RÉFRACTIONS ATMOSPHÉRIQUES

changements continuels de température et de pression, qui la font varier d’un moment à un autre. Heureusement on a reconnu que la faible épaisseur de l'atmosphère permet de s'en passer, et de déterminer l'effet de la réfraction, sinon exactement, au moins avec une approximation suffisante, toutes les fois que le rayon lumineux que l'on considère np fait pas un trop petit angle avec le . plan horizontal.

Pour se rendre compte de cet important résultat, il suffit de se rappeler que, lorsqu'un rayon de lumière A B, fig. 408, traverse une série ‘de milieux homo- Fig. 108. gènes M, M”, M”, M", séparés les uns des autres par des surfaces planes et parallèles, la direction E F que prend ce rayon dans le dernier milieu M'"" est exactement la même que celle qu'il y aurait prise, s'il était tombé directement.

sur ce milieu sans traverser préalablement les milieux M, M’, M”; en sorte que, à l’on connait le milieu M’”’, e

la direction du.rayon inci- :

dent A B, on peut en déduire l'angle que le rayon réfracté E F fait avec ce rayon incident, sans s inquiéter de connaître les milieux que Je rayon lumineux a traversés pour passer de la direction A B à la direction E F. Or, si un rayon lumineux traverse l'atmosphère sans faire un trop petit angle avec l'horizon du lieu où il vient tomber, les points où il perce les diverses couches atmosphériques ne sont pas assez éloignés de la verticale du lieu pour que la courbure de ces couches se fasse bien sentir : les choses se passent à très-peu près de la même manière que si les couches d’égale densité, dont se compose l'atmosphère, étaient séparées les unes des autres par des plans parallèles à l'horizon du lieu ; et la réfraction éprouvée par le rayon lumineux est sensiblement la même que si ce rayon passait directement du vide dans la couche atmosphérique où se trouve l'observateur, cette couche étant limitée à sa partie supérieure par un plan horizontal. On peut donc se placer dans cette dernière hypothèse, pour déterminer la réfraction qu'éprouvent les rayons lumineux qui viennent des astres, et on n'aura besoin pour cela que de connaître l'état de l'air dans le lieu de l'observation, état qui sera fourni par les indications du baromètre et du thermomètre.

Une discussion complète de la question, faite par M. Biot, a prouvé que l'erreur que l'on commet, en déterminant la réfraction d'après cette hypothèse, est tout à fait inappréciable. tant que la distance zénithale de l’astre d'où vient le rayon lumineux ne dépasse pas 78 degrés, ou, ce qui est la même chose, tant que sa hauteur audessus de l'horizon est supérieure à 45 degrés. La fig. 409, où l'épaisseur de l’at-

Zi mosphère a été fi-

gurée dansdes proportions exactes, t

p £euégard à la cour-

bure qu'on lui a donnée, fait voir + que, mème pour la

distance zénithale | extrême de 75 degrés, les directions | des couches atmosphériques, aux points où elles sont traversées par le rayon lumineux A B, peuvent être regardées comme étant les mêmes que celle du plan horizontal du point A.

Lorsque la distance zénithale d’un astre est de plus de 75 degrés, la réfraction des rayons lumineux qui en viennent n’est plus indépendante de la constitution des diverses couches atmosphériques qu'ils traversent ; on ne peut donc la déterminer qu’en partant d’une certaine hypothèse sur cette constitution, hypothèse que l’on cherche à rapprocher autant que possible de la réalité. Mais les changements qui arrivent constamment dans les couches atmosphériques, aussi bien dans les régions élevées de l'atmosphère que dans celles qui avoisinent la terre, font que les résultats ainsi obtenus sont tantôt trop grands, tantôt trop petits, sans que l’on sache au juste de combien on devrait les modifier pour qu’ils aient à un moment donné une exactitude suffisante. Cette incertitude sur la grandeur de la réfraction éprouvée par un rayon lumineux qui fait un angle de moins de 45 degrés avec l' horizon, oblige les astronomes à n’observer les astres que lorsque leur hauteur au-dessus de l'horizon est supérieure à cet angle, puisque ce n’est que dans ce cas qu'ils peuvent connaître exaètement la quantité dont la distance ‘zénithale de chaque astre est diminuée par l'effet de la réfraction, et déduire par conséquent sa position réelle de sa position apparente.

Le tableau suivant est un extrait de la table des réfractions que

Fig. 109.

