jeanflop/post-ocr-correction huggingface dataset:
par une désignation : lettre N ou S suivie d'une minuscule latine ou grecque (étoiles F. K. 4) ou d'un nombre (étoiles F. K. 4 sup.); la correspondance entre cette désignation et le numéro est donnée dans le bas des tableaux des circompolaires (p. 336-337 et 384-385). 2° Pour les étoiles du F. K. 4, la dénomination officielle, c'est-à-dire, en principe, une lettre ou un chiffre suivi du nom de la constellation écrit en latin au génitif (décision de l'U. A. I., Rome 1922); pour les étoiles du F. K. 4 sup., le numéro du catalogue G. C. de Boss.
4 sup., le numéro du catalogue G. C. de Boss. 3° La magnitude (visuelle, sauf précision contraire). 4° Le type spectral. 5° L'ascension droite et la déclinaison moyennes pour 1974,0 (voir p. A 76). 6° Les variations annuelles pour 1974,5. 7° Les mouvements propres annuels en ascension droite et en déclinaison pour 1974,0. En ajoutant à l'ascension droite (ou à la déclinaison) moyenne pour 1974,0 la variation annuelle qui lui correspond pour 1974,5, laquelle est égale à la somme de la précession et du mouvement propre annuels pour la même époque, on obtient l'ascension droite (ou la déclinaison) moyenne pour
époque, on obtient l'ascension droite (ou la déclinaison) moyenne pour 1975,0. Pour les étoiles doubles, les lettres pr, à la suite de la dénomination, indiquent l'astre qui passe le premier dans le champ visuel, les lettres sq celui qui passe le second; on a désigné par les lettres n et s les composantes Nord et Sud, par la lettre m la position moyenne du milieu du segment joignant les deux composantes et par les lettres cg celle du centre de gravité du système. Parallaxes des étoiles. Le tableau des pages 386-390 donne les valeurs, extraites du General Catalogue of trigonometric
386-390 donne les valeurs, extraites du General Catalogue of trigonometric stellar parallaxes (Yale University Observatory, New Haven, 1952), des parallaxes, au moins égales à 0,5°, des étoiles figurant pages 301-385. Les étoiles sont repérées, dans ce tableau, par leur numéro ou leur désignation (circonstances) (voir plus haut). Noms des étoiles. Un certain nombre d'étoiles du F. K. 4 ont un nom, parfois assez usité (exemples : Achernar, Canopus, Sirius) qui figure, en italiques, en note de bas de page du tableau des positions moyennes (p. 301-337). La liste de ces noms, rangés dans l'ordre alphabétique, est donnée page 391. À
noms, rangés dans l'ordre alphabétique, est donnée page 391. À chaque nom on fait correspondre le numéro du catalogue F. K. 4 (p. A 89 en bas), l'ascension droite approchée et la dénomination officielle (p. A 90 en haut) de l'étoile. Il est ainsi aisé d'identifier toute étoile dont on connaît seulement le nom. Positions apparentes des étoiles. Les coordonnées apparentes (ascension droite et déclinaison) des étoiles figurant dans le catalogue F. K. 4, pour le passage supérieur au méridien international, sont données dans l'Apparent places of fundamental stars de 1974. Toutefois, l'éphéméride de la Polaire N°1 figure dans le
1974. Toutefois, l'éphéméride de la Polaire N°1 figure dans le présent volume, pages 474-475 (voir p. A). Pour le calcul des coordonnées apparentes d'une étoile à partir de ses coordonnées moyennes pour 1974.0, voir les formules de réduction page A 87. ÉCLIPSES. La Connaissance des Temps fournit les données relatives aux éclipses de Soleil et de Lune de l'année. Depuis l'année 1915, les calculs des éclipses de Soleil et de Lune sont exécutés d'après une méthode due à H. Andoyer. Les coordonnées du Soleil sont tirées des tables de Newcomb (voir, par exemple, l'Astronomical Ephemeris); celles de la Lune sont
