PREMIÈRES NOTIONS SUR LA PARALLAXE
35. Division générale de l'astronomie. — Ainsi que nous pouvons déjà Tentrevoir, l'astronomie se divise en deux parties bien distinctes :
i* La Géométrie cblestb, dont l'objet est de connaître la forme et la grandeur des astres^ d'étudier les lois géométriques suivant lesquelles leurs positions varient, sans considérer ces variations de position au point de vue des forces qui les produisent;
2' La MécANiQUE céleste, dont l'objet est de déterminer à priori^ par des calculs de mécanique, et en empruntant à l'observation directe le moins de données possible, les positions des astres; en faisant toutefois dépendre cette détermination d'une loi physique découverte par Newton, et que nous déduirofts à l'aide d'une analyse logique des mouvements effectifs des astres.
La géométrie céleste doit donc se déduire d'une suite d'observations directes faites sur les astres; ces observations servant aussi à vérifier les positions déterminées à l'aide de la Mécanique céleste.
Avant de commencer Tétude de la Géométrie céleste, nous croyons devoir rappeler que l'observateur est soumis à des influences qui peuvent altérer les positions des astres, et auxquelles il &ut évidemment avoir égard. Ces causes d'altérations sont :
!• La réfraction atmosphérique, déviation qu'éprouve tout rayon lumineux en entrant dans notre atmosphère;
2"* La parallaxe, qui provient de la nécessité de ramener au centre du globe toute observation angulaire des points de la voûte céleste;
La précession, ) qui proviennent du balancement de Taxe de la La nutationy j Terre; **
4* L'aberration, changement de direction qu'éprouve un rayon lumineux, venant de l'espace et rencontrant l'œil de Tobseryateur qui est animé des mouvements de rotation et de translation de la Terre.
Nous allons seulement considérer, pour le moment, le changement apporté dans la position apparente de tous les objets que notre œil perçoit, eu égard au milieu dans lequel nous vivons.
Nous donnerons aussi une première notion sur les parallaxes et sur le moyen à Taide duquel on peut obtenir une approximation de la distance des astres à la Terre.
36. Loi générale de la réfraction. — On prouve en physique que tout rayon lumineux qui passe d'un milieu dans un autre, change de direction tout en restant dans le plan normal à la surface de séparation des deux milieux, plan passant par la première direction du rayon lumineux.
Ainsi, AB (fig. 15), étant Tintersection de ce plan normal avec le plan tangent à la surface, le rayon abj au lieu de continuer suivant ab\ prendra
la direction a6", généralement plus rapprochée de la normale xx', si le second milieu est plus dense que le premier, plus éloigné si c'est celui-ci qui est le plus dense.
L'angle bax s'appelle angle d'incidence, et Tangle b"ax', angle de réfraction.
En appelant a le premier et p le second^ la loi générale de la réfraction est que pour deux mêmes milieux le rapport
sin a
Kg
sin p
est une quantité constante.
L'angle b'ab"=. bax — b'^ax' est ce que Ton nomme la réfraction. — La réfraction est nulle quand a = 0, et elle augmente avec a.
De la réfraction atmosphérique. — Puisque l'air est un milieu pesant et compressible, il est évident que les couches d'air qui avoisinent le sol sont plus denses que celles situées dans des régions plus élevées; cette densité suit une certaine loi de décroissance.
On peut considérer notre atmosphère comme composée de couches homogènes très-minces, dont la densité décroit à mesure que l'on considère des couches de plus en plus distantes du sol.
Cette décroissance fait qu'à une certaine distance, qui ne dépasse pas 50000 mètres, la densité de l'atmosphère devient inappréciable.
Tout rayon lumineux qui arrive à l'œil de l'observateur, soit d'un astre^ soit d'un objet terrestre, traverse donc toutes ces différentes couches atmosphériques d'inégales densités, ou seulement une partie de ces différentes couches.
Le rayon lumineux éprouve alors une déviation qu'on nomme réfraction atmosphérique; laquelle prend te nom de réfraction astronomique dans le premier cas, et de réfraction terrestre dans le second.
37, Réfraction astronomique.
Considérons d'abord le premier cas.
Parmi tous les rayons qui émanent de Tastre A (fig. 16), l'un d'eux, Ad, situé dans le plan zoA, rencontre la première couche en a^ se réfracte en se rapprochant de la normale x et prend la direction ab^ rencontre la seconde couche, se réfracte en se rapprochant de la normale, et ainsi de suite.
Fig. 16.
De telle sorte que le rayon lumineux ka arrive à Tœil o de Tobservateur en suivant un contour polygonal situé évidemment dans le plan ZoA du vertical de l'astre.
L'observateur reçoit alors le rayon lumineux suivant od et croit voir V astre en M.
L'angle AoA' est ce que Ton nomme la réfraction astronomique.
On voit donc, que la réfraction astronomique a lieu dans le vertical de l'astre, et a pour effet de faire paraître les astres plus élevés qu'ils ne le sont.
On peut voir facilement, sur la figure 46, que la réfraction AoA' est la somme des réfractions successives qu'éprouve le rayon lumineux en tra^ versant les différentes couches.
On comprend, immédiatement, que chaque réfraction partielle étant plus petite à mesure que la distance zénithale diminue, il en est de même de la réfraction totale.
La réfraetùm, astronomique est donc fonction de la distance zénithale. Elle est évidemment nulle pour tout astre situé au zénith. Toute distance zénithale observée doit être augmentée de la réfraction gui convient à cette distance.
