jeanflop/post-ocr-correction huggingface dataset:
réelles, l'échelle étant fournie par le diamètre de Jupiter, lequel est représenté par deux traits verticaux. La lecture du graphique montre sans ambiguïté les passages des satellites sur le disque de la planète et leurs passages derrière la planète (occultations). Les figures placées en bas de chaque page montrent, pour les phénomènes (commencements et fins d'éclipses) dont on donne les coordonnées x et y en bas de la page paire précédente, les positions relatives des satellites et de Jupiter, telles qu'on les voit, à Paris, dans une lunette qui renverse les objets. Éphémérides des satellites. Les pages 480-523 contiennent toutes
les objets. Éphémérides des satellites. Les pages 480-523 contiennent toutes les données nécessaires au calcul des positions exactes des satellites à un instant quelconque, et, par suite, à la comparaison de leurs observations à la théorie. On désigne par B la latitude jovicentrique de la Terre par rapport au plan de l'orbite du satellite; par P l'angle de position du pôle boréal de ce plan pour la position géocentrique de Jupiter, compté comme d'habitude vers l'Est, à partir du Nord, c'est-à-dire à partir de la partie boréale du cercle horaire passant par le centre de la planète; par u la
passant par le centre de la planète; par u la différence augmentée de 1800 entre les longitudes jovicentriques du satellite et de la Terre, comptées dans le plan de l'orbite du satellite; par p le rapport du rayon vecteur du satellite à sa valeur moyenne; par a cette valeur moyenne rapportée à l'unité astronomique de longueur; par a" la valeur de a en secondes de degré; par R la distance de Jupiter à la Terre, rapportée à l'unité astronomique de longueur; par s la distance géocentrique apparente du satellite au centre de la planète, exprimée en secondes de degré; par
centre de la planète, exprimée en secondes de degré; par p l'angle de position, compté de la même façon que P, du satellite par rapport au centre de Jupiter; par a et à l'ascension droite et la déclinaison vraies de Jupiter; enfin, par a + Aa et ô + Ad les mêmes coordonnées pour le satellite. Dans ces conditions, on a, pour déterminer s et p, ou bien A o et Aô, les formules suivantes : et, en secondes de degré, Act=:s sinp sec(0 + Aô), en ne négligeant que des quantités du troisième ordre par rapport à la petite
des quantités du troisième ordre par rapport à la petite quantité K. L'éphéméride fournit, comme il est indiqué plus loin, les angles u, B, P, exprimés en degrés et millièmes de degré; elle fournit aussi les valeurs de R à quatre décimales et de log p à cinq décimales. Il suffit, pour effectuer les calculs requis, de prendre une valeur approchée de a dans l'éphéméride de Jupiter et d'employer pour ail les valeurs données par : Satellite. loga. I., 2,76461 II 2,96630 III 3,16909 IV 3,41433 Les formules précédentes correspondent aux positions relatives vraies du satellite et de Jupiter; pour
aux positions relatives vraies du satellite et de Jupiter; pour les faire correspondre aux positions apparentes, il est nécessaire d'ajouter, à l'instant pour lequel elles sont calculées, le temps d'aberration convenable; celui-ci a pour partie principale le temps d'aberration relatif à Jupiter, soit 4981, 38 x R; mais, pour avoir des résultats exacts, il faut lui ajouter deux petites corrections : la première est égale à cette partie principale multipliée par le rapport — 1, n étant la différence pour 12 heures de l'angle u0 (voir plus bas) et n0 étant le moyen mouvement du satellite pour 12 heures, savoir
étant le moyen mouvement du satellite pour 12 heures, savoir 101°,744, ou 50°,687, ou 25°,159, ou 100,786, suivant le satellite; quant à la deuxième correction, elle est proportionnelle à cos u, le coefficient de proportionnalité étant égal à 15, 4, ou 25,2, ou 35,6, ou 63,3, suivant le satellite. La page 480 donne R de jour en jour à quatre décimales. À la page suivante, on trouve de deux jours en deux jours le temps d'aberration relatif à Jupiter, en minutes et en secondes; on y trouve aussi, aux dates convenables pour permettre d'en suivre aisément la variation, les valeurs
convenables pour permettre d'en suivre aisément la variation, les valeurs d'un argument A, exprimé en jours, qu'il faut toujours réduire à être compris entre — 315,255 et + 315,255, sa période étant 365,250. Pour chaque satellite, l'éphéméride donne d'abord les angles B et P de deux jours en deux jours, toujours pour minuit (0''), temps universel. On y trouve ensuite les éléments nécessaires au calcul de u et de log p, disposés de la façon suivante : Pour chacun des deux premiers satellites, on met u et log p sous les formes u = U, + cp + au, log
les formes u = U, + cp + au, log p = w + h a logo; l'angle llo, facile à interpoler, est donné de 12 heures en 12 heures; les quantités co et dépendent de l'argument A, et sont fournies par deux tables complémentaires spéciales, accompagnant l'éphéméride; enfin, les petites inégalités à courte période du et a logo sont données de 6 heures en 6 heures, grâce à une disposition qui se comprend d'elle-même, les nombres relatifs à 6h et à 18h étant placés sur les interlignes, entre ceux qui correspondent à oh et 12h, 12h et 24h, respectivement.