(voir, par exemple, l'Astronomical Ephemeris); celles de la Lune sont tirées des tables de Brown corrigées par Spencer Jones (voir, par exemple, le présent volume). Aucune correction empirique n'a été appliquée à ces coordonnées. Le demi-diamètre apparent du Soleil à la distance unité a été pris égal à 15°59",63, d'après Auwers; celui de la Lune, pour la parallaxe moyenne 57' -2',70, a été pris égal à 15°32",58, d'après Newcomb. La valeur de l'aplatissement terrestre est a = 1/298,25. On tient compte de la réfraction dans l'horizon, la valeur moyenne adoptée étant 34', 5 (voir p. A 118), sauf sur les
étant 34', 5 (voir p. A 118), sauf sur les cartes des éclipses de Soleil où il n'a pas été tenu compte de la réfraction. Les époques données sont exprimées en temps des éphémérides et les longitudes sont rapportées au méridien des éphémérides. Éclipses de Lune. Pour chaque éclipse de Lune on donne les éléments relatifs au Soleil et à la Lune au moment de leur opposition en ascension droite et, pour chacune des diverses phases de l'éclipse, l'angle de position de la Lune, défini ci-dessous, et les coordonnées terrestres du lieu voyant la Lune à son zénith. O étant
du lieu voyant la Lune à son zénith. O étant le centre du disque d'ombre (disque découpé dans le cône d'ombre Soleil-Terre par la sphère ayant pour centre celui de la Terre et pour rayon la distance Terre-Lune), P le pôle boréal de l'équateur, L le centre de la Lune, l'angle de position de la Lune est l'angle des deux arcs OP et OL de grands cercles de la sphère céleste géocentrique, compté dans le sens rétrograde à partir de OP. On donne, en outre, la grandeur de l'éclipse, c'est-à-dire le maximum de la quantité qui, à un instant quelconque
le maximum de la quantité qui, à un instant quelconque de l'éclipse, est égale à la fraction dont le dénominateur est le diamètre de la Lune et le numérateur la distance du bord de la Lune le plus rapproché du centre du disque d'ombre au bord du disque d'ombre le plus rapproché du centre de la Lune. Il résulte de cette définition que la grandeur est un nombre supérieur ou inférieur à 1 suivant que l'éclipse est totale ou partielle. On notera que, dans le cas d'une éclipse partielle, la grandeur est égale à la fraction éclipsée du diamètre de
grandeur est égale à la fraction éclipsée du diamètre de la Lune. Dans le cas d'une éclipse par la pénombre, on remplace, dans la définition de la grandeur, l'ombre par la pénombre. On donne, enfin, d'heure en heure, pour des époques comprenant toute la durée de l'éclipse, les coordonnées équatoriales x et y du centre de la Lune dans le système d'axes Ox et Oy respectivement tangents en O au parallèle céleste (dans le sens des ascensions droites croissantes) et au cercle horaire (vers le Nord), les rayons pe et pf des disques de pénombre et d'ombre, ainsi que le
pf des disques de pénombre et d'ombre, ainsi que le demi-diamètre s de la Lune. Dans le cas d'une éclipse par la pénombre, le rayon pf du disque d'ombre, inutile, n'est pas donné. Dans le calcul on a majoré la parallaxe horizontale équatoriale de la Lune de — de sa valeur, pour tenir compte de l'accroissement apparent du rayon de la Terre, dû à l'effet de la déviation de la lumière dans l'atmosphère, accroissement d'ailleurs compensé partiellement par la substitution de la valeur du rayon de la Terre à la latitude de 45° à celle de son rayon équatorial. On
