'194 abrogé d’astronojIie, ut. IIÏ.

canisme «les micromètres; mais ils se réduisent toujours h unfil qu’on fait mouvoir par le moyen d’une vis au foyer d’unelunette: on détermine la valeur de ce mouvement ou les pis dela vis, en observant avec ces mêmes fils un objet éloigné donton connolt la grandeur. Par exemple, un objet d’une toise vu àj i3 toises de distance paroît nécessairement sous un angle de3P 7 , comme on le peut trouver par les tables des sinus : si l’onéloigne les fils du micromètre de maniéré à comprendre cetespace dans la lunette, et si l’on voit ensuite que le même espacecomprend le diamètre du soleil, on sera sûr que le soleil a 3 i ( îde diamètre apparent.

Bouguera imaginé,en 1748 , un micromètre objectif ou héuo-Metre. Il consiste en deux verres de lunette, l’un à côté del’autre, dans un môme tuyau, qui peuvent s’éloigner l’un del’autre de la quantité du diamètre du soleil ou de la grandeurqu’on veut mesurer.

535. Les réticules nous tiennent souvent lieu de micromè-tres: il y en a deux soi tes principales ; savoir, le réticule de 45 °,et le réticule romboïde. Le champ d'une lunette simple, telque le cercle ACBE (fig. 63), est ordinairement garni d’unchâssis, dans lequel il y a 4 cheveux ou 4 fils tendus. Le filAB est destiné à représenter le parallèle à l'équateur ou la di-rection du mouvement diurne des astres ; le fil horaire CE, quilui est perpendiculaire, représente un méridien ou cercle dedéclinaison; et les fils obliques NO, LM, font vies angles de 45*avec les deux premiers.

Lorsqu’on veut mesurer la différence d’ascension droite entredeux astres, pour connoître la position d’une planete par lemoyen de celle d’une étoile, on incline le fil AB, de manieraque le premier des deux astres qui passe dans la lunette suivece fil et le parcoure exactement; l’on observe l’heure, la minuteet la seconde où l’astre passe au centre P, ou à l’intersection desfils. Quand le second astre, Vpar exemple, vénus quand elle estsur le soleil, vient à traverser la lunette à son tour, il décritune autre ligne VFDGR, parallèle à APB; on compte l’instantoù il arrive en D, c’est-à-dire sur le même cercle de déclinai-son CDPE, où l’on a observé le premier astre en P; et la diffé-rence des tems donne celle des ascensions droites.

Pour trouver la différence de déclinaison des deux astres oula perpendiculaire PD, comprise entre AB et VR, on compteaussi les momens où le second astre passe en F et en G ; l'inter-VaHtj do tems converti en degrés, et multiplié par le cosinus d«