qui correspondent à oh et 12h, 12h et 24h, respectivement. L'interpolation de ces quantités se fera à vue d'une façon suffisamment exacte. Pour les deux derniers satellites, on fait simplement u = u0 + tau, et l'on trouve dans l'éphéméride u0, ou log p de 12 heures en 12 heures. L'angle u0 s'interpole linéairement; quant à l'interpolation de du et log p, elle demande plus de peine : il faut tenir compte en général des différences troisièmes, suivant les règles générales, ou appliquer les règles indiquées dans le Mémoire de XI. Andoyer. L'éphéméride de chaque satellite fournit également la quantité
XI. Andoyer. L'éphéméride de chaque satellite fournit également la quantité telle que la somme du + 9 + au (satellites 1 et II) ou u0 + du (satellites III et IV) soit la quantité u' dont la définition est celle de u (page 644) dans laquelle on remplace la Terre par le Soleil. PHÉNOMÈNES ASTRONOMIQUES. On donne, pages 324-525, l'époque, en temps universel, dans l'ordre chronologique, des phénomènes astronomiques suivants : 1° Les conjonctions (0"), quadratures (D), oppositions ( cS' ), des planètes supérieures ( cf, 'lt, b, '8 ) avec le Soleil : les longitudes géocentriques de la planète
avec le Soleil : les longitudes géocentriques de la planète et du Soleil sont égales (cf), ou diffèrent de 900 ou 2700 ( □ ), ou diffèrent de 1800. Les conjonctions ("Opposition") des planètes inférieures (S, Q) avec le Soleil : les longitudes géocentriques de la planète et du Soleil sont égales. Les conjonctions sont dites supérieures ou inférieures suivant que la distance de la planète à la Terre est plus grande ou plus petite qu'une unité astronomique. On ajoute, éventuellement, aux conjonctions inférieures, les passages des planètes sur le Soleil. 30 Les plus grandes élongations des planètes inférieures :
Soleil. 30 Les plus grandes élongations des planètes inférieures : la différence des longitudes géocentriques de la planète et du Soleil est maximale, et l'on donne cette différence. 4° Les stations des planètes : la longitude géocentrique de la planète est maximale ou minimale. 5° Les conjonctions ("Opposition") des planètes entre elles, avec la Lune et avec les étoiles : les ascensions droites des deux astres considérés sont égales, et l'on donne la différence de leurs déclinaisons. 6° Les nœuds ("Node") des orbites des planètes : la latitude géocentrique de la planète passe par zéro en croissant (nœud ascendant Q)
la planète passe par zéro en croissant (nœud ascendant Q) ou en décroissant (nœud descendant Æ). 7° Les apogées et périgées du Soleil et des planètes : la distance de l'astre considéré à la Terre est maximale (apogée) ou minimale (périgée). 8° Les aphélies et périhélies des planètes : le rayon vecteur de la planète, c'est-à-dire sa distance au Soleil, est maximal (aphélie) ou minimal (périhélie). 9° Les plus grandes latitudes héliocentriques Nord et Sud des planètes : la latitude héliocentrique de la planète est maximale (N) ou minimale (S). 10° Les entrées des planètes dans les signes du Zodiaque
10° Les entrées des planètes dans les signes du Zodiaque : la longitude de l'astre passe, en croissant, par la limite inférieure (0°, 30°, ... 300°, 330°) du signe (liste, page 2). 11° Les rétrogradations des planètes dans les signes du Zodiaque : la longitude de la planète passe, en décroissant, par la limite supérieure (30°, 60°, ... 330°, 360°) du signe. 12° Les plus grands éclats de Vénus. Remarque. — Figurent ailleurs les phénomènes suivants : Entrées du Soleil dans les signes du Zodiaque et commencement des saisons, pages 7-9 ; Phases de la Lune, pages 55-60 ; Apogées
7-9 ; Phases de la Lune, pages 55-60 ; Apogées et périgées de la Lune, page 138 ; Éclipses de Soleil et de Lune, pages 385-392. Occultations des planètes et des étoiles par la Lune, pages 395-457; Phénomènes du système de Jupiter, pages paires 458-478. LIBRATION DE LA LUNE. Les pages 526-527 renferment les éléments nécessaires pour le calcul de la libration optique de la Lune, en laissant de côté la libration physique, toujours très petite. Dans ce qui suit, 1 désigne l'inclinaison de l'équateur lunaire sur l'écliptique, égale à 1° 31' 22" d'après J. Franz (Annales de Kœnigsberg, t.