latitude de 45° à celle de son rayon équatorial. On notera qu'une phase quelconque de l'éclipse est visible de tous les points de la Terre pour lesquels la Lune est levée à l'instant correspondant. Il y a, en 1974, une éclipse partielle (p. 392) et une éclipse totale (p. 397) de Lune. Éclipses de Soleil. Pour chaque éclipse de Soleil on donne les éléments relatifs au Soleil et à la Lune au moment de leur conjonction en ascension droite, l'ensemble des données qui permettent de se rendre compte immédiatement des différentes circonstances de l'éclipse, et le tableau des éléments de
différentes circonstances de l'éclipse, et le tableau des éléments de l'éclipse d'après Bessel. Les éléments de Bessel x, y, z, d, H, fe, fi, Ueg, Ut, dont la signification est donnée page A 94, servent, à l'exception de z, à calculer les phases de l'éclipse visibles en un lieu. donnée (voir plus loin). x, y, z, sin d, cos d, H, ue, Ut sont donnés de 10 minutes en 10 minutes pour toute la durée de l'éclipse, et tg fe, tg fi d'heure en heure. Les variations x', y', zAH, de x, y, z, H pour 1 minute sont données
de x, y, z, H pour 1 minute sont données d'heure en heure, afin de faciliter les interpolations. Toutefois Ut et tg ft, relatifs au cône d'ombre, sont inutiles dans le cas d'une éclipse partielle et ne figurent alors pas dans le tableau. On donne, pour chaque éclipse, une carte sur laquelle on a tracé les courbes suivantes : 1° Les limites boréale et australe de l'éclipsé; 20 Les lieux des points voyant le commencement, le maximum ou la fin de l'éclipse au lever ou au coucher du Soleil, compte non tenu de la réfraction; 3° Les limites de l'éclipsé
non tenu de la réfraction; 3° Les limites de l'éclipsé totale ou annulaire; 4° Les lieux des points pour lesquels le milieu de l'éclipse a lieu à une époque déterminée, exprimée en temps des éphémérides; cette époque peut être considérée comme une valeur approchée de celle du maximum. 5° Les lieux des points pour lesquels la demi-durée de l'éclipse a une valeur déterminée. Les deux séries de courbes définies ci-dessus (4° et 5°) permettent d'avoir pour un lieu quelconque les époques approchées du commencement, du maximum et de la fin de l'éclipse (voir p. A 96). Il y a, en
de l'éclipse (voir p. A 96). Il y a, en 1974, une éclipse totale (p. 393-396) et une éclipse partielle (p. 398-401) de Soleil. Calcul des phases d'une éclipse de Soleil pour un lieu donné. Il y a lieu de déterminer pour le lieu d'observation A : 1° Les instants des contacts extérieurs, c'est-à-dire du commencement et de la fin de l'éclipse; 2° Les instants — quand ils existent — des contacts intérieurs, c'est-à-dire du commencement et de la fin de la phase totale ou annulaire; 3° L'instant du maximum de l'éclipse et la grandeur correspondante; 4° Les angles au
de l'éclipse et la grandeur correspondante; 4° Les angles au pôle et au zénith de chacun des contacts. Le lieu d'observation A est défini par : 1° La longitude L, comptée de 0° à 180°, positivement à l'ouest du méridien des éphémérides, négativement à l'est; elle est algébriquement égale à la longitude par rapport au méridien international augmentée de 10'; (voir p. A 67); 2° La latitude cp, comptée de 0° à 90°, à partir de l'équateur, positivement dans l'hémisphère nord, négativement dans l'hémisphère sud; 3° L'altitude h au-dessus du niveau de la mer. On envisage un système de coordonnées
