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TEMPS, MESURE DE
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See also:Le See also: Une conférence internationale qui s'est réunie en 1884 à Washington pour considérer la question de présenter un jour universel (voir ci-dessous), recommandée que le jour astronomique devrait débuter à minuit, pour le faire coïncider avec le jour civil. La grande majorité d'astronomes, cependant, s'est exprimée très fortement contre cette proposition, et elle n'a pas été adoptée. La détermination du problème de Time.The de déterminer le temps exact est à tout moment pratiquement identique à celle de déterminer la position apparente de n'importe quel point connu sur la sphère céleste en ce qui concerne un des grands cercles (imaginaires) fixes appartenant à la station de l'observateur, au méridien ou à l'See also:horizon. Le point choisi est le soleil ou un des étoiles See also:standard, dont les endroits sont exactement déterminés et donnés pour chaque dixième jour dans les ephemerides modernes. Le temps déterminé ainsi fournit l'See also:erreur de l'horloge, du chronomètre ou de la See also:montre utilisée, et d'une deuxième détermination de temps après qu'un intervalle donne une See also:nouvelle valeur de l'erreur et de ce fait du See also:taux du timekeeper. Les astronomes antiques, bien qu'ils nous aient laissé des informations très suffisantes sur leurs cadrans, horloges de l'See also:eau ou de See also:sable (clepsydrae), et timekeepers semblables, sont très hésitants quant à la façon dont c'étaient commandés. Ptolemy, dans son Almagest, n'énonce rien celui que quant comment le temps a été trouvé quand aux nombreux phénomènes astronomiques qu'il enregistre ait eu See also:lieu; mais See also:Hipparchus, dans le seul See also:livre nous possédons de sa See also:main, donne une See also:liste de 44 étoiles dispersées au-dessus du See also: 2 pour des buts astronomiques les ancients se sont servis en attendant du lanp€p de hourswpae See also:val, l'equinoctialesinto de horae qu'ils ont traduit toutes les indications exprimées en heures civiles de lengthcipaL variable KalpIKat, temporales de horae. Ptolemy compte le jour moyen du midi. une See also:perception plus claire d'importance de savoir le temps précis des phénomènes, et en l'année où 829 nous la trouvent déclarée qu'au commencement de l'éclipse solaire sur le óth de See also:novembre l'See also:altitude du soleil était 70 et à l'extrémité 24°, comme observé chez See also:Bagdad par l'See also:ibn Abdallah d'Ahmed, appelé Habash.t This semble être la détermination la plus tôt du temps par une altitude; et cette méthode a alors hérité l'utilisation générale parmi les Arabes, qui, sur observer des éclipses lunaires, n'ont jamais manqué de mesurer l'altitude d'une certaine étoile lumineuse au commencement et à la See also:fin de l'éclipse. En Europe cette méthode a été adoptée par Purbach et See also:Regiomontanus apparent pour la première fois en Bernhard 1457 See also:Walther, une See also:pupille du dernier, semble avoir été le premier à employer pour les horloges scientifiques de buts conduites par des See also:poids: il déclare que sur le 16ème See also:janvier 1484 il a observé augmenter du See also:mercure de planète, et a immédiatement attaché le poids à une horloge ayant une heure-roue avec des See also:dents de fifty-six; au lever de soleil une heure et See also:trente-cinq dents avaient passé, de sorte que l'intervalle ait été une heure et thirty-seven des minutes. Pendant presque deux cents années, jusqu'à ce que l'application du pendule aux horloges soit devenue générale, les astronomes pourraient placer peu ou pas de See also:confiance sur leurs horloges, et par conséquent il était toujours nécessaire de fixer le moment d'une observation par une détermination simultanée de temps. À cette fin Tycho See also:Brahe altitudes utilisées observées avec des quarts de See also:cercle; mais il remarque que si l'étoile est prise trop près du méridien l'altitude change trop lentement, et si trop près de