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HISTOIRE

on a toujours facilement la latitude, la connoissancc de laroute se réduit à celle de la longitude (û); or la longitude estconnue par le tems. Si l’on peut savoir l’heure qu’il est aumême instant dans deux lieux différens , ces heures, par leurdifférence , indiqueront la différence des longitudes. Nous ncconnoiffons jusqu’ici que deux méthodes : l’une d’embarquerfur le vaisseau une horloge, qui conserve exactement fans fcdéranger l’heure du lieu du départ, ce qui est très-difficile ;l’autre d’obferver l’instant d’un phénomène céleste, 6c de cal-culer l’instant où ce même phénomène feroit observé dans unlieu connu. La différence de ces instans donne la différe/icedes longitudes. On a employé à cet usage les observations deséclipses du Soleil, de la Lune 8c des satellites de Jupiter, cellesdes distances de la Lune aux étoiles. Mais parmi ces observa-tions , celles des éclipses de Soleil 8c de Lune font trop rares,les éclipses des satellites de Jupiter font trop difficiles à obser-ver fur mer ; enfin la mesure des distances des étoiles à la Lunesuppose la connoiffance exacte de fes mouvemens. D’ailleurs ,ce dernier genre d’obfervation , comme celui des éclipses deSoleil 8c de Lune, exige beaucoup de calculs ; il faut employerun grand nombre d’élémens différens. On accumule donc 8cles erreurs de l’obfervation, 8c celle des élémens employés, 8ccelle du calcul : on dépend donc de l’expérience 8c de l’adreíîedu calculateur ; on dépend encore de la faveur du ciel, quisouvent fe refuse à l’astronomie. Pour un usage journalier 6cde première nécessité , il fallóit une méthode 6c plus facile,& plus exacte ; cette méthode ne pouvoit être que celle deshorloges. Le Parlement d’Ángleterre en 1714 avoir passé unacte par lequel il affuroit vingt-mille livres sterling (b) à celui

(a)Suprk,Tom,l.^. II j,Tom.II.p. ij;.

■(i) Environ 4/0000 1 . de notre rnonnoic»