niveau de la mer. On envisage un système de coordonnées instantanées Oxyz trirectangle, de sens direct, dans lequel : 1° L'origine 0 est le centre de la Terre; 2° L'axe Oz est parallèle à l'axe des cônes de pénombre et d'ombre, c'est-à-dire à la droite joignant les centres de la Lune et du Soleil, le sens positif Oz étant celui qui va de la Lune au Soleil; 3° L'axe Oy est l'intersection du plan fondamental Oxy perpendiculaire à Oz et du plan OPz défini par Oz et l'axe du monde OP, le sens positif Oy étant celui qui est du
OP, le sens positif Oy étant celui qui est du côté du nord; 4° L'axe Ox est l'intersection du plan fondamental Oxy et de l'équateur terrestre, le sens positif Ox étant tel que le trièdre Oxyz soit de sens direct. Cela posé, prenant dans tout ce qui suit pour unité de longueur le rayon équatorial terrestre a, de sorte que le rayon k de la Lune est égal à 0,272 488 (p. xxix), on a les définitions suivantes des éléments de Bessel : 1° x, y, z sont les coordonnées du centre de la Lune (on notera que z est
du centre de la Lune (on notera que z est positif pendant l'éclipse); 2° d et H sont la déclinaison de l'axe Oz et son angle horaire par rapport au méridien fondamental; 3° fe et fi sont les demi-angles au sommet des cônes de pénombre et d'ombre (circonscrits à la Lune et au Soleil), fe étant par convention pris positivement et fi négativement; 4° Ue et ut sont les rayons des sections circulaires des cônes de pénombre et d'ombre par le plan fondamental Oxy, de sorte que ces quantités s'obtiennent par les formules : ue = z tg fe, Ui
par les formules : ue = z tg fe, Ui = z tg fi, d'où il résulte que ue est toujours positif et que ui est positif ou négatif suivant que la côte du sommet du cône d'ombre par rapport au plan fondamental Oxy est négative ou positive, c'est-à-dire suivant que l'éclipse est totale ou annulaire pour l'intersection de l'axe des cônes de pénombre et d'ombre et du plan Oxy. Les coordonnées x, y, z du lieu d'observation A dans le système Oxyz sont : x = p cos cp' sin (H — L), y = p sin cp' cos
sin (H — L), y = p sin cp' cos d — p cos cp' sin d cos (H — L), z = p sin cp' sin d + p cos cp' cos d cos (H — L), où p est la distance du lieu d'observation A au centre 0 de la Terre, cp' la latitude géocentrique de A; on obtient p sin cp' et p cos cp' par les formules : p cos cp' = cos cp + h cos cp, p sin cp' = (S + h) sin cp, où C et S sont donnés page A 18
cp, où C et S sont donnés page A 18 en fonction de cp. Les variations approchées et f' de E et rj pour 1 minute sont : f' = 0,0043638 p cos cp' cos (H — L), n' = 0,0043638 p cos cp' sin d sin (H — L), o,0043638 étant la valeur moyenne de AH (variation de H pour 1 minute) en radian. Les rayons Le et II des sections circulaires des cônes de pénombre et d'ombre par le plan mené par le lieu d'observation. Parallèlement au plan fondamental s'obtiennent par les formules : le = (le +
fondamental s'obtiennent par les formules : le = (le + Çte) et Ii = u, — Çt.1f et l'on notera que le est toujours positif, alors que Ii est positif ou négatif suivant que l'éclipsé est totale ou annulaire pour le lieu d'observation. À un instant quelconque de l'éclipse, la grandeur est la fraction dont le dénominateur est le diamètre du Soleil et le numérateur la distance du bord du Soleil le plus rapproché du centre de la Lune au bord de la Lune le plus rapproché du centre du Soleil. Il résulte de cette définition que la grandeur est
