jeanflop/post-ocr-correction huggingface dataset:
un degré de longitude ouest et un degré de latitude nord. Ainsi, par exemple, pour une position à 15 degrés ouest de Bordeaux et 45 degrés nord de Bordeaux, le temps universel de l'immersion est la somme : temps universel de l'immersion à Bordeaux + a x 15 + b x 45. L'emploi des variations a et b donne une erreur généralement inférieure à 2 minutes pour un lieu situé à 500 km du point donné. Au-delà, l'erreur dans chaque direction est approximativement proportionnelle au carré de la distance. Lorsque a et b ne sont pas donnés, par exemple pour
a et b ne sont pas donnés, par exemple pour les occultations rasantes, l'erreur sur l'époque donnée pour l'immersion ou l'émersion peut atteindre 0,5,5. Aux valeurs des époques des immersions et émersions et, éventuellement, de a et b, on a ajouté celle de l'angle au pôle P du point C où a lieu l'immersion ou l'émersion, c'est-à-dire l'angle de la direction LN (partie boréale du cercle horaire du centre L de la Lune) avec l'arc de grand cercle LC, compté positivement dans le sens nord-est sud-ouest. On donne également, à l'instant de chaque phénomène, l'élongation de la Lune, c'est-à-dire la
l'instant de chaque phénomène, l'élongation de la Lune, c'est-à-dire la différence des longitudes géocentriques de la Lune et du Soleil. Chaque étoile occultée est désignée par : 1° Son numéro dans le catalogue Z. C. (Catalog of 3539 Zodiacal stars for the equinox 1950,0; Astronomical Papers of the American Ephemeris, Vol. X, Part II, Washington, 1940). 20 Sa désignation (déclinaison et numéro) dans le catalogue B. D. (Bonner Durchmusterung) ou le catalogue C. D. (Cordoba Durchmusterung) qui prolonge le B. D. pour les déclinaisons inférieures à 230. Pour les lettres pr, sq, n, s, m, cg, voir page A 90.
pr, sq, n, s, m, cg, voir page A 90. 3° Sa dénomination, c'est-à-dire une lettre ou un chiffre suivi du nom de la constellation (abréviation officielle en 3 lettres). Lorsque le nom de la constellation est entre parenthèses, cela signifie que l'étoile n'appartient plus à la constellation d'après les nouvelles délimitations (Délimitation scientifique des constellations, par E. Delporte, 1930). ANCIENS SATELLITES DE JUPITER. La Connaissance des Temps fournit l'ensemble des données nécessaires à l'observation des quatre anciens satellites de Jupiter (numérotés de I à IV), d'après les tables de R. A. Sampson (Tables of the four great satellites of
R. A. Sampson (Tables of the four great satellites of Jupiter, Londres, 1910). Phénomènes des satellites. Les pages paires 408-426 fournissent, pour la période de l'année pendant laquelle les satellites de Jupiter sont observables, les époques (à 1 minute près, sauf pour les éclipses données à 0,1 minute près), en temps universel (voir p. A 66 en haut), des phénomènes que présentent ces satellites, savoir : commencement et fin de leurs éclipses et de leurs occultations par la planète, de leurs passages et des passages de leurs ombres sur la planète. Ces phénomènes sont calculés en supposant le Soleil et
planète. Ces phénomènes sont calculés en supposant le Soleil et la Terre réduits à leurs centres. Les époques données pour les éclipses et les passages des ombres sont valables pour un lieu d'observation quelconque. Celles des occultations et des passages des satellites sont relatives au centre de la Terre; un observateur situé à la surface de la Terre devra donc appliquer à ces époques la correction de parallaxe diurne. On observera que les éclipses se produisent à l'ouest ou à l'est de la planète, suivant que l'on est avant ou après l'opposition, c'est-à-dire suivant que Jupiter passe au méridien après
