jeanflop/post_ocr_correction2 huggingface dataset:
le système Oxyz sont : x = p cos cp' 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 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 + 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 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
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 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 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' = 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
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' = 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 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 =— (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 de l'époque obtenue par le premier calcul. Même si l'on
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 =— (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 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 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 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. —
= 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 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 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 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 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
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 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-= $ -0,52719 +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 = 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
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 = 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-: * * + 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. 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
+ 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. 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 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 = +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 39,36 104,2 315,7 OCCULTATIONS, Le tableau des pages 402-407, communiqué par l'Office du Nautical Almanac, est relatif aux occultations des planètes
+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 = +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 39,36 104,2 315,7 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 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 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
auquel cas on donne les variations a et b pour 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 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 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. 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
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. 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 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 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