l'horizon la réfraction (qui à ce moment-là a été très imparfaitement connue) présente un élément de l'incertitude. Il a parfois employé des azimuts, ou avec les grandes "sphères armillaires" qui ont joué si important un rôle parmi ses See also:instruments, a-t-il mesuré des heure-angles ou des distances du méridien le See also:long de l'équateur? On a également observé des passages des étoiles à travers le méridien avec le See also:quart de cercle méridien, un See also:instrument qui est fait référence à par Ptolemy et était certainement en service à l'See also:observatoire de See also:Maragha (See also:Perse) au 13ème siècle, mais de le quel Tycho était le premier pour faire l'utilisation étendue. Mais il l'a principalement utilisé pour déterminer des étoile-endroits, après avoir obtenu l'erreur d'horloge par les méthodes déjà décrites. En plus de See also:ces méthodes, ce "des altitudes égales" était beaucoup en service pendant le 17ème siècle. Que les distances égales est et à l'ouest du méridien correspondent aux altitudes égales naturellement avait été connu aussi See also:longtemps que des sundials avaient été employés; mais, maintenant que des quarts de cercle, les See also:croix-barres et les règles parallactic ont été généralement utilisés pour des altitudes de mesure plus exactement, l'idée s'est naturellement suggérée pour déterminer la période d'une étoile ou du passage du meridian• du soleil en notant les moments où elle a atteint n'importe quelle altitude particulière sur le bf de les deux côtés le méridien. Mais le See also:plan de Tycho d'un instrument fixé dans le méridien n'a pas été oublié, et de la fin du 17ème siècle, quand Romer a inventé l'instrument de passage, l'observation des passages à travers le méridien est devenue les principaux moyens de déterminer le temps aux observatoires fixes, alors que l'observation des altitudes, d'abord par les quarts de cercle portatifs, après en reflétant des sextants, et pendant le 19ème siècle par les altazimuts ou les theodolites portatifs, a été employée sur des voyages. Puisqu'environ 1830 le See also:petit instrument de passage, avec ce qui est connu comme "télescope cassé," également a été beaucoup utilisés sur les expedidons scientifiques; mais la grande See also:attention est nécessaire en l'employant, comme difficultés d'obtenir un See also:support parfaitement See also:rigide pour le See also:prisme ou le See also:miroir qui se reflète les rayons du See also:verre d'See also:objet par l'See also:axe à l'oculaire semblent être très grand, parce que des anomalies étranges dans les résultats ont été souvent notées. Le développement See also:progressif des instruments astronomiques a été accompagné d'un développement correspondant dans les timekeepers. À partir d'être les horloges très untrustworthy et astronomiques sont maintenant faits à la grande See also:perfection par l'application du pendule et par sa See also:compensation, alors que l'invention des chronomètres a placé un timekeeper portatif et également See also:digne de confiance dans les mains des voyageurs. Nous donnerons maintenant un See also:croquis des See also:principales méthodes de déterminer le temps. 1 Caussin, table Hakemite, p. 100 (See also:Paris, 1804) de grande de La de Le Livre de. 2 voir les ses astronomicae d'Epistolae, p. 73. Dans la triangle sphérique ZPS entre le zénith, le See also:poteau et une étoile le côté ZP=9o°4 '(o étant la See also:latitude), PS=90°s (S étant la déclinaison), et ZS ou z=9o° sans l'altitude observée. L'See also:angle ZPS-=t est l'heure-angle de l'étoile ou, à temps, l'intervalle entre le moment de l'observation et le passage méridien de l'étoile. Nous avons alors le péché S See also:cos du péché o de cos z t = cos ¢ cos S que la See also:formule peut être rendu plus commode pour l'See also:usage des logarithmes en mettant z+0+5=2S, qui donne le See also:lieutenant = le cos S cos (Sz) de saveur du péché du péché (S4) (solides solubles) selon que l'étoile a été observée à l'ouest ou à l'est du méridien, t sera positive ou négative. Si un être la