jeanflop/post_ocr_correction2 huggingface dataset:
sur le sel marin, ce sel change en rouge la teinture des violettes, il fait une vive effervescence avec les alkalis fixes et les violes. On fait que le tartre vitriolé qui en est dans le jusque point de saturation ne change pas la couleur des violettes ; et ne tourne aucune altération avec l'alkali fixe et le volatil. Près que toutes les substances métalliques unies aux trois acides donnent des sels neutres avec excès d'acide, et des sels presque insublis. Il y a aussi quelques métaux qui, unis à l'eau régale et au vinaigre, donnent les mêmes sels. Je résume de mes observations, qu'il faut de nécessité distinguer les sels neutres en trois classes, savoir, en sels neutres avec excès d'acide, en sels neutres parfaits ou sels qui ont une certaine quantité d'acide et un degré considérable de solubilité, enfin en sels neutres qui ont une très-petite quantité d'acide et sont très-peu solubles, ou sont même insolubles. À la faveur de ces distinctions, je fais connaître de nouveaux sels et je donne de nouvelles vues pour la théorie de la cristallisation de plus, j'indique un grand nombre de nouveaux précipités singuliers. Je fais voir aussi que l'on confond mal à-propos un grand nombre de substances salines avec des précipités, un précipité étant formé par l'union décroissante de substances. Une substance métallique, dissoute par un acide, est précipitée par un alkali fixe ou volatil, elle n'en est pas seule, comme quand on la dégage par une autre substance métallique ; elle est unie à une portion de l'acide qui l'a dissoute, et à un peu de l'alkali qui l'a précipité voilà un vrai précipité. Une substance métallique dissoute par un acide n'est nullement précipitée par un autre acide, c'en est une vraie cristallisation, une autre substance métallique ne la précipite pas davantage, elle a simplement été dégagée de l'acide ; elle est pure, c'est pourquoi dans mes leçons de Chymie je donne de justes bornes à tous ces termes. Ces observations répandent des lumières sur quantité de faits importants et de procédés, et mettent sur la route de leurs étiologies.
à-propos un grand nombre de substances salines avec des précipités, un précipité étant formé par l'union décroissante de substances. Une substance métallique, dissoute par un acide, est précipitée par un alkali fixe ou volatil, elle n'en est pas seule, comme quand on la dégage par une autre substance métallique ; elle est unie à une portion de l'acide qui l'a dissoute, et à un peu de l'alkali qui l'a précipité voilà un vrai précipité. Une substance métallique dissoute par un acide n'est nullement précipitée par un autre acide, c'en est une vraie cristallisation, une autre substance métallique ne la précipite pas davantage, elle a simplement été dégagée de l'acide ; elle est pure, c'est pourquoi dans mes leçons de Chymie je donne de justes bornes à tous ces termes. Ces observations répandent des lumières sur quantité de faits importants et de procédés, et mettent sur la route de leurs étiologies. Enfin, ce travail change, pour ainsi dire, la face de la Hailotechnie, je pourrais ajouter qu'il suffit pour manifester la différence qu'il y a entre l'inventeur d'une doctrine et celui qui ne la connaît que par ouï-dire, et se serait tenté de l'approprier. DU PASSAGE DE MERCURE SUR LE SOLEIL NORD, Faite au château de Versailles le 6 Mai 1733 Avec les éléments de l'astrobie, Par M. LE FRANÇOIS DE LA LANDE. Le passage de Mercure sur le Soleil était une observation d'autant plus intéressante dans les circonstances où il se trouvait le 6 Mai 1733, qu'on n'en avait point encore fait de semblable avec exactitude, et qu'on ne pouvait en espérer une seconde que dans quarante-six ans et douze jours. Le dernier passage de Mercure observé dans le Nœud descendant était celui du 3 Mai 1664, qu'Hénry Cavendish a rapporté dans son Historie céleste mais cette observation n'était pas assez complète pour avoir pu en conclure tous les éléments de Mercure : de là vient que les Tables de M. de la Hire, par exemple, donnaient la conjonction de Mercure au Soleil pour le Mai au soir à 10° 17', celles de M. Cagnoli pour le 6 Mai à
