jeanflop/post-ocr-correction huggingface dataset:
Orangé et vert. Gaz et Saturne Rouge et vert. Saturne et Altaïr Jaune et bleu. Véga et Altaïr Blanches bleuâtres égales. Les astres ont été pris autant que possible à une hauteur de 40 à 50 degrés au-dessus de l'horizon. Les observations ont été faites à l'aide d'un sextant mobile autour d'un pied fixe. Il n'y a là qu'un essai provisoire, l'épaisseur atmosphérique tendant à accroître les rayons de l'extrémité rouge du spectre. La Photographie du spectre solaire à l'aide de petits instruments Par G. M. DETAILLE. Il est facile de disposer un spectroscope quelconque ou même un seul prisme
de disposer un spectroscope quelconque ou même un seul prisme et une lentille de manière à pouvoir fixer par la Photographie les raies du spectre solaire, et d'obtenir ainsi un document intéressant à divers points de vue. Le spectroscope que l'on rencontre le plus fréquemment dans les cabinets de Physique particuliers, est le spectroscope à vision directe. C'est avec un de ces instruments, construit par M. Bardou et ayant une dispersion juste suffisante pour dédoubler la raie D du sodium, que j'ai fait quelques clichés du spectre solaire. Les photographies que je présente ont surtout pour but d'attirer l'attention de
que je présente ont surtout pour but d'attirer l'attention de nos sociétaires sur une branche de la Physique que l'on ne croit, en général, accessible qu'aux grands instruments. Cela est vrai pour l'étude spectroscopique des étoiles, qui exige des objectifs de dimensions considérables; mais il n'en est pas de même pour le spectre solaire, incomparablement plus lumineux. Tout possesseur d'un spectroscope et d'une chambre noire pourra garder, sous une forme permanente, la reproduction fidèle d'un des plus beaux phénomènes de la Physique céleste, qui nous a révélé la constitution chimique de notre Soleil et, de plus, les clichés qu'il obtiendra
de notre Soleil et, de plus, les clichés qu'il obtiendra lui fourniront des renseignements précieux, tant sur la perfection de son spectroscope que sur la qualité des plaques qu'il emploie. La figure ci-dessous montre un spectroscope à vision directe adapté à une chambre noire ordinaire, permettant de photographier le spectre solaire. Les rayons du Soleil sont renvoyés horizontalement par un miroir plan, (Un morceau de glace ordinaire, monté de manière à pouvoir recevoir toutes les orientations possibles, est très suffisant). Les rayons frappent la fente et sont rendus parallèles par le collimateur, ils traversent ensuite les prismes, l'objectif et l'oculaire.
le collimateur, ils traversent ensuite les prismes, l'objectif et l'oculaire. En réglant convenablement le tirage de ce dernier, on obtient une image réelle sur la glace dépolie. Ce procédé est exactement le même que celui qui sert à observer par projection les taches du Soleil à l'aide d'une lunette astronomique. L'opérateur réglera les distances respectives de l'oculaire et de la glace dépolie par quelques tâtonnements; il ne devra pas sacrifier la netteté à la grandeur de l'image. La fente de l'instrument devra être excessivement fine; aussi sera-t-il impossible d'éviter la production de ces raies horizontales qui traversent le spectre en
production de ces raies horizontales qui traversent le spectre en entier, et qui ont pour origine les poussières qui se déposent sur la fente. Ces lignes ne nuisent aucunement à la netteté des raies spectrales; on devra toutefois débarrasser la fente d'autant de poussière que possible, afin que ces raies horizontales ne soient pas trop nombreuses et ne nuisent ainsi à l'aspect général du spectre. La fente devra être recouverte d'une bonnette ou masquée par une carte, que l'on enlèvera pendant la pose. La durée de pose est très variable, suivant la largeur de la fente, l'éclat du Soleil, la