bonne ascension de l'étoile, le temps sidéral = t - a, a aussi bien que 5 étant priss de l'See also:ephemeris. Si on avait observé le soleil l'heure-angle t serait le solaire apparent chronomètrent. La latitude observée doit être corrigée pour la réfraction, et dans le See also:cas du soleil également pour la See also:parallaxe, alors que le semi-diameter du soleil doit être ajouté ou être soustrait selon que le See also:membre inférieur ou supérieur a été observé. La déclinaison du soleil étant variable, et étant donné dans les ephemerides pour le midi de chaque jour, See also:allocation doit être faite pour ceci par l'See also:interpolation avec une valeur approximative du temps. Car l'altitude change très lentement près du méridien, cette méthode est la plus avantageuse si l'étoile soit prise près de la verticale principale, alors qu'il est également facile de voir que plus est grande la latitude plus le résultat est plus incertain. Si on observe un See also:certain nombre d'altitudes du même objet, il n'est pas nécessaire de déduire l'erreur d'horloge séparément de chaque observation, mais une correction peut être appliquée au moyen des distances de zénith. Supposant des observations de n pour être pris aux moments Ti, T2, solides totaux. . le moyen de tous qui sont à, et qui appelle le z correspondant à ce Z, nous avons le dZ d27, z'=Z+dt(T1T0)+zdt2tT~To)2; 2 (z2=Z+EkT2To)+àte`T2.-To)2• et ainsi de See also:suite, t étant l'heure-angle répondant à avec. Comme E(TTo)=o, ces équations donnent Z=z, +z2+zs+... Id2Z(T, To)2+(T2To)2+... See also: L'observation du moment où une étoile a un certain See also:azimut peut également être employée pour déterminer l'erreur d'horloge, comme l'heure-angle peut être trouvé de la déclinaison, de la latitude et de l'azimut. Car l'azimut change le plus rapidement au méridien, l'observation est la plus avantageuse là, sans compter que laquelle il ne soit ni nécessaire de savoir la latitude ni la déclinaison exactement. La période observée du passage au-dessus du méridien doit être corrigée pour les déviations de l'instrument dans l'azimut, le niveau et le collimation. Ce temps corrigé de passage, exprimé en temps sidéral, devrait alors être égal à la bonne ascension de l'objet observé, et la différence est l'erreur d'horloge. Dans les observatoires la détermination d'une erreur d'horloge (une opération nécessaire pendant un emploi de nuit avec un cercle de péché t de passage) est généralement fondée sur des observations de quatre ou de cinq "des étoiles d'horloge," ceux-ci qui sont les étoiles standard pas près du poteau, duquel les ascensions droits absolus ont été déterminés avec le See also:grand soin, sans compter que l'observation d'une étoile circompolaire étroite pour trouver l'erreur de l'azimut et de la détermination des observateurs d'erreurs de niveau et de collimation dans le See also:domaine avec la trouvaille portative d'instruments souvent il incommode pour attendre les passages méridiens d'un des peu les étoiles circompolaires de dose données dans les ephemerides. Dans ce cas ils ont recours à ce qui est connu comme méthode de détermination de temps dans la verticale d'une étoile de poteau. L'altazimut est d'abord dirigé vers un des étoiles standard près du poteau, tel qu'a ou S Ursae Minoris, en utilisant celui qui est le plus proche du méridien alors. L'instrument est placé de sorte que l'étoile en quelques minutes croise le See also:fil See also:vertical moyen dans le domaine. L'esprit-niveau est en attendant mis sur l'axe et la inclination du dernier mesuré. La période du passage de l'étoile est alors observée, après quoi l'instrument, restant maintenu dans l'azimut, est tourné à une étoile de See also:robinet et le passage de ceci excédent tous les fils est observé. Le niveau est appliqué encore, et le moyen des deux résultats est employé dans les réductions. Au cas où l'erreur de collimation de l'instrument ne serait pas exactement connue, l'instrument devrait être renversé et une autre observation du même See also:aimable être pris. Les observations