NORD, Faite au château de Versailles le 6 Mai 1733 Avec les éléments de l'astrobie, Par M. LE FRANÇOIS DE LA LANDE. Le passage de Mercure sur le Soleil était une observation d'autant plus intéressante dans les circonstances où il se trouvait le 6 Mai 1733, qu'on n'en avait point encore fait de semblable avec exactitude, et qu'on ne pouvait en espérer une seconde que dans quarante-six ans et douze jours. Le dernier passage de Mercure observé dans le Nœud descendant était celui du 3 Mai 1664, qu'Hénry Cavendish a rapporté dans son Historie céleste mais cette observation n'était pas assez complète pour avoir pu en conclure tous les éléments de Mercure : de là vient que les Tables de M. de la Hire, par exemple, donnaient la conjonction de Mercure au Soleil pour le Mai au soir à 10° 17', celles de M. Cagnoli pour le 6 Mai à 2° 35' du matin, celles de M. Halley à 7° 50'; enfin l'observation a fait voir que les calculs les plus exacts et dans lesquels M. de la Condamine avait employé toutes les observations qui pouvaient y servir, donnaient encore la sortie de Mercure 17 minutes trop tard. L'observation dont il s'agit pouvait seule fixer l'incertitude. Comme il était à souhaiter d'apercevoir le Soleil le plus tôt qu'il se pourait, afin d'avoir un plus grand nombre d'observations, M. de la Condamine, M. le Monnier, M. de Chabert et moi, nous nous transportâmes au château de Meudon, où aucun objet terrestre ne pouvait empêcher le Soleil d'être vu à l'instant de son lever, et d'où l'on était aussi plus à portée de se rendre aux ordres de Sa Majesté qui était à Bellevue. Je m'étais muni pour mon usage particulier d'un quart-de-cercle de pieds de rayon, et d'un nouveau Instrument imaginé par M. Bouguer, dont il a donné la description dans les Mémoires de l'Académie de 1718, sous le nom d'héliomètre; le mien était de 18 pieds de longueur. Le 6 au matin, le temps était extrêmement clair, et l'horizon très-dégagé; l'Observatoire royal nous paraissait beaucoup au-dessous du niveau le Soleil
il s'agit pouvait seule fixer l'incertitude. Comme il était à souhaiter d'apercevoir le Soleil le plus tôt qu'il se pourait, afin d'avoir un plus grand nombre d'observations, M. de la Condamine, M. le Monnier, M. de Chabert et moi, nous nous transportâmes au château de Meudon, où aucun objet terrestre ne pouvait empêcher le Soleil d'être vu à l'instant de son lever, et d'où l'on était aussi plus à portée de se rendre aux ordres de Sa Majesté qui était à Bellevue. Je m'étais muni pour mon usage particulier d'un quart-de-cercle de pieds de rayon, et d'un nouveau Instrument imaginé par M. Bouguer, dont il a donné la description dans les Mémoires de l'Académie de 1718, sous le nom d'héliomètre; le mien était de 18 pieds de longueur. Le 6 au matin, le temps était extrêmement clair, et l'horizon très-dégagé; l'Observatoire royal nous paraissait beaucoup au-dessous du niveau le Soleil ayant enfin paru sur l'horizon, accompagné de Mercure qui était déjà sur son disque depuis plus de deux heures, je commençai avec M. de la Condamine à observer des passages de Mercure et du Soleil aux fils du quart-de-cercle, qui seul pouvait s'employer au défaut d'un micromètre et d'une machine parallaxique. L'Académie a déjà reçu un assez grand nombre d'observations détaillées, ainsi je ne rapporterai ici que les conclusions qui brûlent l'objet de ce travail et la méthode que je me suis faite à cet égard. J'ai commencé par calculer les angles du vertical avec le méridien de la ville en 10 minutes de temps, pour toute la durée des observations je les ai rapportés sur une grande figure, autant que cela me pouvait faire sans concomitance; j'ai rapporté au vertical et à l'horizontal chacune de mes observations de Mercure au fil horizontale et au fil vertical du quart-de-cercle, c'est-à-dire, sa distance au centre du Soleil sur le vertical et sur l'horizontal, tirée de l'observation par une simple partie proportionnelle, ayant égard à la parallaxe de hauteur. Par-là j'ai vu les observations où il pouvait y avoir de l'erreur pour les rejeter et j'ai commencé à juger, soit du progrès