Soleil. Il résulte de cette définition que la grandeur est un nombre supérieur ou égal à 1 quand l'éclipsé est totale, inférieur à 1 quand l'éclipsé est annulaire ou partielle. On notera que, dans le cas d'une éclipse partielle, la grandeur est égale à la fraction éclipsée du diamètre du Soleil. L'angle au pôle P d'un contact est l'angle de la direction SN (partie boréale du cercle horaire du centre S du Soleil) avec l'arc de grand cercle joignant les centres S et L du Soleil et de la Lune, compté positivement dans le sens nord-est sud-ouest. L'angle au zénith
compté positivement dans le sens nord-est sud-ouest. L'angle au zénith Z d'un contact a une définition analogue à celle de P, en remplaçant le cercle horaire du centre S du Soleil par le vertical du même point. L'examen de la carte donne les époques approchées à 10 minutes près) des deux contacts extérieurs et l'époque approchée du maximum de l'éclipsé qui est aussi l'époque approchée des deux contacts intérieurs (voir p. A 93). Pour déterminer l'époque t + r d'un contact extérieur (T exprimé en minutes), on calcule pour l'époque t les quantités : U = x £ U' =
t les quantités : U = x £ U' = x' -% V = Y - r, V' = y' - n', et l'on résout l'équation en T : (1) (U + FU' + V + V'T)² = 1 en choisissant la racine convenable (la plus petite en valeur absolue). S'il s'agit des contacts intérieurs on remplace le par li et les deux racines donnent les époques des deux contacts. La valeur de x correspondant à la grandeur maximale est obtenue, en négligeant des quantités très petites, par : et la grandeur maximale est : La première expression de g
la grandeur maximale est : La première expression de g est utilisée dans le cas où les contacts intérieurs existent, c'est-à-dire quand l'éclipsé est totale (Il > 0, d'où g > 1) ou annulaire (Il < 0, d'où g < 1); la deuxième expression de g est utilisée dans le cas d'une éclipse partielle, le calcul de Il étant alors inutile. Pour résoudre les équations (1) ou (2), on calcule : avec 1 = le ou lu et 0 étant du signe de f3. Pour les contacts extérieurs, on a t =— + 0. Pour les contacts intérieurs, on a
t =— + 0. Pour les contacts intérieurs, on a t =— (3 + 0 1, le signe — correspondant au premier contact, le signe + au deuxième. Pour le maximum, on a 't' m =(3. Les époques 1 + t trouvées ci-dessus sont exprimées en temps des éphémérides. On aurait pu ne faire qu'un seul calcul pour résoudre toutes les équations posées, en adoptant une valeur t voisine du maximum de l'éclipsé; mais alors les époques obtenues n'auraient été approchées qu'à quelques minutes près; pour les avoir plus exactement, il aurait fallu recommencer séparément pour chacune d'elles, en partant
il aurait fallu recommencer séparément pour chacune d'elles, en partant de l'époque obtenue par le premier calcul. Même si l'on est parti, pour le premier calcul, de deux valeurs approchées pour les contacts extérieurs et d'une même valeur approchée pour le maximum et les contacts intérieurs, (voir p. A 96) on recommencera le calcul, si l'approximation obtenue n'est pas jugée suffisante. Si l'on a : Us + V2 = P(l = le ou i,), il est inutile de continuer le calcul : la valeur de t est exacte. Cette remarque sert aussi à vérifier les résultats obtenus. L'angle au pôle
sert aussi à vérifier les résultats obtenus. L'angle au pôle P d'un point de contact est donné par : sin P ayant le signe de U, sauf pour les contacts intérieurs d'une éclipse totale (Ii> 0) où sin P est de signe contraire à U, c'est-à-dire U le sin P étant toujours < 0 et U le sin P > 0. L'angle au zénith Z d'un point de contact est donné par : Z = P - Y, en désignant par T l'angle parallactique défini d'une façon suffisamment approchée par : sin T ayant le signe de E. Dans toutes