faites en chaque position de l'instrument sont séparément réduites avec une valeur approximative assumée de l'erreur du collimation, et deux équations sont ainsi dérivées de ce que l'erreur et la correction d'horloge à l'erreur assumée de collimation sont trouvées. Cette utilisation du passage ou de l'altazimut hors des jets méridiens considérablement plus de travail sur l'ordinateur que les observations méridiennes , et elle donc n'est jamais recourue à à moins que quand un observateur pendant les services terrain est encouragé le temps. Les formules de la réduction comme développées par See also:Hansen de l'Astronomische Nachrichten (xlviii. 113 seq.) sont donnés par Chauvenet dans son sphérique et l'astronomie See also:pratique 216 seq. (4èmes ED, See also:Philadelphie, 1873) le sujet a été également traitée de manière approfondie par Dollen dans deux mémoires: Le DES de rermittelst de Zeitbestimmung de See also:matrice tragbaren DES Polarsterns (4to, See also:rue See also:Petersburg, 1863 et 1874) de Durchgangsinstrument im Verticale. Longitude.Hitherto que nous avons seulement parlé de la détermination du temps local. Mais afin de comparer des observations faites à différents endroits sur la See also:surface de la See also:terre une See also:connaissance de leur différence de longitude devient, pendant que le temps local change proportionnellement avec la longitude, une heure nécessaire correspondant à 15°. La longitude peut être geodetic-:ally déterminé ou astronomiquement. La première méthode suppose la terre pour être un sphéroïde des dimensions connues. À partir d'un point de dont départ la latitude a été déterminée, l'azimut au méridien (comme déterminé astronomiquement) et la distance d'une autre station sont mesurés. Cette deuxième station sert alors de point de départ à un tiers, et en répétant ce See also:processus la longitude et la latitude des endroits à une distance considérable du point de départ See also:original peuvent être trouvées. Se référant pour cette méthode aux See also:articles la TERRE, FIGURE DE, et See also:GEODESY, nous traiterons ici seulement des méthodes astronomiques de déterminer la longitude. Le premier astronome que la longitude déterminée par des observations astronomiques semble avoir été Hipparchus, qui a choisi pour le premier méridien qui de See also:Rhodes, où il a observé; mais Ptolemy a adopté un méridien étendu par l'"Insuiae Fortunatae" en tant qu'étant l'endroit connu le plus lointain vers l'ouest.' Quand les voyages de la découverte ont commencé la crête de See also:Teneriffe a été fréquemment employée comme premier méridien, jusqu'à un congrès scientifique, rassemblé par See also:Richelieu à Paris dans 16ó, choisi l'île de Ferro à cette fin. Bien que See also:divers autres les méridiens (par exemple qui d'Uraniburg et qui de San See also:Miguel, d'un des Açores, de 29° 25 'W. de Paris) ont continué pendant longtemps à be.used, qui de Ferro, qui a reçu l'autorisation de See also: 
Dans 1724 la longitude de Paris de la côte occidentale de Ferro s'est avérée par Louis Feuillee, qui avait été envoyé là par l'académie de Paris, pour être 20° 1'45"; mais sur la proposition de See also:Guillaume de See also:Lisle (16751726) on a assumé que le méridien de Ferro est exactement 20 W. de l'observatoire de Paris. Les See also:cartes et les diagrammes modernes donnent généralement la longitude de l'observatoire de Paris ou de Greenwich selon la nationalité du constructeur; la conférence méridienne de See also:Washington de 1884 a recommandé l'utilisation exclusive du méridien de Greenwich. À la même occasion on lui a également recommandé de présenter l'utilisation I que l'erreur probable d'une correction d'horloge trouvée de cette façon d'une étoile est au sujet d'e.0.04 si un cercle et un See also:chronographe modernes de passage est utilisé 2 c'était premier fait tôt en siècle de fin par See also:Marinus de Tyre.of par "jour universel," commencement pour la terre entière à minuit de Greenwich, sans interférer l'utilisation du temps local. Cette proposition