parallaxique. L'Académie a déjà reçu un assez grand nombre d'observations détaillées, ainsi je ne rapporterai ici que les conclusions qui brûlent l'objet de ce travail et la méthode que je me suis faite à cet égard. J'ai commencé par calculer les angles du vertical avec le méridien de la ville en 10 minutes de temps, pour toute la durée des observations je les ai rapportés sur une grande figure, autant que cela me pouvait faire sans concomitance; j'ai rapporté au vertical et à l'horizontal chacune de mes observations de Mercure au fil horizontale et au fil vertical du quart-de-cercle, c'est-à-dire, sa distance au centre du Soleil sur le vertical et sur l'horizontal, tirée de l'observation par une simple partie proportionnelle, ayant égard à la parallaxe de hauteur. Par-là j'ai vu les observations où il pouvait y avoir de l'erreur pour les rejeter et j'ai commencé à juger, soit du progrès qu'elles devaient suivre, soit des dimensions de l'orbite apparente à quelques secondes près. Pour avoir même un plus grand nombre de points qui me permettraient de l'exactitude de ces divins, ou qui m'en fissent apercevoir les débuts, j'ai voulu remplir tous les instants, et pour cela je me suis servi des observations que M. le Monnier fit dans le même appartement avec son micromètre placé verticalement par le moyen d'un niveau depuis le lever du Soleil jusqu'à 9 heures, et de celles que faisaient à Paris M. Bouguer et M. de Thury, de sorte que j'ai pu, à l'inspection des figures, choisir les observations auxquelles je devais appliquer le calcul. Il y a moins d'art à entasser les détails d'un calcul immense, qu'à bien choisir les données et la route pour parvenir aux inconnues. Dans cette vue, j'ai cherché à simplifier la méthode de M. de l'Isle, que plusieurs astronomes ont employée depuis et qui est détaillée dans les Mémoires de l'Académie de 1761; j'ai évité le calcul des ascensions droites et des déclinaisons, et j'ai rendu celui des longitudes plus court. La méthode utilisée jusqu'à présent, ayant observé l'instant du passage du bord du Soleil à un fil, et
des observations que M. le Monnier fit dans le même appartement avec son micromètre placé verticalement par le moyen d'un niveau depuis le lever du Soleil jusqu'à 9 heures, et de celles que faisaient à Paris M. Bouguer et M. de Thury, de sorte que j'ai pu, à l'inspection des figures, choisir les observations auxquelles je devais appliquer le calcul. Il y a moins d'art à entasser les détails d'un calcul immense, qu'à bien choisir les données et la route pour parvenir aux inconnues. Dans cette vue, j'ai cherché à simplifier la méthode de M. de l'Isle, que plusieurs astronomes ont employée depuis et qui est détaillée dans les Mémoires de l'Académie de 1761; j'ai évité le calcul des ascensions droites et des déclinaisons, et j'ai rendu celui des longitudes plus court. La méthode utilisée jusqu'à présent, ayant observé l'instant du passage du bord du Soleil à un fil, et connaissant par les Tables la véritable situation de ce bord, c'est-à-dire, sa hauteur ou son azimuth, on a la situation de Mercure pour l'instant où il est arrivé au même fil: on fait une opération semblable pour chaque fil, qui suppose connus le lieu du Soleil, sa déclinaison, son ascension droite, sa hauteur, son azimuth et son diamètre azimuthal, le tout avec la plus grande précision; par ce moyen on a la hauteur et l'azimuth de Mercure, d'où l'on déduit son ascension droite et sa déclinaison, enfin sa longitude et sa latitude, pour pouvoir les comparer au Soleil. Pour moi je réduis toutes ces opérations à deux triangulations, sans ôter rien à l'exactitude de la méthode. Soit dans la figure un cercle représentant le disque du Soleil, une portion de l'écliptique, A B le cercle de latitude, B Z l'angle de l'écliptique avec le méridien, que l'on trouve dans les Tables pour chaque lieu du Soleil: je suppose que l'on connaît l'angle du vertical avec le méridien, pour pouvoir tirer la ligne D E, qui représente le vertical du Soleil au moment de chaque observation. Comme il faut d'avoir cet angle à une minute près, et que d'ailleurs il varie
