemment de regarder ce cadran, et de comparer l'heurequ'y marque l'aiguille à celle que marque en même temps le chrono-mètre réglé sur le temps du lieu où l'on se trouve. Or les astro-nomes sont parvenus à réaliser cette idée, qui paraît si singulièreau premier abord. Ce cadran, placé dans le ciel, et dont l'aiguille semeut de manière à marquer le temps solaire de Paris, est formépar la sphère céleste tout entière: les étoiles remplacent les divi-sions qu'on trace ordinairement sur le contour d’un cadran ; et lalune, qui se meut à travers les étoiles, tient lieu de l'aiguille. 11 nomanque plus que les chiffres destinés à indiquer l’heure qu’il est,lorsque l’aiguille, c’est-à-dire la lune, occupe telle ou telle placeparmi les divisions du cadran représentées par les étoiles : au lieude les tracer dans le ciel, ce qui ne pourrait se faire, les astronomesde Paris les inscrivent dans la Connaissance des temps, et à l'aidede la table qui les contient, un observateur, placé n’importe où surle globe, peutdire tout de suite quelle heure il est àParis, d'après laposition qu'il voit occuper à la lune parmi les étoiles. Quelques dé-tails sont nécessaires pour faire comprendre au juste en quoi con-siste celte méthode remarquable, dont nous venons seulement defaire connaître l’idée fondamentale.

§ 2ii. Le Bureau des longitudes fait calculer, et insère dans laConnaissance des temps, les distances angulaires qui doivent existerentre le centre de la lune et les étoiles principales qui l’avoisinent,de trois heures en trois heures, pour tous les jours de chaque année.Ces distances sont calculées pour le cas où l'observateur serait placéau centre de la terre, et les heures qui l'accompagnent sont don-nées en temps vrai de Paris.

Lorsqu'un observateur, placé en un lieu quelconque de la terre,veut savoir l'heure qu'il est à Paris, il mesure, à l'aide du sextantpar exemple, la distance angulaire d'une étoile principale au borddu disque de la lune; et la connaissance du diamètre apparent dola lune lui permet d’en déduire tout de suite la distance de l'étoile aucentre de cet astre. La distance ainsi obtenue n'est pas celle quel'observateur aurait trouvée si la réfraction atmosphérique n’eût paschangé les positions apparentes de l’étoile et do la lune, et s’il eûtété placé au centre de la terre; mais on passe facilement do l'uneà l'autre, si l'on a soin de mesurer les distances zénithales des deuxastres, en môme temps qu’on mesure la distance qui les sépare 1 unde l’autre. A l’aide de ces distances zénithales, on peut trouver,d’une part, les quantités dont l’étoile et la lune ont été rapprochéesdu zénith par l’effet de la réfraction (§ 58) ; et d'une autre part, la