après l'opposition, c'est-à-dire suivant que Jupiter passe au méridien après ou avant minuit. Pour le premier satellite et, en général, pour le deuxième satellite, on ne peut, avant l'opposition, observer que le commencement des éclipses (E. c.) et ensuite la fin des occultations (émergence, Em.); après l'opposition, on ne peut observer que le commencement des occultations (immersion, Im.) et ensuite la fin des éclipses (E. f.). Au contraire, pour les deux derniers satellites, on peut, en général, observer à la fois les immersions et les émergences, ainsi que les commencements et les fins d'éclipses. En outre, pour les éclipses, on
et les fins d'éclipses. En outre, pour les éclipses, on donne, au bas de chaque page, pour une date voisine du milieu du mois, les valeurs numériques, rapportées au rayon équatorial de Jupiter comme unité, des coordonnées x et y de chaque satellite. Ces coordonnées, affectées de l'indice i ou 2 suivant qu'il s'agit d'un commencement ou d'une fin d'éclipse, sont rapportées à deux axes rectangulaires, Ox et Oy, situés dans le plan tangent à la sphère céleste en la position géocentrique 0 de Jupiter, plan qui, en raison de la faible inclinaison de l'équateur de Jupiter sur le plan
la faible inclinaison de l'équateur de Jupiter sur le plan de l'écliptique, passe approximativement par la ligne des pôles de l'équateur de Jupiter choisie pour axe Ox orienté vers le nord, l'axe Oy étant, dans le plan équatorial, orienté vers l'est. On a marqué d'un astérisque les phénomènes qui sont observables à Paris. Configurations des satellites. On donne, pages impaires 409-427, sous le dénomination de configurations, des courbes représentant d'une manière continue les positions de chacun des quatre satellites par rapport à Jupiter. Les élongations des satellites sont proportionnelles aux figures réelles, l'échelle étant fournie par le diamètre de Jupiter,
figures 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 428-467 contiennent
renverse les objets. Éphémérides des satellites. Les pages 428-467 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
horaire passant par le centre de la planète; par u la différence augmentée de 180° 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 (ou plus précisément, de la projection de ce rayon vecteur sur le plan de l'équateur de Jupiter) 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
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 p l'angle de position, compté de la même façon que P, du satellite par rapport au centre de Jupiter; par ex et 6 l'ascension droite et la déclinaison vraies de Jupiter; enfin, par a + Aa et 8 + Ad les mêmes coordonnées pour le satellite. Cela posé, s et p, Aa et Ad sont donnés par : avec : et, en secondes de degré, Aoc = s sin p sec 3,
secondes de degré, Aoc = s sin p sec 3, Ai) = s cosp, en négligeant des quantités du second ordre par rapport à la petite quantité ~ Toutefois, pour les satellites III et IV, il faudra tenir compte des termes du second ordre. En appelant .1exo et .1emo les valeurs calculées avec les formules ci-dessus, on a : 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 p à cinq décimales. Pour effectuer les calculs requis,
de p à cinq décimales. Pour effectuer les calculs requis, on prendra une valeur approchée de 8 dans l'éphéméride de Jupiter et les valeurs suivantes pour a et a": Satellite a a" I 0,0028196 581",575 I I 0,0044862 925 ", 345 II I 0,0071559 I476",01 I V .................. o,0115856 2596", 15 Les formules précédentes correspondent 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 499^012 xR;
principale le temps d'aberration relatif à Jupiter, soit 499^012 xR; 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 no n n » n étant la différence pour 12 heures de l'angle Uo (voir plus loin) et no étant le moyen mouvement du satellite pour 12 heures, savoir 101°,744, ou 50°,687, ou 25°,159, ou 10°,786, suivant le satellite; quant à la deuxième correction, elle est proportionnelle à cos u, le coefficient de proportionnalité étant égal à is,4, ou 28,2, ou 38,6, ou 68,3,
étant égal à is,4, ou 28,2, ou 38,6, ou 68,3, suivant le satellite. La page 428 donne R de jour en jour à quatre décimales. A 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 d'un argument A, exprimé en jours, qu'il faut toujours réduire à être compris entre 3J, 5255 et + 3J, 5255, sa période étant 7j, o5og. Pour chaque satellite, l'éphéméride donne d'abord les angles B et P