1° 31' 22" d'après J. Franz (Annales de Kœnigsberg, t. XXXVIII); de même, Q désigne la longitude moyenne tropique du nœud ascendant de l'orbite lunaire, égale à la longitude moyenne tropique du nœud descendant de l'équateur lunaire et donnée, page 76, de 10 jours en 10 jours. Soient à un instant donné, et en lieu donné, l' et a, la longitude et la latitude, l'ascension droite et la déclinaison de la Lune, fournies par la Connaissance des Temps et affectées de la parallaxe; soit, de plus, l' la longitude moyenne tropique de la Lune; soient, enfin, y, f et B'
tropique de la Lune; soient, enfin, y, f et B' trois quantités auxiliaires, définies ainsi : est un angle dont la valeur en radians est [J= — tang2 ^ sin 2 (Q — À); / est un nombre donné par f = sin 1 cos (Q — À); B' est un angle tel que tang B' = tang 1 sin (Q — J. ), avec B' = 1 pour — A — 90°. On trouve, à la page 527, les valeurs de y, f, B' en fonction de l'argument Q — X; on notera que a et B' sont exprimés
— X; on notera que a et B' sont exprimés en degrés et fractions décimales de degré. La libration en latitude est b = B'-|3; la libration en longitude est l X Iq + p. + jb y ou bien l=1'-l0, en faisant À + Quant à l'angle de position C du méridien central lunaire, compté positivement sur le disque de la Lune du Nord vers l'Est, il est donné par l'une ou l'autre des deux formules en désignant par i l'inclinaison de l'équateur lunaire sur l'équateur terrestre; par Q' la distance angulaire à l'équinoxe du nœud ascendant de l'équateur
la distance angulaire à l'équinoxe du nœud ascendant de l'équateur lunaire sur l'équateur terrestre; par A l'angle compté sur l'équateur lunaire à partir de son nœud ascendant sur l'équateur terrestre jusqu'à son nœud ascendant sur l'écliptique. A la page 526, on donne de 10 jours en 10 jours, exprimés en degrés et fractions décimales de degré, les éléments i, A, Q', ainsi que la longitude moyenne tropique de la Lune l0; pour cette dernière on fournit également les mouvements pour les jours, heures et minutes. Pour obtenir i, A, Q', on utilise les formules suivantes dans lesquelles figure l'obliquité vraie
on utilise les formules suivantes dans lesquelles figure l'obliquité vraie de l'écliptique CI): A A + B G' = A D les angles A et B étant déterminés par : TABLES RELATIVES A L'ÉTOILE POLAIRE. Détermination de la latitude d'un lieu par l'observation d'une hauteur de la Polaire. Les pages 528-531 contiennent les Tables permettant le calcul de la latitude boréale d'un lieu dans lequel la hauteur de la Polaire a été observée. Ces Tables étant surtout à l'usage des navigateurs, on a cherché à leur donner une disposition permettant d'obtenir rapidement la partie principale de la correction qui, appliquée
d'obtenir rapidement la partie principale de la correction qui, appliquée à la hauteur observée, fournit la latitude. Soient : φ la latitude boréale cherchée du lieu d'observation; h la hauteur observée de la Polaire, corrigée de l'erreur instrumentale, de la réfraction et de la dépression de l'horizon; H l'angle horaire local de la Polaire à l'instant de l'observation; p la distance polaire apparente de la Polaire à l'instant de l'observation ; par la moyenne des valeurs, au cours de l'année considérée, de la distance polaire apparente de la Polaire. La latitude est donnée par la formule cp = h -
latitude est donnée par la formule cp = h - p' cosH - (p - p') cosH tang/h sin2 H. En désignant respectivement par C1, C2, C3, les trois termes correctifs C1 = - P1 cosH, C2 = - (p - p') cosH, C3 = - tang h sin2 H p'2 sin i on obtient Cf = Il + Ci + C2 + C3. Les Tables ont été construites d'après cette formule. Les Tables 1 et 2 sont destinées au calcul de l'argument H. La Table 1 fournit, pour chaque jour de l'année, à une heure universelle, la quantité a