droite, sa hauteur, son azimuth et son diamètre azimuthal, le tout avec la plus grande précision; par ce moyen on a la hauteur et l'azimuth de Mercure, d'où l'on déduit son ascension droite et sa déclinaison, enfin sa longitude et sa latitude, pour pouvoir les comparer au Soleil. Pour moi je réduis toutes ces opérations à deux triangulations, sans ôter rien à l'exactitude de la méthode. Soit dans la figure un cercle représentant le disque du Soleil, une portion de l'écliptique, A B le cercle de latitude, B Z l'angle de l'écliptique avec le méridien, que l'on trouve dans les Tables pour chaque lieu du Soleil: je suppose que l'on connaît l'angle du vertical avec le méridien, pour pouvoir tirer la ligne D E, qui représente le vertical du Soleil au moment de chaque observation. Comme il faut d'avoir cet angle à une minute près, et que d'ailleurs il varie très peu tant que le Soleil est éloigné du méridien, ce calcul est assez court. La somme de ces angles P E D, ou le complément, donnera l'angle du verticalavec l'écliptique P E D. Je suppose que Mercure se soit trouvé en G lors de l'observation faite avec un quart-de-cercle, et qu'on ait observé les bords du Soleil au fil vertical et au fil horizontal, on a, par une simple partie proportionnelle, la distance verticale E F de Mercure au centre du Soleil et la distance azimutale F G, dans le triangle E F G, on trouvera d'abord E G, distance de Mercure au centre du Soleil, et l'angle F E G, qui, soustrait de l'angle B Z, donne l'angle D E V; on pourra donc calculer dans le triangle D V la différence de longitude H E et la latitude H G; ce qui faut trouver. Dans le cas où le Soleil serait fort haut, comme il serait, par exemple, sur les dix heures, son diamètre ne s'éleverait plus sur l'horizon par parties proportionnelles au temps, et alors il ne faudrait pas se contenter d'une simple analogie pour trouver la distance verticale et azimutale de Mercure au centre du
et qu'on ait observé les bords du Soleil au fil vertical et au fil horizontal, on a, par une simple partie proportionnelle, la distance verticale E F de Mercure au centre du Soleil et la distance azimutale F G, dans le triangle E F G, on trouvera d'abord E G, distance de Mercure au centre du Soleil, et l'angle F E G, qui, soustrait de l'angle B Z, donne l'angle D E V; on pourra donc calculer dans le triangle D V la différence de longitude H E et la latitude H G; ce qui faut trouver. Dans le cas où le Soleil serait fort haut, comme il serait, par exemple, sur les dix heures, son diamètre ne s'éleverait plus sur l'horizon par parties proportionnelles au temps, et alors il ne faudrait pas se contenter d'une simple analogie pour trouver la distance verticale et azimutale de Mercure au centre du Soleil; il faut alors calculer la hauteur et l'azimuth du Soleil pour chaque moment d'observation, ou du moins pour trois moments qui ne soient éloignés que de la moitié de l'intervalle entre les passages des deux bords du Soleil, parce qu'alors l'inégalité devient quatre fois moindre. On serait obligé d'avoir recours aussi à la même opération, si l'on n'avait observé qu'un seul bord du Soleil à chaque fil. Par exemple, à 6 h 15 Mercure était au vertical et à l'horizontale; je n'observai avec exactitude que le premier bord du Soleil à l'horizontale et le second bord au vertical, de sorte que par le moyen de ces deux bords on avait trouvé la situation des deux, c'est-à-dire, calculer la hauteur et l'azimuth du Soleil pour ces trois instants, et cela avec toute la précision possible. Pour abréger ce calcul on peut se servir de la hauteur prise sur le quart-de-cercle, ou calculer une seule fois, et même approximativement à une ou deux minutes près, la hauteur et l'azimuth du Soleil, et se servir ensuite des formules suivantes, dont le calcul est fort simple. Quoiqu'il soit facile à un chacun de trouver lui-même ces formules en opérant, j'ai cru pouvoir les