a, cependant, adopté, mais au lieu de lui le système "du temps standard" (voir ci-dessous) a été accepté dans la plupart des pays. Déjà dans 1883 quatre méridiens standard ont été adoptés aux Etats-Unis, 75°, 90°, 105°, 120° à l'ouest de Greenwich, de sorte que montrer d'horloges "See also:oriental, Centrai, See also:montagne ou temps Pacifique" soient exactement le See also:feu, six, See also:sept ou huit heures plus See also:lent qu'un horodateur moyen de Greenwich. En Europe Norvège, la Suède, l'Allemagne, l'Austro-Hongrie, la Suisse et l'Italie emploient le temps See also:mi-Européen, une heure de See also:rapide sur Greenwich. En Afrique du Sud le temps légal est de deux heures de rapide sur Greenwich, &See also:amp;c.3 que la méthode la plus See also:simple pour déterminer la différence de la longitude consiste en observant aux deux stations un certain phénomène céleste qui se produit au même moment See also:absolu pour la terre entière. Hipparchus précisé comment des observations des éclipses lunaires pourraient être employées de cette façon, et pendant environ quinze See also:cent années ceci était la seule méthode disponible. Quand Regiomontanus a commencé à éditer ses ephemerides vers la fin du 15ème siècle, ils ont fourni d'autres moyens de déterminer la longitude. Ainsi Amerigo See also:Vespucci observé sur le 23ème août; 1499, quelque See also:part sur la côte du Venezuela, celui la See also: Les instruments et les tables lunaires à ce moment-là étant très imparfait, les longitudes déterminées étaient très incorrects. L'invention du télescope tôt au 17ème siècle a See also:permis pour observer des éclipses des satellites de See also:Jupiter; mais il y a en grande See also:partie le même inconvénient attaché à ces derniers quant aux éclipses lunaires: qu'il est impossible à observer avec l'exactitude suffisante les moments auxoù elles se produisent. Des éclipses du soleil et des occultations des étoiles par la lune ont été également beaucoup employées pour déterminer la longitude avant l'invention des chronomètres et du télégraphe électrique offert de meilleurs moyens pour le fixing la longitude des observatoires. Ces méthodes maintenant sont à peine jamais utilisées excepté par des voyageurs, car elles sont très inférieures en ce qui concerne l'exactitude. Pour les fdrmulae nécessaires voir l'astronomie sphérique et pratique de Chauvenet, i. 518-542 et 550-557. Nous procédons maintenant considérer les quatre méthodes pour trouver les longitudes des observatoires fixes, à savoir par (1) des See also:points culminants de lune, (2) des fusées ou d'autres signaux, (3) See also:transport des chronomètres et (4) See also:transmission de temps par le télégraphe électrique. 1. La lune Culminations.Owing au See also:mouvement orbital rapide de la lune la période sidérale de son point culminant est différente pour différents méridiens. Si, donc, le taux du changement de la lune de la bonne ascension est connu, il est facile de l'heure observée du point culminant à deux stations de déduire leur différence de longitude. Afin d'être autant qu'indépendantes possible des erreurs instrumentales, on observe quelques étoiles standard presque sur le parallèle de la lune aux deux stations; celles-ci "les étoiles lune-culminantes" sont données dans les ephemerides afin de fixer que les deux observateurs prennent les mêmes étoiles. Comme membre précédant ou suivant, pas on n'observe le centre, de la lune, allocation doit être conduit à l'heure les prises de semi-diameter de passer le méridien et pour le changement de la bonne ascension pendant ce temps. Cette méthode a été proposée par Pigott vers la fin du 18ème siècle, et a été beaucoup employée; mais, bien qu'il puisse être très utile sur des voyages et des expéditions aux endroits éloignés où les méthodes chronométriques et télégraphiques ne peuvent pas être utilisées, elle n'est pas See also:assez précise pour les observatoires fixes. Des erreurs de quatre à six secondes de temps ont été fréquemment notées dans les longitudes obtenues par cette méthode à partir d'un nombre limité d'observations: par exemple 4.47'dans le cas de l'observatoire de See also:Madras.' Pour une liste complète des temps standard adoptés dans tous les pays voir les publications de l'observatoire See also:naval des ETATS-UNIS, iv de See also:vol. iv. APP. (Washington, 1906). 