jour de l'année, à une heure universelle, la quantité a - 0 - a, où 0 est le temps sidéral de Greenwich et l'ascension droite apparente de la Polaire. En ajoutant au temps civil local T la valeur a qui convient à la date de l'observation, on obtient une valeur très approchée de H ; si l'on veut une meilleure précision, il faut tenir compte de l'heure de l'observation. Il suffit, pour cela, d'ajouter à la valeur de a, tirée de la Table 1, la correction b, toujours positive, fournie par la Table 2, dont les arguments sont : 1°
par la Table 2, dont les arguments sont : 1° La date du jour (premier jour de chaque mois) ; 2° le temps universel (d'heure en heure). Mais, quand une grande précision n'est pas nécessaire (en mer, par exemple), on peut faire abstraction de la Table 2, si l'on a soin de prendre pour argument de la Table 1 le jour le plus voisin (à une heure T. U.) de l'époque de l'observation. L'angle horaire H obtenu est l'argument de la Table 3 qui donne, avec son signe, le terme principal Ci = - cos H de la correction qu'il
principal Ci = - cos H de la correction qu'il faut appliquer à la hauteur h (en 1961, p' = 54°56', 2). La Table 4 fournit ensuite, avec son signe, la différence p - p', qui, multipliée par le facteur - cosH pris dans la dernière colonne de la Table 3, donne C2 = - (p - p') cosH ; cette correction est donc positive ou négative, suivant que p p' et - cosH sont de même signe ou de signes contraires. Enfin, de la Table 5, on tire le terme, toujours positif, C3 = - 2 tangA sin2 H
terme, toujours positif, C3 = - 2 tangA sin2 H H// sin i avec les arguments hauteur h et angle horaire H. Exemple. — Le 6 octobre 1961, à 13h27m IgS, temps universel, et par 163°46' = 11h55m4s de longitude Ouest estimée, on observe la hauteur de la Polaire 46°34'33" (corrigée de l'erreur instrumentale, de la réfraction et de la dépression de l'horizon). On demande la latitude du lieu d'observation. On a dans ce cas : 1. m 3 Temps universel de l'observation 13 27 19 Longitude estimée L = + 10 55 4 Temps civil local de l'observation .........
+ 10 55 4 Temps civil local de l'observation ......... T = 2 32 15 A 13h27m IgS, temps universel, on est plus près du 7 octobre (oh T. U.) que du 6 octobre (oh T. U.). On aura donc : h m s Table 1, octobre 7, à ohT. U a = 23 3 5 Temps civil local de l'observation ............. T = 2 32 15 Somme = argument H 1 35 20 O / Table 3, pour 46°35" Ci = - 0 50 15 Hauteur observée h = 46 34 33 Latitude cherchée ........................... 'fi = 45 44
46 34 33 Latitude cherchée ........................... 'fi = 45 44 Ce calcul est toujours suffisant pour les applications en mer. En conservant les mêmes données que ci-dessus, on peut maintenant déterminer avec plus d'exactitude la latitude, en faisant usage des Tables 2, 4 et 5. Pour calculer avec plus de rigueur l'angle horaire H, on prend dans la Table 1, la valeur a directement pour la date donnée, 6 octobre, sans se préoccuper de savoir si l'époque de l'observation est plus rapprochée du 7 octobre (oh T. U.) que du 6 octobre (oh T. U.). On a ainsi : n
6 octobre (oh T. U.). On a ainsi : n m s Temps universel de l'observation 13 27 19 Longitude estimée L = + 10 55 4 Temps civil local de l'observation T = 2 32 15 h m Table 1, octobre 6, à oh T. U a = 22 59 9 Temps civil local de l'observation T = 2 32 15 Table 2, pour 13h27m 19", le 6 octobre b = 2 13 Somme = argument H ............... H = 1 33 37 La Table 3 fournit, avec l'argument H = 1h 33m 375, le premier terme correctif ................................