è MOUVEMENT DIURNE DU CIEL. 411

le Bureau des longitudes publie tous lés ans dans l'ouvrage intitulé Connaissance des temps, et qui a été calculée conformément à ce que nous venons de dire. Il fait connaître la valeur de la réfraction pour les distances zénithales de 5 en 5 degrés, depuis 0 jusqu’à 90", en supposant que la hauteur de la colonne barométrique soit de 0»,76, et que la température soit de 40° centigrades. On y a mis en outre les réfractions correspondantes aux angles de 87° et 89°. pour faire voir de quelle manière se fait l'accroissement rapide de la réfraction dans le voisinage de l'horizon.

PISTAYCE DISTANCE DISTANCE

ZÉNITHALE ‘RÉFRACTION.|| ZÉNITHALE |RÉFRACTION.|| ZÈNITHALE | RÉFRACTION. apparente, üappar£tte. apparcute.

On comprendra sans peine, à l'inspection de ce tableau, que si l'on: a trouvé que la distance zénithale d’un astre est de 65 degrés, par exemple, on devra l'augmenter de 2’#”,3 pour avoir la distance zénithale vraie de l'astre, c’est-à-dire celle que l’on aurait obtenue si l’atmosphère n'avait pas dévié les rayons lumineux ; ce qui donnera 65° 24,3 pour cette distance zénithale vraie.

A la suite de la table des réfractions, la Connaissance des temps donne le moyen de modifier les résultats qu'elle fournit, en raison des différences qui peuvent exister entre la pression atmosphérique: et la température observées au moment de la mesure d’une distance zénithale, et celles qui ont été admises pour faire le calcul de la table.

$ 59. Lorsqu'on regarde le ciel, par une belle nuit sans nuages, on aperçoit un nombre considérable de points lumineux, plus ou moins brillants, que t'on désigne en général sous le nom d'étoiles. Au premier abord, ces points brillants paraissent immobiles ; mais

. sufit de les observer attentivement pendant quelque temps pour

s'apercevoir qu'ils sont, au COnteAre, animés d’un mouvement très-

sensible. Supposons, par exemple, qu’on se soit placé de manière à voir une étoile particulière dans la direction de l'extrémité supérieure d'un arbre ou d'un clocher: si l’on attend, sans changer de place, qu'il se soit écoulé une demi-heure, ou une heure, on voit qu'au bout de ce temps l'étoile n’est plus dans la direction où on l’avait vue d’abord : elle s’en est éloignée d’une quantité très-appréciable, et d'autant plus grande que l'observation a duré plus longtemps.

Cette observation très-simple peut être faite sur les diverses étoiles que l'on aperçoit, et on reconnaît ainsi qu’elles sont toutes animées d’un mouvement plus ou moins rapide. Cependant il y en a quelques-unes dont le déplacement est tellement faible, qu'on ne pourraît pas l’apercevoir par le moyen grossier qui vient d'être indiqué; et ce n’est qu'en ayant recours à des. moyens plus précis, dont nous parlerons bientôt, qu’on peut en reconnaitre l'existence d'une manière incontestable.

En observant les étoiles pendant plusieurs heures de suite, on les voit se déplacer d’un mouvement progressif, et occuper ainsi successivement des positions très-différentes par rapport à l'horizon. Supposons, par exemple, qu’on se tourne du côté du midi, c'està-dire du côté où l’on voit le soleil au milieu de la journée. Les étoiles qu’on aperçoit dans cette direction se meuvent vers la droite, en s'approchant de plus en plus de l'horizon; bientôt elles l'atteigrent, et disparaissent. En même temps on voit, à gauche, d’autres étoiles qui semblent sortir de l'horizon, puis s'élèvent de plus en plus en se rapprochant de la direction du midi, pour se comporter ensuite, au delà de cette direction, de la même manière que les précédentes. En un mot, en suivant attentivement les mouvements des diverses étoiles que l’on aperçoit dans cette région du ciel, on reconnaît qu'elles se meuvent à peu près commo le soleil : elles se lévent comme lui vers l'orient, et se couchent comme lui vers l'occident.

Si, au lieu de se tourner vers le midi, on regarde vers le nord, c'est-à-dire du côté opposé au premier, on y verra encore les étoiles en mouvement : mais les circonstances de leurs mouvements seront très-différentes. La plupart d'entre elles ne s’abaissent jamais audessous de l'horizon: elles s’en approchent plus ou moins sans l'atteindre ; puis elles s'en éloignent j jusqu ’à une certaine distance, pour s’en rapprocher de nouveau, et ainsi de suite. En même temps elles se meuvent dans le sens de l'horizon, tantôt de droite à gauche, lorsqu'elles en sont le plus éloignées, tantôt de gauche à droite, lorsqu' au contraire elles en sont le plus rapprochées.

$ 60.. Pendant que les étoiles se déplacent ainsi, on les voit con-