'pour le See also: Quelques unes en expéditions plus étendues de t'he entreprises pour cet objet méritent d'être mentionnées. Dans 1843 plus de soixante chronomètres ont été envoyés des temps de seize 'vers l'arrière et expédient entre See also:Altona et Pulkowa, et dans des 1844 See also:quarante chronomètres ont été envoyés au même nombre de fois entre Altona et Greenwich. Dans 1844 la longitude de See also:Valentia sur la côte de sud-ouest de l'Irlande a été déterminée en transportant trente chronomètres de See also:poche par l'intermédiaire de See also:Liverpool et de See also:Kingstown et en ayant une station intermédiaire au dernier endroit. La longitude de l'observatoire naval des Etats-Unis a été fréquemment déterminée à partir de Greenwich. Les résultats suivants donneront une idée de l'exactitude de la méthode? Précédent à 1849, 373 chronomètres. . . 5h 8m I2.52°. Expédition de 1849, résultat 12.26° du See also:lien deuxièmes du 12.06° "du See also: Similarly un taux est trouvé par chaque départ à et le retour à B, et la période du See also:repos à A et à B est également utilisé pour déterminer le taux stationnaire. De cette façon par série de taux pour recouvrir les intervalles dont du temps sont trouvés, les taux de déplacement peuvent être interpolés. Il est dû à l'incertitude qui attache nécessairement au taux d'un chronomètre pendant de longs voyages, spécialement par voie de terre, où ils sont exposés à de mouvement violent de secousse et plus ou moins, cela qu'il est souhaitable d'utiliser un grand nombre. Il n'est à peine nécessaire de mentionner que la correction de la température pour chaque chronomètre doit être soigneusement étudiée, et le temps local rigoureusement déterminé à chaque station pendant la période entière des opérations. 4. La détermination télégraphique de Longitude.This a été suggérée la première fois par l'astronome américain S. C. Walker, et a dû son développement à l'enquête de côte des Etats-Unis, où elle a été utilisée environ de 1849. Des observatoires publics presque plus importants ont été maintenant reliés de cette façon sur le See also:continent de l'Europe, principalement à l'instigation du l'"Europaische Gradmessupg," tandis que les déterminations en liaison avec les passages de See also:Venus et ceux effectués ces dernières années par les gouvernements américains, français, britanniques et coloniaux ont accompli le See also:circuit de la plupart du globe. La méthode télégraphique compare le temps local à une station à celui à l'autre au moyen de signaux électriques. Si un See also:signal est envoyé de la station orientale A au temps local T, et reçu à la station occidentale B au T1 local de temps, alors, si le temps pris par le See also:courant au passage par le fil s'appelle le z, la différence de la longitude est a=T-Ti-1-x, et pareillement, si un signal est envoyé du T2 de B alors et reçu à A au T3, nous avons h=T3-T2-x, dont on peut éliminer la quantité inconnue X. Les opérations d'une détermination télégraphique de longitude peuvent être arrangées de deux manières. Ou le temps local est déterminé aux deux stations et les horloges sont comparées par le télégraphe, ou les déterminations de temps sont marquées simultanément sur les deux chronographes aux deux stations, de sorte que d'autres signaux pour la comparaison d'horloge soient inutiles. La première méthode doit être employée quand le télégraphe est seulement pendant un temps limité chaque nuit à la disposition des observateurs, ou quand les conditions climatiques aux deux stations sont si différentes que le temps clair ne puisse pas souvent être prévu pour se produire à tous les deux simultanément, aussi quand la différence de la longitude est si considérable que trop d'heure serait perdue à la station orientale attendant