recours aussi à la même opération, si l'on n'avait observé qu'un seul bord du Soleil à chaque fil. Par exemple, à 6 h 15 Mercure était au vertical et à l'horizontale; je n'observai avec exactitude que le premier bord du Soleil à l'horizontale et le second bord au vertical, de sorte que par le moyen de ces deux bords on avait trouvé la situation des deux, c'est-à-dire, calculer la hauteur et l'azimuth du Soleil pour ces trois instants, et cela avec toute la précision possible. Pour abréger ce calcul on peut se servir de la hauteur prise sur le quart-de-cercle, ou calculer une seule fois, et même approximativement à une ou deux minutes près, la hauteur et l'azimuth du Soleil, et se servir ensuite des formules suivantes, dont le calcul est fort simple. Quoiqu'il soit facile à un chacun de trouver lui-même ces formules en opérant, j'ai cru pouvoir les placer ici telles qu'elles se sont présentées à moi, à l'imitation de celles de M. Cotes, mais beaucoup plus commodes pour l'objet dont il s'agit. Soit P le pole, Z le zénith, S le Soleil, et que dans un intervalle de temps donné (que j'appelle J, parce qu'il est comme la différentielle de l'angle horaire) le Soleil soit parvenu en B, sa variation en hauteur est BA, SA sa variation par rapport au ni vertical: or BA x B S == fm.J: Place de l'observateur vous aurez la variation de hauteur égale à 15 de P fin. Z <In. PZ. De même ==: i <of. S. Si on substitue à sa valeur i < fin. PS, on aura la valeur de SA, l <fn..fJ, cor. J~ On voit que les logarithmes de fin. Z, de fin. PZ, de fin. PS sont déjà trouvés par un seul calcul de la hauteur du Soleil, & qu'il n'en pas besoin de les avoir avec une plus grande exactitude. Ces formules donneront les différences de hauteurs, tans qu'on soit obligé d'avoir avec précision les hauteurs absolues; on aura ces différences aussi exactement que par l'interpolation que l'on ferait, en supposant entre les différences de
la différentielle de l'angle horaire) le Soleil soit parvenu en B, sa variation en hauteur est BA, SA sa variation par rapport au ni vertical: or BA x B S == fm.J: Place de l'observateur vous aurez la variation de hauteur égale à 15 de P fin. Z <In. PZ. De même ==: i <of. S. Si on substitue à sa valeur i < fin. PS, on aura la valeur de SA, l <fn..fJ, cor. J~ On voit que les logarithmes de fin. Z, de fin. PZ, de fin. PS sont déjà trouvés par un seul calcul de la hauteur du Soleil, & qu'il n'en pas besoin de les avoir avec une plus grande exactitude. Ces formules donneront les différences de hauteurs, tans qu'on soit obligé d'avoir avec précision les hauteurs absolues; on aura ces différences aussi exactement que par l'interpolation que l'on ferait, en supposant entre les différences de quatre hauteurs observées de 10 en 10 minutes (qui est à peu près la distance d'une observation à l'autre) & les intervalles de temps qui correspondent, une loi constante exprimée par une équation du second ou du troisième degré, dont la réolution donnerait les différences intermédiaires des hauteurs en substituant celles des temps. Ce dernier calcul est beaucoup plus long que celui que je viens d'indiquer, & on ne saurait trop l'abréger dans des cas où l'on est obligé de comparer un si grand nombre d'observations. Ayant donc mis dans ces formules à la place de J~ le temps écoulé entre le passage de Mercure & celui du bord du Soleil, j'ai eu la différence de hauteur 20" & la différence azimuthale 10", ce qui donne la différence de longitude EH 20, & la latitude C~ 22 28". Une observation de M. Bouguer, qui le trouve faite 22 secondes plus tard (après avoir réduit les deux passages de Mercure au vertical & à l'horizontal à un même moment) donne, à quelques secondes près, les mêmes différences. J'ai calculé ainsi toutes les observations de M. Bouguer & toutes celles que je fis jusqu'à huit heures & demie; alors les variations du