chaque satellite, l'éphéméride donne d'abord les angles B et P de deux jours en deux jours, toujours pour minuit (oh), temps universel (voir p. A 66 en haut). On y trouve ensuite les éléments nécessaires au calcul de u et de p, disposés de la façon suivante : Pour chacun des deux premiers satellites, on met u et p sous les formes : u — Uo + 9 + 6M, P == 1 + .1p + op; l'angle Uo, facile à interpoler, est donné de 12 heures en 12 heures; les quantités A p et cp dépendent de l'argument A
les quantités A p et cp 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 op 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 8h étant placés sur les interlignes, entre ceux qui correspondent à oh et i 2h, 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 = u, -h au, et l'on
fait simplement : u = u, -h au, et l'on trouve dans l'éphéméride u0, au, p — 1 de 12 heures en 12 heures. L'angle Uo s'interpole linéairement; quant à l'interpolation de ou et de p — 1, elle demande plus de peine : il faut tenir compte, en général, des différences troisièmes. L'éphéméride de chaque satellite fournit également la quantité u'o telle que la somme u,, + cp + du (satellites I et II) ou u,o + du (satellites III et IV) soit la quantité u' dont la définition est celle de u (p. 606) dans laquelle on remplace
est celle de u (p. 606) dans laquelle on remplace la Terre par le Soleil. Exemple. — Calculer les coordonnées équatoriales différentielles Aa, .10 du satellite IV, le 9 septembre 1974, à to = 2ih temps universel. On dispose le calcul de la manière suivante : 1° Calcul de l'époque .', argument pour obtenir Aa, A8. temps d'aberration approché At, = 499^, 012 x R (p. 428, arg1 33m6s époque approchée t. Ato = tx 20,,26m54, ut sept. 9, 12" T. U. (p. 465) = M, 111°,940 u0 sept. 10, Oh T. U. (p. 465) = ut 122°,791 Uz Ut
Oh T. U. (p. 465) = ut 122°,791 Uz Ut = n io°,85i interpolation linéaire (arg1 £,) uo 119",579 partie principale de l'aberration A' t0= 499', 012 xR (p. 428, arg' tt). 33m 6s,2 premier terme complémentaire (p. Aio5) L , to — = At, -II',8 deuxième terme complémentaire (p. A 106) 6s,3 cos u,, = At2 ........ 3*,i aberration L' to+ + Ltt + àt2 = At 32m51',3 époque ta— Ai = 1 ................................................ 20h27m 8',7 2° Calcul des coordonnées équatoriales différentielles Aa, A8. u , (voir plus haut) III°,94O n(t-12) 7°,643 12 $u(p. 465, arg1 t) + 0°,694
III°,94O n(t-12) 7°,643 12 $u(p. 465, arg1 t) + 0°,694 n(t —12) „ U.- + 6 U — U... 120°, 277 1 12 p (p. 465, arg1 1) 1 ,oo453 P(p. 46o, argl t) -24°,614 B (p. 460, arg1 t) + 1°,564 sin u +0,86360 cos u -0,50418 sin B +0,02729 cos B +0,99963 sin B cos u -0,01376 cos B cos u -0,50399 a (p. A io5) 0,0125865 R (p. 428, arg1 t) 3,98o3 iL 0,25238 H ap 0,003177 R ' J' !—-'COSBCOSM= / 1,001601 R J ...... ait (p. A 105) 2596", 15 a'y. 2600" , 31 656",2
(p. A 105) 2596", 15 a'y. 2600" , 31 656",2 7 a"/^sin« = s sin (p P).. +566",75 R a"/^sinBcostt=scos(/>— P) 9",o3 R tg (p P ) -62,76301 P — P (p — P) + P = p 66°, 299 S* 321287,10 s 566",82 8 (p. 192, argl t) 8° 16' séc8 +1,01050 sin/> +0,91566 cos p +0,40196 s sinp séc 8 = Aa, +524", 46 s cos p = Aa +227", 84 tg S -0,1453 sin8cos8 -0,1423 sin 1" tg 8 Act, A8, ,-0",084 2 sin 1" sin 8 cos8 ( ,iao )2 ..... -o", o95 Donc : Am
cos8 ( ,iao )2 ..... -o", o95 Donc : Am = àa, + sin 1" tg a LlZo à&, = + 524", 38 ; A8 = A80— .: 2 sin 1" sin8 COSÔ(.:ilZo)2 = +227",93. Le calcul serait analogue pour le satellite III. Pour les satellites I et II il y aurait à déterminer A (p. 429) pour l'époque t, puis (p. 438-440 et 449-451) à en déduire cp et Ap qui figurent dans les expressions de u et p (p. A 106). Par contre, la fin du calcul est plus simple, puisque l'on a : Aa = Âcxo et