l'arrivée du See also:disque de passage d'une étoile de 'par exemple, Greenwich et Paris en 1825 (Phil. trans., 1826). Le résultat, le GM 21,6 est seulement au sujet d'o•6 'trop grand. See also:Gould, longitude transatlantique, p. 5 (Washington, station 1869).western avant d'observer une autre étoile. La détermination indépendante de temps See also:offre également l'See also:avantage que les observations peuvent être prises par l'See also:oeil et l'See also:oreille ou par le chronographe, mais car les observations faites avec le chronographe sont légèrement plus précises que ceux ont fait par l'oeil et l'oreille, le chronographe devrait être utilisé dans la mesure du possible. Cette méthode est See also:celle généralement adoptée. La méthode d'See also:enregistrement simultané aux deux stations des passages des mêmes étoiles a un avantage. Chaque passage observé aux deux stations fournit une valeur de la différence de la longitude, de sorte que le résultat final dépende moins de la fréquence de See also:base que dans la première méthode, qui rend nécessaire la See also:combinaison d'une série d'erreurs d'horloge déterminées pendant la nuit pour former une valeur de l'erreur d'horloge pendant le moment où l'échange des signaux a eu lieu. En utilisant cette méthode il est recommandé de choisir les étoiles de façon que seulement une station soit à la fois au travail, de sorte que l'intensité du courant puisse être rajustée (à l'aide d'un rhéostat) entre chaque expédition et réception des signaux. Cette attention à l'intensité du courant est nécessaire quelque méthode soit utilisée, car la See also:constance du temps de transmission (x dans les équations ci-dessus) dépend principalement de la constance du courant. L'erreur probable d'une différence de longitude déduite d'une étoile semble être pour l'oeil et les passages to-o88 d'oreille, pour les passages de chronographe * 0,07 tandis que l'erreur probable du résultat final d'une série soigneusement prévue et bien exécutée d'opérations télégraphiques de longitude est généralement entre le to°•oio et * 0,020 télégraphies de radio ont été pour la première fois utilisés en 1906 dans une détermination de la différence de la longitude entre See also:Potsdam et See also:Brocken, les signaux étant envoyés de Nauen, 32 kilomètres de l'ancien et 183 kilomètres de la dernière station. Les horloge-différences résultantes se sont avérées tout à fait indépendantes de l'énergie des See also:vagues électriques. La télégraphie sans fil ne veulent aucun doute à l'avenir soit beaucoup employée dans les endroits où il peut être souhaitable de déterminer les longitudes d'un certain nombre de stations en même temps. Il est évident que le succès d'une détermination de longitude dépende jusqu'à un degré très grand de la détermination précise du temps aux deux stations, et le grand soin doit donc être pris pour déterminer les erreurs instrumentales à plusieurs reprises pendant un emploi de nuit. Mais en plus de l'incertitude qui entre dans les résultats des erreurs ordinaires de l'observation, il y a une autre source d'erreur qui devient d'importance spéciale dans le travail de longitude, à savoir la prétendue erreur personnelle. La découverte du fait que tous les observateurs diffèrent plus ou moins dans leur évaluation du moment où une étoile croise un des See also:lignes d'araignée dans l'instrument de passage a été fait par F. W. See also:Bessel dans 1820;4 et, car il s'est avéré justement différer entièrement une seconde de temps de plusieurs autres observateurs, cette erreur remarquablement grande a naturellement causé le phénomène d'être soigneusement examiné. Bessel a également suggéré ce qui semble être la bonne explication, à savoir, la coopération de deux See also:sens en observant des passages par l'oeil et l'oreille, l'oreille devant compter les battements de l'horloge tandis que l'oeil compare la distance de l'étoile de la See also:ligne d'araignée au dernier See also:battement avant le passage à la distance au premier battement après lui, de ce fait estimant la fraction de