H = 1h 33m 375, le premier terme correctif ................................ Ci = - 0 50 1 25 La Table 3 donne, avec l'argument H, le facteur - cosH = - 0,91. La Table 4 donne, avec l'argument date du jour, p - p' = + 4'; d'où : terme correctif C2 =-4-4"x x(—0,()!) Ci = - 0 0 4 La Table 5 donne, avec les arguments H = 1h34m et h = 46°35', le dernier terme correctif C3 = - 0 0 5 Hauteur observée h = 46 34 33 Latitude cherchée ........... Ci + C2 + C3 = 'p
Latitude cherchée ........... Ci + C2 + C3 = 'p = - 45 44 9 Azimuts de la Polaire. Les Tables des pages 532-537 et 538 fournissent l'azimut de la Polaire, compté à partir du Nord, c'est-à-dire à partir du méridien inférieur. Soient : A l'azimut cherché de la Polaire ; cp la latitude boréale du lieu d'observation ; H l'angle horaire local de la Polaire à l'instant de l'observation; p la distance polaire apparente de la Polaire à l'instant de l'observation ; p' la moyenne des valeurs, au cours de l'année considérée, de la distance polaire apparente de la
de l'année considérée, de la distance polaire apparente de la Polaire. L'azimut est donné par la formule cotg A = - sin(p) cotgH + cos cp cosécH cotgp. L'azimut ainsi obtenu est occidental si 0 < H < 12°, oriental si 12" < H < 24". La Table 1 (p. 532-537) donne la valeur approchée A' de l'azimut obtenue en remplaçant dans la formule donnée ci-dessus p par p' (p. 650). Les arguments sont H et Cf. La Table II (p. 538) donne la correction, positive ou négative, à appliquer à la valeur approchée A' de l'azimut pour obtenir la
à la valeur approchée A' de l'azimut pour obtenir la valeur exacte. Les arguments sont la valeur approchée et la date. La correction a été calculée par la formule Pour obtenir l'angle horaire H, argument de la Table I, on peut, soit utiliser la méthode donnée pages 649-650, soit faire la différence du temps sidéral local et de l'ascension droite de la Polaire (p. 296-297). Ayant obtenu l'azimut A, l'observation de la Polaire au cercle azimutal donnera aisément la direction du méridien inférieur. Exemple. — On demande l'azimut de la Polaire le 2 octobre 1961, à Alger, à 3h36m,o de
Polaire le 2 octobre 1961, à Alger, à 3h36m,o de temps sidéral local. L'ascension droite approchée de la Polaire étant 15h58m,5 (p. 297), on trouve l'angle horaire H = 3h36m, 0 - 15h 58m, 5 = 1h 37m, 5. Avec H = 37m, 5, et la latitude d'Alger 36°48' = 36°, 8, la Table 1 donne 29',o; avec l'azimut approché 29', o et la date du 2 octobre, la Table II donne -10', 1. L'azimut est donc égal à 29',o -10', 1 = 19', 1 ; cet azimut est occidental. COEFFICIENTS DE LA FORMULE D'INTERPOLATION DE BESSEL. Le Tableau de
COEFFICIENTS DE LA FORMULE D'INTERPOLATION DE BESSEL. Le Tableau de la page 539 contient les valeurs des coefficients B2 et Bs de la formule d'interpolation de Bessel (voir les explications, p. 595). TABLES DE CONVERSION. Les Tables 1 et II (p. 540-543 et 544-547) servent à la conversion du temps sidéral en temps moyen et inversement : elles donnent la correction qu'il faut retrancher d'un intervalle de temps sidéral pour l'exprimer en temps moyen et la correction qu'il faut ajouter à un intervalle de temps moyen pour l'exprimer en temps sidéral. Les Tables III et IV (p. 548-549 et 550-553)
sidéral. Les Tables III et IV (p. 548-549 et 550-553) servent à la conversion des degrés et parties sexagésimales en heures et parties sexagésimales, et inversement. La Table V (p. 554) sert à la conversion des heures et parties sexagésimales en fractions décimales de jour, et inversement. Les Tables VI et VII (p. 555-557 et 558) servent à la conversion des parties sexagésimales de degré en fractions décimales de degré, et inversement. Les Tables VIII et IX (p. 560 et 560-561) servent à la conversion des heures et parties sexagésimales en degrés et fractions décimales, et inversement. TABLES DE RÉFRACTION.