: sin T ayant le signe de E. Dans toutes ces formules, surtout pour les contacts intérieurs, il faut donner à U et V, ou à x et y, les valeurs qui correspondent à la dernière approximation obtenue. Exemple. — Calculer les phases de l'éclipse totale de Soleil du 20 juin 1973, pour le point A de coordonnées : Longitude (éphémér.) L = — 11° 59'0, (E) Latitude cp = — 34° 19',0 (N) Altitude ...................... h = 60m On calcule p sin <f' et p cos cp' à l'aide de la table de la page A 18. Rapporté à
de la table de la page A 18. Rapporté à a = 6378160 m, h = 0,000009. D'où : S 0,994364 h 0,000009 S + h 0,994373 sincp -0,563766 p sin 9' ...... -0,56059 C 1,001065 h 0,000009 C + h 0,001074 coscp 0,825934 p cos <p' 0,82682 À l'aide des courbes données dans la carte, page 394, on voit que le commencement, le maximum et la fin de l'éclipse ont lieu, en temps des éphémérides, respectivement vers 3h 50m, 5h 20m, 6h 40m. Adoptant ces valeurs comme première approximation, on calcule séparément les époques des contacts extérieurs et, du
on calcule séparément les époques des contacts extérieurs et, du maximum. On dispose le calcul de la manière suivante : 1er contact Maximum 2ème contact extérieur extérieur. <(T. E.) 3h50m 5h20m 6h 4om H 238° 8,7 26038,6 280 0'38,6 -114 59,0 -114 59,0 -114 59,0 H — L 353 7,7 15 37,6 35 37,6 tin (H L) -0, II 965 +0,26937 +0,58250 +0,808(H — L) +0,99282 +0,96304 +0,81283 +0,39771 +0,39772 +0,39773 cos d +0,91751 +0,91751 +0,91750 p sin T' -0,56059 -0,56059 -0,56059 PC089 +0,82682 +0,82682 +0,82682 +=pcos<p'cos(H—L). +0,82088 +0,79626 +0,67206 ® -0,62612 +0,23534 +1,00102 £=pcos<p'sin(H—L). -0,09893 +0,22272 +0,48162 U-= $
® -0,62612 +0,23534 +1,00102 £=pcos<p'sin(H—L). -0,09893 +0,22272 +0,48162 U-= $ -0,52719 +0,01262 +0,51940 V -0,77352 -0,84726 -0,91327 I = p sin<p'cosd.. -0,511435 -0,511435 -0,511434 Il = <sind +0,32647 +0,31669 +0,26730 *1 = I - II -0,84082 -0,83104 -0,78164 V-y -1 +0,06730 -0,01622 -0,01363 ® +0,009572 +0,009572 +0,009570 ?'= 0,00043638(U... +0,003475 +0,002933 ®'= x'-V +0,005990 +0,006097 +0,006637 y -0,000816 -0,000822 -0,000828 V'=o,00043638sind. -0,000172 +0,000387 +0,000836 V'=y-ïi' -0,000644 -0,001209 -0,001664 111= p sinf' sind.. -0,22295 -0,22296 -0,22296 ÏT==<)/cose! +0,75317 +0,73058 +0,61662 ? = III + IV...... +0,53022 +0,50762 +0,39366 ? /... +0,00460, -0,00458 +0,00460 +0,53346 +0,01292 +0,53323 —.. +0,00244 -0,00232 +0,00181 1
-0,00458 +0,00460 +0,53346 +0,01292 +0,53323 —.. +0,00244 -0,00232 +0,00181 1 = u - Çt g/. .... +0,53102 +0,01524 +0,53142 1 contact Maximum 2e contact extérieur. extérieur. ?(T. E.) 31, 50'5h20™ 6h 4om IOOU" 0,0035880 0,0037173 0,0044050 100 V'1 0,0000415 0,0001462 0,0002769 100(U'2 + V''). 0,0036295 0,00338635 0,0046819 100' -0,0031579 +0,0000770 +0,00034471VV, -0,0000433 +0,0000196 +0,0002190 B = U1' + VV'. -0,00032012 +0,0000966 +0, 00 36663 . B P = u'a + v'i-" -88,199 + 2,500 +78,308 U2 0,277929 0,000159 0,269776 0,004529 0,000263 0,017326 P 0,281982 0,000232 0,282407 C = U1 -i-V2—P. +0,000476 +0,000190 +0,004696 _ C ^ y» V-: * *
+0,000476 +0,000190 +0,004696 _ C ^ y» V-: * * + 11 + 4,92 +100,30 P2 7779,06 6,25 6132,14 PlT 7765,95 1,33 6031,84 =7^-88,125 +1,153 +77,665 =— P + 6 +0,07 -0,64 K=FI»I...... { -1:35-3 65 Xtn P ....... -2,50 + x î"50"'0' { + + Sbl7m,50 6b3 9m,36 Pour avoir des valeurs plus exactes, on interpole les quantités H, sind, cos d, x', y', x, y, uet uj, tg le, tg fi pour les époques (contacts extérieurs, contacts intérieurs, maximum) trouvées dans la première approximation. On obtient : 1er contact 1er contact Maximum, 2e contact 2° contact extérieur Intérieur.