plus simple, puisque l'on a : Aa = Âcxo et .10 = Aô0. PHÉNOMÈNES ASTRONOMIQUES. On donne, pages 468-471, l'époque, en temps universel, dans l'ordre chronologique, des phénomènes astronomiques suivants : 1° Les conjonctions (6 ), quadratures (0), oppositions (cf), des planètes supérieures (d', 2J., h, W, 8) avec le Soleil les longitudes géocentriques de la planète et du Soleil sont égales, ou diffèrent de 900 ou 2700, ou diffèrent de 180° (cf. 20). Les conjonctions (6) des planètes inférieures (ψ, ρ) avec le Soleil : les longitudes géocentriques de la planète et du Soleil sont égales. Les conjonctions sont
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. 3° 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 (6) des planètes entre elles, avec la Lune
Les conjonctions (6) des planètes entre elles, avec la Lune et avec des étoiles : les ascensions droites (') des deux astres considérés sont égales, et l'on donne la différence de leurs déclinaisons ('). Les conjonctions des planètes avec les étoiles concernent les étoiles du F. K. 4 de magnitude L 3,0 et dont la déclinaison diffère de celle de la planète de 10 au plus. 6° Les noeuds (SI, IS) des orbites des planètes : la latitude géocentrique de la planète passe par zéro en croissant (noeud ascendant SI) ou en décroissant (noeud descendant IS). 7° Les apogées et
ou en décroissant (noeud descendant IS). 7° Les apogées et périgées du Soleil, de la Lune 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) dans une révolution de la planète. On mentionne également les maximums et les minimums relatifs du rayon vecteur. 9° Les plus grandes latitudes héliocentriques Nord et Sud des planètes : la latitude héliocentrique de la planète est maximale (N) ou minimale
latitude héliocentrique de la planète est maximale (N) ou minimale (S). 10° Les phases de la Lune (voir p. A 77). 11° Les entrées du Soleil et des planètes dans les signes du Zodiaque : la longitude géocentrique de l'astre passe, en croissant, par la limite inférieure (0°, 30°, ..., 300°, 330°) du signe (liste, p. 2). Aux entrées du Soleil dans le Bélier, l'Écrivain, la Balance et le Capricorne, on fait mention des équinoxes et des solstices. 12° Les rétrogradations des planètes dans les signes du Zodiaque : la longitude géocentrique de la planète passe, en décroissant, par la
longitude géocentrique de la planète passe, en décroissant, par la limite supérieure (300°, 630°, ..., 330°, 3600) du signe. 13° Les plus grands éclats de Vénus. 14° Les éclipses de Lune et de Soleil (pour plus de détails, voir p. 392-401). LIBRATION DE LA LUNE. Les pages 472-473 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, I désigne l'inclinaison de l'équateur lunaire sur l'écliptique, égale à 1031'22" d'après J. Franz (Annales de Königsberg, t. XXXVIII); de même, St désigne la
(Annales de Königsberg, t. XXXVIII); de même, St désigne la longitude moyenne tropique du noeud ascendant de l'orbite lunaire, égale à la longitude moyenne tropique du noeud descendant de l'équateur lunaire et donnée, page 80, de 10 jours en 10 jours. Pour obtenir la libration topocentrique en un lieu donné, soient, à un instant donné, X, (3, a et 8, les coordonnées topocentriques de la Lune (on les obtient en ajoutant la parallaxe diurne à, respectivement, la longitude, la latitude, l'ascension droite et la déclinaison de la Lune fournies par la Connaissance des Temps); soit, de plus, 10 la longitude
la Connaissance des Temps); soit, de plus, 10 la longitude moyenne tropique de la Lune; soient, enfin, p., f et B' trois quantités auxiliaires, définies ainsi : p. est un angle dont la valeur en radians est p. = — tg2 sin 2 (St — X) ; f est un nombre donné par f = sin I cos (St — X); B' est un angle tel que tg B' = tg I sin (S? — 1), avec B' = I pour SI — X = 90°. On trouve, à la page 473, les valeurs de p., f, B' en fonction
page 473, les valeurs de p., f, B' en fonction de l'argument SI — À; on notera que p. et B' sont exprimés en degrés et fractions décimales de degré. La libration en latitude est : b = B' - p; la libration en longitude est : / = X — 10 po fb, ou bien : l = l' 10, en faisant : p. + fb. 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 :