en degrés et fractions décimales, et inversement. TABLES DE RÉFRACTION. Ces Tables sont, sous une forme abrégée, celles publiées, en 1889, par R. Radau dans le Tome XIX des Annales de l'Observatoire de Paris, Mémoires; toutefois, la constante de la réfraction utilisée par Radau, soit 60",4455 dans les conditions normales, a été ramenée à la valeur 60", 154, généralement adoptée aujourd'hui. La Table 1 (p. 562-563) donne, en fonction de la hauteur apparente, les réfractions normales, c'est-à-dire les réfractions qui correspondent aux conditions suivantes : Latitude, 45°; altitude, 11, ; température, 00 Celsius; pression barométrique, 760mm de mercure à 00;
température, 00 Celsius; pression barométrique, 760mm de mercure à 00; tension de la vapeur d'eau, 6mm. Les Tables II a et II b (p. 564-565) permettent ensuite de passer des réfractions normales aux réfractions vraies qui correspondent à des conditions quelconques d'observation, en négligeant toutefois la très faible correction due à la plus ou moins grande humidité de l'air. Supposons les conditions d'observation ainsi définies : Latitude, λ; Altitude, h mètres; Température de l'air, t degrés (Celsius); Hauteur barométrique, H' millimètres de mercure, la température du mercure étant t' degrés (Celsius), et la lecture du baromètre étant supposée faite sur
(Celsius), et la lecture du baromètre étant supposée faite sur une échelle de laiton, et corrigée, s'il y a lieu, de la capillarité. On réduit d'abord la hauteur du baromètre à la température de l'air, et l'on tient compte en même temps de la correction de gravité due à la latitude et à l'altitude, en faisant : H = H' [1 - 0,00264 cos2λ - 0,000000196 h - 0,000163 (t' - t)]. On fait ensuite la correction pour la température, en appliquant algébriquement à la réfraction normale R, qui correspond à la hauteur apparente observée, la correction Si enfin R'
à la hauteur apparente observée, la correction Si enfin R' est le résultat ainsi obtenu, on obtient la réfraction vraie cherchée en appliquant algébriquement à R' la correction barométrique R' B. Les facteurs A et B, respectivement égaux à 1, sont fournis par la Table IIa, le premier en fonction de t, le deuxième en fonction de H. Les facteurs CI. et B, ainsi que la quantité k, sont donnés par la Table IIb. Le facteur a ne commence à différer de l'unité que pour les hauteurs inférieures à 450; il augmente rapidement dans le voisinage de l'horizon : il
il augmente rapidement dans le voisinage de l'horizon : il est donné en fonction de la hauteur apparente. Le facteur p ne commence à différer de l'unité que pour les réfractions supérieurs à 2', c'est-à-dire pour les hauteurs inférieures à 30° : il est donné en fonction de la réfraction R', à laquelle il doit être appliqué. Enfin, la quantité k ne commence à différer de 0,00367 que pour les hauteurs inférieures à 100, de sorte que, pour toutes les hauteurs supérieures à 10°, le facteur k est égal à 1 unité ; la quantité k est donnée en fonction
1 unité ; la quantité k est donnée en fonction de la hauteur apparente; elle varie légèrement elle-même avec la température, dans l'horizon et au-dessous de l'horizon. Dans la plupart des cas, quand on n'a pas observé trop près de l'horizon, on voit donc que l'on peut réduire les corrections pour la température et pour la pression aux valeurs simples RA et R'B. Exemple 1. — On a Hauteur observée 66°32/22",4 ou 66032',4, H = 756mm, 2. La Table I donne R= 26", — 0", 207 x 3,24 = 26", 08. La Table II donne A =—0,0461 et par suite