suivant la largeur de la fente, l'éclat du Soleil, la sensibilité des plaques et les dimensions que l'on veut donner à l'image. Pour les clichés que je présente à la Société, elle a varié de 1 seconde à 30 secondes. La mise au point est assez délicate à cause de la finesse des raies, qui les rend difficiles à observer sur le grain relativement grossier des glaces dépolies ordinaires. On peut disposer le spectroscope d'une autre manière et faire des photographies par projection directe. Il suffit pour cela d'enlever la petite lunette et de ne garder que la lentille en
petite lunette et de ne garder que la lentille en rapprochant la fente de cette lentille. On peut ainsi couvrir un champ plus vaste; mais avec le spectroscope à vision directe, on voit que cette méthode est loin de nous offrir les garanties de netteté que présente la première; elle ne saurait même être employée quand la fente est fixée invariablement au foyer de la lentille, comme cela se trouve dans beaucoup de spectroscopes. La Photographie par projection simple sera, au contraire, d'une application facile et commode lorsque l'on ne se servira que d'un prisme ordinaire et d'une lentille. En
se servira que d'un prisme ordinaire et d'une lentille. En plaçant le prisme dans la position du minimum de déviation, on pourra alors obtenir des images parfaitement nettes. Nouveaux systèmes stellaires, Par M. C. FLAMMARION. J'ai signalé autrefois des associations de mouvements propres rapides, paraissant indiquer pour les étoiles qui en sont animées des associations réelles, de véritables systèmes stellaires. En examinant les mouvements propres conclut du Catalogue de l'Observatoire de Paris, récemment publié, j'ai remarqué deux cas analogues qu'il peut être intéressant de faire connaître. I— Le premier est celui de l'étoile du Lièvre et de sa voisine 836
celui de l'étoile du Lièvre et de sa voisine 836 Bradley ou 10931 Lalande. Voici leurs positions : Lalande 10931 7,5 5h39m14',05 D.P. = 112027'53".9. Lièvre 3,8 5 39 15 ,15 112 20 25 >9. Distance angulaire. 1R = 1',10 D P. = 1'32".0. Les observations les plus précises ont donné pour les mouvements propres de ces deux étoiles : Argelander, 1835, d'après les observations de Bradley, Lalande, Piazzi, Pond, Struve, Bessel, Argelander : y Lièvre — 0%0229 + 0",390. Lalande 10931... —0,020 +0 ,40. Séance du 14 décembre 1887. Main, 1851, d'après les observations de Greenwich : y Lièvre
Main, 1851, d'après les observations de Greenwich : y Lièvre — 0',023 + 0",37. Précédente ...... —0,009 + 0",193. Madler, 1856, d'après Bradley, Piazzi, Pond, Struve, Bessel, Argelander, etc. : y Lièvre — 0',0261 + 0",365. Précédente ..... — 0',0093 + 0",375. Bossert, 1887, d'après les observations de Bradley, Lalande, Piazzi, Greenwich, Paris, etc. : y Lièvre — 0',0194 + 0",368. Précédente..:., — 0',0168 + 0,375. Peut-être la concordance n'est-elle pas aussi satisfaisante qu'on pourrait le désirer. Toutefois, le mouvement propre de y du Lièvre ne peut être fort éloigné de — 0',023 + 0,37. nombres conclus de l'ensemble des
de — 0',023 + 0,37. nombres conclus de l'ensemble des déterminations précédentes. Or, pour savoir si vraiment la petite étoile voisine forme un même système avec y, comparons les observations faites : , à m. A(D. Bradley 1752 2',12 12 Lalande..... 1799 — 1 ,01 + 1'33",2. Piazzi 1800 — 1 ,35 Bessel 1814 — 1 ,02 Argelander . 1829 — 1 ,20 + 1 3'2 Hobinson ... 1840 — 1 -41 31 ,00. Paris 1841 — 1 ,23 » 1861 + 1 29 ,4. Greenwich.. 1844 — 1,01 + 1 33,18. » .. 1851 — 1,24 + 1 33,12.