contact 1er contact Maximum, 2e contact 2° contact extérieur Intérieur. Intérieur. extérieur. ?(T. E.).... 3b 50,07 5b 16m,35 5b 17m,50 5b 18m,65 6" 39m,36 H 238° 9',8 259°43',9 260°1',1 260°18',4 280°29',O sind +0,39771 +0,39772 +0,39772 +0,39772 +0,39773 cos d ........ +0,91751 +0,91751 +0,91751 +0,91751 +0,91750 x' +0,009572 +0,009572 +0,009572 +0,009572 +0,009570 y' 0,000816 0,000822 -0,000822 -0,000822 -0,000828 x -0,62545 +0,20041 +0,21142 +0,22243 +0,99489 y —0,77358 -0,84426 -0,84521 -0,84615 -0,91274 Ue +0,53346 +0,53337 +0,53323 11 +0,01292 +0,01292 +0,01292 tg le ........ +0,00460 +0,00460 +0,00460 tg/. ......... -0,00458 -0,00458 -0,00458 Les calculs donnent alors les résultats suivants, qu'une nouvelle approximation ne changerait
donnent alors les résultats suivants, qu'une nouvelle approximation ne changerait pas d'une manière appréciable : E —0,09866 +0,21002 +0,21402 +0,21803 +0,47975 T| —0,84083 -0,83241 —0,83199 -0,83155 -0,78217 Ç +0,53024 +0,51077 +0,50980 +0,50880 +0,39488 £• +0,0003582 +0,003490 +0,0003485 +0,0003480 +0,002939 t)' —0,000171 +0,000365 +0,000371 +0,000378 +0,000833 U -0,52679 —0,00961 —0,00260 +0,00440 +0,51514 y +0,06725 —0,01185 -0,01322 -0,01460 -0,01357 U' +0,005990 +0,006082 +0,006087 +0,006092 +0,006631 y —0,000645 -0,001187 —0,001193 -0,001200 -0,001661 l +0,53102 +0,53102 +0,53142 1 +0,01526 +0,01525 +0,01525 1m= VU2+Vz. +0,01347 +0,001 +0,001 +0,001 +0,001 t + 3'-50'°,08 5,'16m,35 5b17m,50 5b18m,65 6"39m,36 tgP = u v -7,83331 +0,81097 -0,30137 -3,94532 teT
6"39m,36 tgP = u v -7,83331 +0,81097 -0,30137 -3,94532 teT = +0,11734 -0,25230 -0,26220 -0,61336 ri o o 0 0 p 277,3 39,0 343,2 104,2 r 186,7 165,8 r 65,3 148,5 Z = P —r.... 90,6 233,2 177,9 315,7 ^ 6 2 le-Li .. 1,003 On a donc finalement : Temps Angle Angle des éphém. au pôle au zénith h m 0 0 Premier contact extérieur 3 50,08 277,3 90, 6 Premier contact intérieur 5 16,35 39,0 233, 1 Maximum (g = 1,00) > éclipse totale. 5 17,50 Deuxième contact intérieur 5 18,65 343,2 177,9 Deuxième contact extérieur 6 39,36
intérieur 5 18,65 343,2 177,9 Deuxième contact extérieur 6 39,36 104,2 315,7 OCCULTATIONS, Le tableau des pages 402-407, communiqué par l'Office du Nautical Almanac, est relatif aux occultations des planètes et des étoiles (jusqu'à la magnitude 7,5) par la Lune, visibles à Paris, Besançon, Bordeaux. Pour chacun de ces trois lieux d'observation on donne, dans l'ordre chronologique, les époques, exprimées en temps universel, des commencements (immersions) et fins (émersions) des occultations. L'erreur sur les époques est généralement inférieure à 0,5, auquel cas on donne les variations a et b pour un degré de longitude ouest et un degré de latitude