ATMOSPHÈRE. — RÉFRACTION

passe pas 12 lieues de 4 kilomètres. Mais il y a lieu de croire que cette évaluation est trop faible. L'air étant compressible, la densité de cette enveloppe, qu'on nomme Vatmosphèrey augmente à mesure qu'on s'approche de la terre.

En vertu du phénomène connu en physique sous le nom de réfraction, l'atmosphère dévie les rayons lumineux et nous fait commettre une erreur sur l'appréciation de la position des astres. Pour nous rendre compte de cet effet, représentons- nous l'atmosphère comme formée de couches sphériques concentriques

Fig. 29. — Réfraction atmosphérique.

très minces, et de plus en plus denses à mesure qu'elles sont plus voisines de la terre: en réalité la densité varie d'une manière continue, mais nous supposerons chaque couche homogène, pour plus de commodité. Lorsqu'un rayon lumineux parti d'une étoile S rencontre chacune de ces couches, il passe d'un milieu moins dense dans un plus dense ; donc il se rapproche de la normale, c'est-à-dire du rayon terrestre, tout en se maintenant dans le même plan vertical. Il ne marche donc pas en ligne droite, mais suivant une ligne brisée, ou plutôt suivant une ligne courbe, les déviations se succédant continuellement. Au moment où nous recevons, en A, ce rayon de lumière, il a une

PoRCHONj Ck>ar8 de Cosmographie. 4

50 LONGITUDES ET LATITUDES GÉOGRAI>HIQUES.

direction qui est celle du dernier élément de la ligne brisée, ou de la tangente à la courbe : c'est dans cette direction AS' que nous voyons Tétoile.

Ainsi la réfraction astronomique augmente en apparence la hauteur des astres au-dessus de Thorizon ; mais elle ne change pas leur azimuth. L'effet en est d'autant plus petit qu ils sont plus voisins du zénith; en ce point il est nui, les rayons nous arrivant normalement.

• La réfraction astronomique nous rend les astres visibles lorsqu'ils sont en réalilé un peu au-dessous de l'horizon. Elle avance donc leur lever et retarde leur coucher. La hauteur dont la réfraction relève les astres à l'horizon est d'environ 33' : c'est environ le diamètre apparent du soleil.

Dans toutes les observations des astres, il faut corriger la hauteur de l'erreur de réfraction. Cette correction a été calculée par Laplace pour les diverses iiauteurs. Le tableau suivant donne quelques-uns des résultats :

HAUTEUR APPARENTS. OORRBCTION.

2{fi 2' 38'', 8

Toutefois la correction ne peut être qu'approximative, surtout pour les astres voisins de l'horizon, puisque la réfraction dépend de l'état de l'atmosphère.

scintuiation. — ce La scinliUatiou, d'après la description d'Arago, consiste en des changements d'éclat des étoiles très souvent renouvelés. Ces changements sont presque toujours accompagnés de variations de couleurs. »

Ce phénomène est d'autant plus marqué que l'atmosphère est plus agitée et plus mélangée de vapeurs. Un astre ne l'éprouve que s'il a de très petites dimensions apparentes; aussi ceux qu'on appelle planètes^ et dont nous aurons à nous occuper plus lom, scintillent très peu.

La scintillation a été rattachée par Arago à la théorie des interférences de la lumière. Deux rayons émis à un même moment par l'étoile, et nous parvenant par des routes différentes, grâce à de petites réfractions.

PARALLAXE

ajoutent ou détruisent mutuellement leurs effets sur l'œil suivant que leur différence de marche est d'un nombre pair ou d'un nombre impair de demi-longueurs d onde.

Parallaxe. — Lorsque uous marchous dans la campagne, nous voyons un objet voisin, un arbre par exemple, se projeter sur différentes parties du fond du paysage, suivant la position que nous occupons. De la même manière un astre voisin de la terre se projette en différents point de la sphère céleste, suivant la situation de Tobservaleur sur notre globe.

Fig. 30. — Parallaxe.

Pour rendre comparables les observations faites en divers pays, on les ramène à es qu'elles seraient si elles étaient faites du centre de la terre. Soient S (fig. 30), un astre observé du point A de la surface terrestre. As' la direction suivant laquelle il se projette sur la sphère céleste; s'il était vu du centre de la terre, il se projetterait suivant Os. La distance angulaire ss' dont il faut corriger l'observation pour la ramener au centre de la terre s'appelle la parallaxe^ de Tastre.

Or l'angle sSs' peut être considéré comme ayant son sommet au centre de la sphère, et par conséquent ii