1 33,18. » .. 1851 — 1,24 + 1 33,12. » .. 1864 — 1,23 + 1 34,04. Stone ....... 1878 — 1,27 + 1 33,29. On voit que la différence en Æ. est de 11,24, à quelques centièmes de seconde près, et la différence en (1) de 1'33" et qu'il n'y a pas de variation sensible et graduelle. L'observation de Bradley offre une différence de + 0,8, ce qui est rare dans les mesures si précises de cet astronome, et ce qu'Argelander n'osait admettre, Bradley ayant observé à deux fils. Il nous semble pourtant que nous devons attribuer cette
fils. Il nous semble pourtant que nous devons attribuer cette différence à une erreur, plutôt que d'imaginer une pareille oscillation en ascension droite. La différence entre Bradley et Lalande n'en est pas moins curieuse, ainsi que les trois déterminations à 1^0. Si la petite étoile ne partageait pas le mouvement propre de la grande, la différence entre 1799 et 1878 l'aurait déjà rapprochée de 1s, 82 en av et éloignée de 29" en (D, tandis que la relation entre les deux astres n'a pas changé. Si nous considérons la valeur angulaire totale de ce mouvement (0",45) fort supérieure à la
angulaire totale de ce mouvement (0",45) fort supérieure à la moyenne des mouvements propres, nous en conclurons qu'il y a là un système physique, analogue aux systèmes stellaires précédemment signalés. II. — L'étude du Catalogue de l'Observatoire de Paris laisse également apercevoir une probabilité de communauté de mouvements pour plusieurs étoiles du Taureau occupant une même région apparente du Ciel, quoique assez éloignées les unes des autres, et auxquelles le titre de systèmes sidéraux, que j'ai proposé pour des cas analogues (Atlas céleste, Introduction) conviendrait peut-être. Ces étoiles, qui paraissent emportées comme par un même courant, sont les suivantes :
emportées comme par un même courant, sont les suivantes : Lalande 8178.... 3,5 4M5m43%69 72045' 7",6 j*+0s,0102 P = 0,000 ai 8209.... 6,5 4 16 14,84 73 30 57,9 +0,0093 0,000 63 8237.... 5 4 16 53,55 72 50 49,1 +0,0114 0,000 8' 8256.... 8,5 4 17 17,57 73 34 16,3 +0,0169 0,000 8297.... 5 4 18 15,57 72 21 34,6 + 0,0102 0,000 83 8404.... 3,9 4 21 31,60 74 24 28,4 + 0,0091 0,000 01 Ces mouvements propres, nuls en distance polaire, sont faibles en ascension droite, mais de même direction, et il est difficile de se défendre
de même direction, et il est difficile de se défendre de l'idée d'y voir une sorte de courant d'étoiles dirigé de l'Ouest à l'Est. Nous pouvons y ajouter l'étoile 01, car sa position relativement à 02 n'a pas changé depuis la première observation faite par Flamsteed en 1696. DIFFÉRENCES OBSERVÉES ENTRE 0' et 0' TAUREAU. Flamsteed.. 1696 + 5',70 — 5'26",7. Bradley 1752 5 ,61 27 ,8. Mayer 1752 5,70 28,3. Lalande..... 1798 5 ,27 21 ,1 (?). Piazzi 1800 5 57 27 ,9. Piazzi 1814 5 64 26 ,5. Bessel 1825 5,20 31,0. Argelander.. 1830 5,66 27,1. Pond 1830
Bessel 1825 5,20 31,0. Argelander.. 1830 5,66 27,1. Pond 1830 5 ,73 27 ,9. W. Struve.. 1836 5,57 27,6. Greenwich.. 1867 5,43 28 0. » •• 1871 5,52 28,3. Struve 1836 01 0, Angle = 3't6, 12' Distance = 337", 39. Dembowski .. 1864 01 0, 3-40 16 338,04. Jedrzejewicz. 1879 6'6' 346 21 337,38. L'étoile 02 est à environ 5s, 5 à l'est de 01 et à 5'28"au Sud. Les mesures micrométriques sont prises de 02 parce que celle-ci est généralement un peu plus brillante. Presque toutes les mesures micrométriques de cette étoile (Struve, Smyth, Dembowski, etc.) sont indiquées
micrométriques de cette étoile (Struve, Smyth, Dembowski, etc.) sont indiquées par erreur 01 01 : c'est 01 01 qu'il faut lire. Pris de 01, l'angle serait 166° et non 346°. 02 est blanche = 3.9; 01 est jaune clair = 4,2, d'après mes observations en 1880 (Les Étoiles, p. 282). On voit que la relation est restée sensiblement constante entre les deux étoiles. Nous avons par les observations méridiennes extrêmes : 1696 A = +85u ,50 1871 + 82 ,80 'Pour 175 ans — 2",70 Effet de la précession -h 5 25 Mouvement relatif en 175 ans. + 2",55 Distance
