ASTRONOMIE.
Analise de l’éclipse de soleil du 7 de septembre 1820
avec application aux deux villes de Montpellier et de Strasbourg.
Par
M. le professeur
Kramp, correspondant de l’académie
des sciences, doyen de la faculté des sciences de
Strasbourg, etc.
[1].
≈≈≈≈≈≈≈≈≈
§. I.
Éclipse géocentrique.
On trouve, dans la Connaissance des temps, pour l’année 1820, au 7 septembre,
Parallaxe horizontale de la lune, sous l’équateur,
Parallaxe horizontale du soleil …
Demi-diamètre horizontal de la lune
Demi-diamètre horizontal du soleil
Logarithme du rayon vecteur de la terre …
Donc
Somme des deux demi-diamètres
2. On trouve, de plus, dans le même recueil, pour midi du mois de septembre,
Longitude du soleil ; le 7 …
le 8 …
donc
c’est-à-dire,
3. Quant à l’angle horaire, on trouve, toujours pour midi du nois de septembre,
Ascension droite du soleil, le 7 …
le 8 …
Différence …
Donc, l’angle horaire, pendant le 7 septembre, sera
Le temps étant compté du 7 de septembre à midi, et le jour
solaire étant pris pour unité.
4. On aura donc, en allant d’heure en heure,
5. Longitude de la lune.
donc
6 Long. lunaire
6. Latitude de la lune.
donc
6 Latit. lunaire
7. Dans les formules précédentes (5, 6), le temps est compté
du six de septembre à midi, et le demi-jour est pris pour unité ;
si donc l’on veut compter le temps du sept à midi, il faudra changer
en ; ce qui donnera
6 Long. Lun.
6 Lat. Lun.
8. En remplaçant successivement le temps par
on aura (4) le tableau suivant :
9. La longitude du soleil, moins celle de la lune, donne la
mouvement relatif de cette dernière. Nous l’avons exposé dans le
tableau qui suit, de même que la latitude ou les lignes désignées
par et ainsi que leurs logarithmes ; nous y avons joint encore
les longitudes du soleil, avec les logarithmes de leurs sinus et cosinus.
Les signes des logarithmes doivent s’interpréter comme il a été
dit à la page 174 du présent volume.
10. À ces données, il faut ajouter le logarithme de dans les deux équations
or, on a Quant au logarithme du sinus et du
cosinus de l’angle, ou de l’obliquité de l’écliptique, on trouve
11. À ces préceptes nous ajouterons encore les suivans, quoiqu’ils ne se rapportent pas immédiatement à l’éclipse géocentrique.
Soient
a
le demi-diamètre du soleil,
b le demi-diamètre de la lune,
c la distance de leurs centres,
Il est aisé de voir
1.o Que, tant qu’on aura
l’éclipse n’aura point lieu ;
2.o Que, lorsqu’on aura
l’éclipse commencera ou finira ;
3.o Que, tant qu’on aura
l’éclipse, déjà commencée, sera partielle et aura pour sa grandeur
4.o Que lorsqu’on aura
l’éclipse commencera à être annulaire, ou finira de l’être ; pourvu
toutefois qu’on ait ;
5.o Que, tant qu’on aura
l’éclipse continuera à être annulaire ; qu’alors la plus grande et la
moindre largeur de l’anneau seront respectivement
6.o Qu’enfin si l’on a l’éclipse sera centrale ; auquel cas la
largeur uniforme de l’anneau sera
12. On peut demander aussi en quel point du disque solaire se fera la première ou la dernière impression du disque lunaire. Supposons, pour fixer les idées, qu’il soit question de la première
impression ; soient respectivement (fig. 14) les centres du
soleil et de la lune en contact ; le vertical du soleil ; un
cercle perpendiculaire à celui-là ; conduit par son centre ; et
l’écliptique. Tout se réduira à déterminer l’angle , ou son
complément . Or, en abaissant , perpendiculaire sur , on a
fraction parfaitement
connue. Quant à l’angle , il est égal à la distance du zénith
au pôle de l’écliptique. Soient donc le zénith (fig. 15), le
pôle de l’équateur et celui de l’écliptique. Dans le triangle
sphérique , le côté sera le complément de la hauteur du
pôle ou ; sera l’obliquité de l’écliptique ou ; et l’angle
sera notre angle horaire, moins l’ascension droite au moment de
midi, ou ; on aura donc
Ajoutant donc cet angle à celui dont la tangente est et ôtant la somme de on aura l’angle (fig. 14) ; il déterminera le point
de la circonférence solaire où se fait le contact des deux limbes,
à la première et à la dernière impressions du disque lunaire.
13. Voilà donc à quoi se réduit le travail entier d’une éclipse
de soleil, à chaque instant de la traversée curviligne que fait le
limbe de la lune sur le disque solaire, depuis la première impression jusqu’à la dernière. La hauteur du pôle est connue par les
tables. Il en faut dire autant de l’angle horaire, égal à la différence des méridiens, plus le temps réduit en degrés. Prenant le
rayon de la terre pour unité, on aura
et de là
Ensuite de quoi on aura
La distance apparente entre les centres des deux astres sera
et la grandeur de la partie éclipsée sera égale à la somme
de leurs demi-diamètres, moins la distance de leurs centres. Il sera facile, par des interpolations, de trouver les époques du commencement et de la fin de l’éclipse, celle de la plus grande
phase, et, en général, tout ce qui peut concerner la position du
disque lunaire sur le disque du soleil, à chaque intant déterminé d’avance.
§. II.
Éclipse de Montpellier.
La hauteur du pôle où l’angle est de La différence
des méridiens de Paris et de Montpellier est de vers l’est,
faisant en temps On aura donc
Quant à l’angle horaire on trouve pour
On a ensuite pour
de là on conclut, pour
et enfin, pour
donc, en général,
ou, en comptant le temps par quarts-d’heures,
De là la table des coordonnées et de la distance des centres
de quart-d’heure en quart-d’heure,
Le moment de la conjonction arrivera donc à
d’un quart-d’heure, faisant
Le passage du centre de la lune
par l’écliptique aura lieu à d’un quart-d’heure, faisant
Le commencement de l’éclipse sera fixé à
et sa fin à
Quant à l’époque de la plus grande phase, on trouve
Or
donc faisant
La distance des centres sera alors de secondes. La grandeur
de l’éclipse sera de dix doigts.
§. III.
Éclipse de Strasbourg.
La hauteur du pôle est de On aura donc
La distance du méridien de Strasbourg à celui de Paris est de
faisant en temps
Les angles horaires sont
compris dans la table qui suit :
On a ensuite, pour les logarithmes des coordonnées
d’où on conclut, pour les coordonnées
Donc
On aura conséquemment
et de quart-d’heure en quart-d’heure,
Donc
La conjonction aura donc lieu à temps vrai de Paris ;
le passage du centre de la lune par l’écliptique à
le commencement de l’éclipse à
et sa fin à
Quant au milieu, soient
Donc
donc aussi
L’éclipse sera donc Annulaire. En voici le calcul.
On a
Comme cette différence, entre les deux demi-diamètres, est plus
grande que la moindre distance des centres, l’éclipse sera annulaire.
Quant à la largeur des deux parties extrêmes de l’anneau, on a
[2].