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 SI' la distance angulaire à l'équinoxe du noeud ascendant de l'équateur lunaire sur l'équateur terrestre; par A l'angle compté sur l'équateur lunaire à partir de son noeud ascendant sur l'équateur terrestre jusqu'à son noeud ascendant sur l'écliptique. À la page 472, on donne de 10 jours en 10 jours, exprimés en degrés et fractions décimales de degré, les éléments i, A, SI , ainsi que la longitude moyenne tropique de la Lune lo; pour cette dernière, on fournit
tropique de la Lune lo; pour cette dernière, on fournit également les mouvements pour les jours, heures et minutes. Pour obtenir i, A, SI', on utilise les formules suivantes dans lesquelles figure l'obliquité vraie de l'écliptique <0 : les angles A et B étant déterminés par : TABLES RELATIVES A L'ÉTOILE POLAIRE. Éphéméride de la Polaire. Les pages 474-475 donnent l'ascension droite et la déclinaison apparentes de la Polaire Nb pour le passage supérieur au méridien international. Détermination de la latitude d'un lieu par l'observation d'une hauteur de la Polaire. Les pages 476-479 contiennent les tables permettant le calcul de
Les pages 476-479 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 sont surtout utilisées par les navigateurs; on a donc cherché à leur donner une disposition permettant d'obtenir rapidement la partie principale de la correction qui, appliquée à la hauteur observée, fournit la latitude. Soient : cp la latitude boréale 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;
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 Polaire. La latitude est donnée par la formule T = h //cosH — (p — p')cosH — tgAsinH/sin". En désignant respectivement par Ct, C2, C3 les trois termes correctifs : Ct = — //cosH, C2 = (p — p') COSH, C3 = tgAsin2H p'2 sin x", on obtient : cp = h Ct + C2 + C3. Les tables ont été
h Ct + C2 + C3. Les tables ont été construites d'après cette formule. Les tables I et II sont destinées au calcul de l'argument H. La table I fournit, pour chaque jour de l'année, à une heure universelle, l'angle horaire de la Polaire par rapport au méridien fondamental, c'est-à-dire la quantité a = 0 — a, où 0 est le temps sidéral de Greenwich et a 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
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 I, la correction b, toujours positive, fournie par la table II, dont les arguments sont : 10 La date du jour (premier jour de chaque mois); 20 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 II, si l'on a soin de prendre pour argument de la table
l'on a soin de prendre pour argument de la table I 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 III qui donne, avec son signe, le terme principal Ct = p' cos H de la correction qu'il faut appliquer à la hauteur h (en 1924, p' = 51° 0", 46,). La table IV fournit ensuite, avec son signe, la différence p — p' qui, multipliée par le facteur — cos H pris dans la dernière colonne de la table III, donne : C2 = (p
colonne de la table III, donne : C2 = (p — p') cos H ; cette correction est donc positive ou négative, suivant que p — p' et — cos H sont de même signe ou de signes contraires. Enfin, de la table V, on tire le terme, toujours positif, C3 = 1 tgh sin2 Hp'" sin 1", avec les arguments hauteur h et angle horaire H. Exemple. — Le 6 octobre 1974, à 13h27min98, temps universel, et par 163046' = 10h55min4 de longitude Ouest estimée, on observe la hauteur de la Polaire 46034'33" (corrigée de l'erreur instrumentale, de la
de la Polaire 46034'33" (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 : h m s Temps universel de l'observation 13 27 19 Longitude estimée L = + 10 55 4 Temps civil local de l'observation T= à 32 15 A 13h27min98, temps universel, on est plus près du 7 octobre (à T. U.) que du 6 octobre (à T. U.). On aura donc : l' m s Table I, octobre 7, à à T. U a = 22 52 2 Temps civil