5 25 Mouvement relatif en 175 ans. + 2",55 Distance polaire = — 5'26",7. — 5 28 ,3. + 1",6. + 1 ,8. 0",2, c'est-à-dire insignifiant, conclusion conforme à celle de William Struve. Ainsi, quelque soit le mouvement propre de 62, l'étoile 01 le partage. Ce mouvement est-il vraiment nul en distance polaire, comme l'indiquent les calculs de M. Bossert? Les divers résultats ne sont pas concordants sur ce point. Quoi qu'il en soit, la similitude dont il vient d'être question m'a paru intéressante à signaler. La première jumelle.. Par M. le Colonel LAUSSEDAT, Directeur du Conservatoire des Arts-et-Métiers, Membre
M. le Colonel LAUSSEDAT, Directeur du Conservatoire des Arts-et-Métiers, Membre du Conseil. Le Conservatoire des Arts et Métiers possède la première lunette binoculaire qui ait été construite; elle est due à l'invention du Père Chérubin qui l'a construite pour le roi Louis XIV. Cette lunette montée dans une gaine de cuir à tirage magnifiquement gravé et décoré mesure 4 mètres de longueur quand elle est complètement développée. Elle est représentée (fig. 19). Comme elle était en assez mauvais état, nous avons chargé M. Bardou de la restaurer, et c'est à la suite de cette restauration que nous la présentons à
la suite de cette restauration que nous la présentons à la Société, accompagnée d'un Ouvrage du Père Chérubin. Le Père Chérubin d'Orléans, capucin, est l'auteur de deux Ouvrages qui existent à la bibliothèque du Conservatoire des Arts et Métiers et qui ont trait à l'Optique. Le premier a pour titre : La dioptrique oculaire ou la théorique, la positive et la mécanique de l'oculaire dioptrique et de toutes ses espèces, Paris, MDCLXXI. Le second est intitulé : La vision parfaite ou la vue distincte par le concours des deux yeux en un seul point de l'objet. Paris, MDCLXXXI. Cette dernière
en un seul point de l'objet. Paris, MDCLXXXI. Cette dernière date est précisément celle qui figure sur la magnifique gaule de la lunette binoculaire avec cette inscription latine : P. CHERUBINUS, AURELIANENSIS CAPUCINUS ME FECIT JUSSU ET AD USUM REGIS CHRISTIANISSIMI LUDOVICI XIV. ANNO MDCLXXXI. Les deux Ouvrages du P. Chérubin sont édités avec le plus grand luxe et ornés de figures merveilleusement gravées, mais je suis bien obligé de dire que c'est là leur principal mérite. La dioptrique oculaire avec son titre pompeux est, en réalité, un assez indigeste traité de la théorie et de la construction des lunettes
traité de la théorie et de la construction des lunettes télescopiques, de la lunette de Galilée et des microscopes. La vision parfaite ou la veue distincte, etc., est un très volumineux Ouvrage rempli de considérations métaphysiques, destinées à justifier l'emploi de deux lunettes, l'usage simultané des deux yeux, avec une épitre au Roi qui est un chef-d'œuvre de galimatias. On y trouve néanmoins la description de la lunette binoculaire que vous avez vue et celle d'un petit mécanisme composé d'un losange articulé employé dans le système des deux lunettes à régler l'écartement des oculaires pour l'adapter à celui des deux
régler l'écartement des oculaires pour l'adapter à celui des deux yeux de l'observateur. C'est grâce à l'existence de la lunette binoculaire du P. Chérubin et de son Livre de la vision parfaite, que le premier brevet pris pour la construction des jumelles, sous la Restauration, si je ne me trompe, est tombé dans le domaine public. C'est justement la maison Bardou qui en a bénéficié la première après avoir soutenu son procès avec l'inventeur qui ignorait vraisemblablement avoir été devancé par un père capucin. Le P. Chérubin avait encore inventé une espèce de diagraphe et de pantographe qu'il appliquait aux
une espèce de diagraphe et de pantographe qu'il appliquait aux lunettes, mais je ne sais s'il a été fait un véritable et utile usage de cette double invention. Malgré les objurgations du bon capucin, qui traite de borgnes ceux qui ne se servent que d'un corps de lunette, les astronomes ont continué à observer les astres comme auparavant. On peut reconnaître cependant que la vision binoculaire offre de grands avantages quand on l'emploie judicieusement, et le P. Chérubin a eu le mérite incontestable de préparer la voie aux constructeurs de jumelles et de microscopes binoculaires. Sur l'éclipse de Lune du
