194 ASTRONOMIE, 1 I V. XVIII.

3 o/f 8 . Les expériences de Bouguer sur la diminution de la lu-mière quand on approche de l’horizon, lui ont servi à construireune table de la force de la lumière à différentes hauteurs ( 2258 ) :l’on y voit, par exemple, que la lumière d’un astre à l’horizonest 1 354 fois plus foible qu’au zénith. M. Bailly s’en est servi pourcalculer le changement qui doit arriver dans le segment invisibleet dans la partie af de l’orbite , suivant les différentes hauteursde Jupiter ; et il a trouvé les résultats d’accord avec ses obser-vations ( pag. 600).

3049. Il se sert aussi de la méthode des diaphragmes , pourcomparer entre elles les forces des lunettes des différens astrono-mes , et déterminer la perte de lumière qui arrive dans les téles-copes. Par exemple , le télescope grégorien de M.. Messier devoitdonner 9 fois plus de lumière que la lunette de M. Bailly; ce-pendant le rapport des segmens invisibles dans ces deux instru-mens étoit —, c’est-à-dire cinq fois moindre que 9; ainsi il seperd dans ce télescope les * de la lumière , même en comptant

J iour rien ce qui s’en perd nécessairement dans la lunette de M.lailly.

3 o 5 o. Mais indépendamment de ces causes qui font varier lesegment invisible d’un satellite, et par conséquent le temps deséclipses , il en est dont on ne peut tenir compte , comme le cré-puscule , les vapeurs de l’horizon , la proximité de la Lune ,l’affoiblissement de la vue, le télescope dépoli : ainsi il est néces-saire, quand on veut observer une immersion, ou qu’on vientd’observer une émersion ..d’éprouver tout de suite quel est le dia-phragme qui fait disparoître le satellite ; alors on a directement lavaleur du segment invisible, pour le jour donné, et la lleche cor-respondante : il faut avoir égard à la lumière et à la distance dusatellite à Jupiter, qui changent dans l’intervalle des deux obser-vations. Je suppose qu’on ait observé l’immersion d’un satellitelorsqu’il étoit en a , et qu’il restoit en b un petit segment invisiblepour nous , mais encore hors de l’ombre ; la lleche étant ôtée dudemi-diame^e du satellite , et le reste ôté du demi-diametre del’ombre, on'" aura la distance des centres la ; et connoissant aussila perpendiculaire IM , 011 trouvera la distance M a au milieu del’éclipse , qu’on réduira en temps. Avec le demi-diametre 1 J del'ombre seule , on calculera M f en temps : la différence af estl’équation de M. de Fouchy, qu’il faut ôter du temps observé ena pour avoir la véritable immersion, ou celle qui est arrivée lors-que le centre du satellite étoit sur le bord de 1 ombre en f. C’est