la deuxième à ce que le passage a eu lieu. Il peut facilement concevoir qu'une personne peut d'abord entendre et ensuite voir, tandis qu'à des autres ces sensations ayez lieu dans l'See also:ordre d'See also:inversion; et à cette source d'erreur possible peut être ajouté le temps sensible requis par la transmission des sensations par les nerfs au cerveau et pour que le dernier agisse sur elles. Pendant que la méthode chronographique d'observer se passe d'un sens (celui de l'audition) et exige simplement l'observation du mouvement et de la See also:pression de l'étoile 'd'une See also: 4 que See also:Maskelyne a eus dans 1795 ont noté qu'un de ses See also:aides a observé des passages davantage que la moitié d'une seconde plus See also:tard que lui-même, mais ceci a été censé résulter d'une certaine méthode fausse d'observer adoptée par l'aide, et la matière n'était pas encore regardée dans. oaµeed par un décalage du réflecteur à l'intérieur du télescope, à l'aide duquel le champ est élucidé, qui a produit un décalage apparent de l'See also:image des lignes d'araignée, à moins que l'oculaire ait été très exactement focalisé pour la vue de l'observateur. La manière la plus simple et meilleure de trouver l'équation entre deux observateurs est a laissé on observer les passages des étoiles plus de la moitié des fils dans le télescope, et l'autre observent les passages au-dessus du See also:reste, chaque soin de prise au refocus l'oculaire pour se afin d'éviter la source d'erreur mentionnée ci-dessus. Les passages simples réduits au fil moyen donnent immédiatement l'équation; et, afin d'éliminer des erreurs dans les fil-intervalles assumés, chaque observateur emploie alternativement la première et deuxième moitié des fils. Dans le travail de longitude, les deux observateurs généralement après l'accomplissement de un certain nombre de stations d'échange de l'emploi de nuit et débutent un nouvel ensemble d'observations; le moyen des deux résultats obtenus ainsi devrait être exempt de l'effet de l'erreur personnelle, à condition que les erreurs des deux observateurs soient demeurées constantes le temps plein. Il est donc recommandé a laissé les observateurs se comparer, au début, au milieu et à l'fin des opérations, et, si possible, les aux deux les instruments utilisés. Un contrôle utile sur les résultats est eu les moyens par des expériences simultanées avec un des instruments conçus par C. Wolf, Kaiser et d'autres, par lesquels l'erreur personnelle absolue d'un observateur peut être déterminée. Cependant différant beaucoup en détail, ces instruments tous sont construits selon le même principe: passages artificiels d'une étoile (une lampe brillant par un trou minutieux dans un écran monté sur un petit See also:chariot s'est déplacée par rouage d'horloge) en See also:succession à travers un certain nombre de lignes tracées sur le See also:papier huilé, alors qu'un See also:contact électrique est fait au moment précis où l'étoile est bissectée sur chaque ligne par le chariot passant un certain nombre de fabricants réglables de contact. Le See also:registre automatiquement fait ainsi de courants les passages sur un chronographe, alors que l'observateur, regardant l'appareil par son télescope, peut observer les passages de la façon habituelle par l'oeil et l'oreille ou par le chronographe, de ce fait trouvant immédiatement sa erreur personnelle. Ces adaptations ont été parfois employées pour instruire des élèves apprenant à observer, et l'expérience a prouvé qu'une erreur personnelle considérable peut être généralement légèrement diminuée par la pratique. En employant le micromètre deenregistrement de See also:Repsold, qui permet à l'observateur de suivre les mouvements de l'étoile avec un fil vertical See also:mobile qui enregistre automatiquement ses points fixes d'excédent de passage certains dans l'oculaire, on élimine l'effet de l'erreur personnelle presque totalement. L'information et commentaires additionnelsIl n'y a aucun commentaire pourtant pour cet article.
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