jumelles et de microscopes binoculaires. Sur l'éclipse de Lune du 3 août 1887 et sur celle du 28 janvier 1888. Par M. le professeur CH. DUFOUR. Dans la soirée du 3 août 1887, nous avons eu une éclipse partielle de Lune pendant laquelle, au moment de la plus grande phase, les 0,419 du diamètre de ce luminaire étaient cachés; par conséquent la partie qui restait lumineuse était bien plus grande que la moitié de la surface de notre satellite; c'est dire qu'elle était plus grande qu'au Premier Quartier. Or, il était évident que pendant cette éclipse la lumière de la
était évident que pendant cette éclipse la lumière de la Lune était beaucoup plus faible qu'au Premier Quartier. On le constatait par le peu d'intensité des ombres, par le peu de visibilité générale dans la campagne et par la nécessité des becs de gaz pour y voir dans les rues. Ceci est la conséquence du fait que la partie lumineuse de la Lune, lors même qu'elle n'était pas dans l'ombre de la Terre, passait dans la pénombre; par conséquent elle était moins éclairée et son éclat était sensiblement diminué. Du reste, j'avais fait antérieurement plusieurs observations pareilles, quand la Lune
reste, j'avais fait antérieurement plusieurs observations pareilles, quand la Lune était dans la pénombre de la Terre, soit avant ou après une éclipse, soit quand la Lune passait dans la pénombre sans qu'il y ait éclipse, ce qui arrive quelquefois. J'avais pu constater que la lumière de notre satellite était alors sensiblement plus faible que dans les Pleines Lunes ordinaires. La Lune dans le ciel paraissait également belle; mais cependant on pouvait constater que sa lumière était plus faible, soit en essayant de lire certains caractères qu'on lit facilement avec la Pleine Lune, soit en essayant de voir l'heure à
la Pleine Lune, soit en essayant de voir l'heure à une montre, soit enfin en appréciant la distance à laquelle on peut reconnaître quelqu'un sur une route ou sur une promenade. Cette éclipse du 4 août a présenté un autre intérêt. Non seulement au moment de la plus grande phase, mais sensiblement avant et après, on pouvait voir toute la surface du disque lunaire. Malgré la lumière que donnait la partie non éclipsée, on pouvait reconnaître la partie éclipsée et l'arc qui la terminait, à cause de cette teinte rouge sombre qui, dans l'immense majorité des cas, permet de voir
sombre qui, dans l'immense majorité des cas, permet de voir la Lune dans le firmament lors même qu'elle est totalement éclipsée. Cette teinte rouge est attribuée à la lumière du Soleil réfractée par l'atmosphère de la Terre et qui pénètre dans le cône d'ombre. Cependant, dans quelques cas rares, en moyenne une fois par siècle à peu près, on ne voit pas cette lumière rouge, et la Lune disparaît entièrement pendant ses éclipses totales. Ce fait a été attribué aux nuages qu'il y avait alors dans notre atmosphère et qui interceptaient la lumière du Soleil. Mais, chose curieuse, ce fait
interceptaient la lumière du Soleil. Mais, chose curieuse, ce fait si rare s'est produit deux fois pendant l'année 1884, c'est-à-dire pendant les deux éclipses totales de cette année-là, et qui furent observées, la première le 10 avril dans l'île de Java, et la deuxième le 4 octobre en Europe. Ne pourrait-on pas, comme l'a suggéré M. Flammarion, attribuer ces aspects de la Lune pendant les éclipses de 1884 au trouble qu'il y avait encore alors dans notre atmosphère, et qui était causé probablement par l'éruption du Krakatoa le 26 août de l'année précédente. Ce trouble se manifestait d'ailleurs de diverses
de l'année précédente. Ce trouble se manifestait d'ailleurs de diverses manières : d'abord par la difficulté de distinguer de jour la planète Vénus quand elle était à son maximum d'éclat, de distinguer même dans les nuits sereines les étoiles de grandeur inférieure, ainsi que la lumière zodiacale au printemps de 1884; par ces cercles colorés que l'on a observés pendant longtemps autour du Soleil, et surtout par ces magnifiques lueurs qui ont allongé les aurores et les crépuscules pendant l'hiver de 1883-1884 et qui, pendant longtemps encore, ont continué en s'affaiblissant. Depuis 1884, il n'y a eu aucune éclipse totale