celles des temps. Ce dernier calcul est beaucoup plus long que celui que je viens d'indiquer, & on ne saurait trop l'abréger dans des cas où l'on est obligé de comparer un si grand nombre d'observations. Ayant donc mis dans ces formules à la place de J~ le temps écoulé entre le passage de Mercure & celui du bord du Soleil, j'ai eu la différence de hauteur 20" & la différence azimuthale 10", ce qui donne la différence de longitude EH 20, & la latitude C~ 22 28". Une observation de M. Bouguer, qui le trouve faite 22 secondes plus tard (après avoir réduit les deux passages de Mercure au vertical & à l'horizontal à un même moment) donne, à quelques secondes près, les mêmes différences. J'ai calculé ainsi toutes les observations de M. Bouguer & toutes celles que je fis jusqu'à huit heures & demie; alors les variations du Soleil n'ayant plus la même égalité & n'étant plus si sensibles, d'ailleurs le vent me devenant plus incommode, je disposai mon Héliomètre, qui était de tous les instruments celui dont on pouvait espérer le plus d'exactitude. On fait que cette ingénieuse découverte consiste à placer deux objectifs dans un seul tuyau, pour former à un même foyer deux images que l'on regarde avec un seul oculaire. Il est clair que les deux objectifs étant l'un à côté de l'autre & dans le même plan, les deux images seront aussi l'une à côté de l'autre, & leur distance dépendra de la distance des verres. Il sera donc facile de vérifier sur une base connue, combien les deux images d'un même objet sont distances en minutes & en secondes pour une distance donnée entre les deux objectifs & parce que cette distance des objectifs peut être augmentée ou diminuée, comme celle des fils d'un micromètre, au moyen d'un chauffis & d'une vis, on pourra trouver quelle est la distance nécessaire pour que deux images d'un même point soient éloignées, par exemple, de 32 minutes, ou, ce qui revient au même, pour que les images de deux points éloignés de 32 minutes paraissent
tuyau, pour former à un même foyer deux images que l'on regarde avec un seul oculaire. Il est clair que les deux objectifs étant l'un à côté de l'autre & dans le même plan, les deux images seront aussi l'une à côté de l'autre, & leur distance dépendra de la distance des verres. Il sera donc facile de vérifier sur une base connue, combien les deux images d'un même objet sont distances en minutes & en secondes pour une distance donnée entre les deux objectifs & parce que cette distance des objectifs peut être augmentée ou diminuée, comme celle des fils d'un micromètre, au moyen d'un chauffis & d'une vis, on pourra trouver quelle est la distance nécessaire pour que deux images d'un même point soient éloignées, par exemple, de 32 minutes, ou, ce qui revient au même, pour que les images de deux points éloignés de 32 minutes paraissent dans la lunette confondues l'une avec l'autre. Il est évident que si je présente mon héliomètre au Soleil dans cette position, je verrai deux images du Soleil, mais telles, que le bord supérieur de l'une concourt avec le bord inférieur de l'autre & le touchera en un point, puisqu'il en est éloigné de 22 minutes. Jusqu'à présent la mesure la plus exacte des petits angles était celle qui se faisait par le moyen du micromètre, c'est-à-dire, de deux fils placés vers l'oculaire d'une lunette pour mesurer la grandeur de l'image. Cette mesure était sujette à deux inconvénients auxquels il ne semblait pas qu'on pût jamais remédier; le premier, c'est qu'on ne pouvait appliquer cet instrument à des grandes lunettes au dessus, par exemple, de 90 pieds, parce qu'alors l'image du Soleil, devenue trop grande, ne pouvait pas paraître toute entière dans l'ouverture d'une seule lunette, & c'en est là un vice intrinsèque de la machine, qui s'oppose à son exactitude, surtout joints aux inégalités de la vision sur les bords des verres de lunette. M. Bouguer a trouvé le moyen de nous faire observer en même temps par deux lunettes, en nous montrant chaque objet sur l'axe même de la