s'affaiblissant. Depuis 1884, il n'y a eu aucune éclipse totale de Lune; mais il y a eu deux éclipses partielles, une le 30 mars 1885 et l'autre le 24 septembre de la même année. Elles ont été toutes les deux à peu près invisibles pour nos latitudes. L'éclipse du 3 août 1887 est, depuis 1881, la première pendant laquelle nous avons pu voir la région obscure; or, cette fois-là, la couleur orange sur cette région était très sensible soit avec une lunette, soit à l'œil nu. C'est une preuve que notre atmosphère a repris, du moins en grande partie, la
notre atmosphère a repris, du moins en grande partie, la transparence qu'elle avait momentanément perdue en 1884. On peut demander maintenant si la disparition totale de la Lune dans quelques éclipses antérieures était réellement produite par les nuages de notre atmosphère, qui auraient intercepté les rayons du Soleil. Il est difficile, en effet, d'admettre que des nuages aient existé sur toute une zone, située autour de la circonférence du grand cercle, sur laquelle les rayons du Soleil étaient tangents au sphéroïde terrestre : et cela d'autant plus qu'il y a des régions du globe où il ne pleut presque jamais,
des régions du globe où il ne pleut presque jamais, et où le ciel est presque continuellement serein. Mais, à la fin de 1883 et pendant l'année 1884, l'atmosphère tout entière était encore troublée par la catastrophe survenue dans le détroit de la Sonde, car, sur tout le globe, on a eu les lueurs crépusculaires et les cercles lumineux autour du Soleil. C'était donc une circonstance très favorable pour arrêter les rayons du Soleil qui auraient pu arriver sur la Lune. Cela est bien plus probable qu'un arrêt de cette lumière par les nuages, d'autant plus que les substances qui
lumière par les nuages, d'autant plus que les substances qui troublaient l'atmosphère en 1883 et 1884 étaient beaucoup plus élevées. J'ai fait voir qu'au mois de janvier 1884 ces lueurs étaient produites à une hauteur de 70 kilomètres. Les nuages les plus élevés restent bien au-dessous de ces régions. Par conséquent, au-dessus des nuages, il resterait une couche atmosphérique assez considérable, à travers laquelle la lumière pourrait encore passer, tandis que les substances qui s'y trouvaient en 1883 et 1884 laissaient au-dessus d'elles une couche d'air beaucoup plus faible. On peut donc admettre que la disparition du disque lunaire au
peut donc admettre que la disparition du disque lunaire au moment de ses éclipses totales constatées dans les siècles précédents étaient causées, non par des nuages, comme on l'a cru jusqu'ici, mais par un trouble de notre atmosphère analogue à celui qu'a produit le Krakatoa en 1883. Le 28 janvier prochain, nous aurons une éclipse totale de Lune. Dans les localités où le ciel sera assez clair pour qu'elle puisse être observée, il sera intéressant de faire attention à la teinte qu'aura notre satellite pendant l'éclipse totale. Les personnes qui se souviennent des éclipses antérieures pourront alors essayer de comparer
se souviennent des éclipses antérieures pourront alors essayer de comparer la couleur de la Lune éclipsée avec la couleur qu'elles ont vue autrefois. Malgré la difficulté qu'il y a à faire une telles comparaison entre une teinte que l'on voit et une teinte dont on a seulement le souvenir, ce sera peut-être une bonne manière de reconnaître, par l'aspect de la Lune en ce moment-là, si notre atmosphère a repris toute la transparence qu'elle avait avant 1883. L'éclipse de Lune du 28 janvier 1888. Par M. G. TRAMBLAY, observateur à Orange. Le 28 janvier 1888 aura lieu une éclipse totale
Orange. Le 28 janvier 1888 aura lieu une éclipse totale de Lune entièrement visible à Paris. Les conditions astronomiques du phénomène seront excellentes pour toute la France. Pour Paris, la hauteur de l'astre au-dessus de l'horizon variera de 38°24' au commencement à 50°30' à la fin; au milieu de la totalité, cette hauteur sera de 57°55'. La totalité durera 1 h 38 m 6 s, de 10 h 40 m 24 s à 12 h 18 m 30 s. Voici la hauteur de la Lune au-dessus de l'horizon de diverses villes, au milieu de l'éclipse : Paris 57° 55' Juvisy