O PII

*802, par M. Olbers. Son demi -grand axe = 2,76826 et l’inclinaison de son orbite sur celle de la terre est de 34 ° Z-j' 3 o", c’est-à-dire plus grande que celle des autres orbites. ' . *

Le nom de cet astronome a été donné à une autre pla- nète qu’il a découverte. Voyez Vesta.

OL\ MPIADE , période de 4 années chez les Grecs.

Sou nom lui vient de ce que la i” de ces 4 années concourait avec la célébration des jeux olympiques. La i r « olympiade eut lieu l’an 776 avant notre ère. 4

55 o. OMBRE. La théorie des ombres est très-importante en optique et en astronomie j elle est aussi le fondement de la gnoraonique. , »

L'ombre est la partie de l’espace où la lumière ne peut pénétrer à cause de l’interposition d’un corps opaque.

Le passage de la lumière à l’ombre , ne se faisant que graduellement , produit l 'ombre pure et la pénombre ; cette dernière étant l’ombre imparfaite, qui a plus d’intensité du côté du cône d’ombre et qui va en diminuant sensiblement vers la lumière, son étendue dépend des dimensions et de la distance des corps lumineux.

Les longueurs des ombres ont autrefois servi à mesurer l’inclinaison de l’écliptique sur l’équateur.

La projection de l’ombre d’une verticale sert à déterminer la déclinaison de l’aiguille aimantée ( N° 261 ).

Enfin , c’est sur la théorie des ombres que repose celle des éclipses ( N° 320 ).

ONDULATIONS. Huygens, dans son Traité de la lumière, imagine que ce corps impondérable se propage par des espèces d’ondulations semblables à celles qui se forment à la surface de l’eau. Cette méthode ne peut être adoptée , par Ja raison que les ondulations se répandent en tous sens , au lieu que la lumière se pro. page suivant des lignes droites.

35 o bis. OPHIUCUS ou le Serpentaire, constellation boréale composée de 85 étoiles , dont une de la 2 e

3 r '8 OPT

grandeur , à la tète , désignée a et nommée Ras-alhagne par les Arabes ; elle a 261° \i' d’asc, dr. , et 12° 4 i de déclinaison.

Le 9 octobre 1604, il parut une étoile très-brillante qui avait près de 2 0 de latitude et 258 de long, j elle disparut en 1606 ( Ployez LE Serpent).

35 1. OPPOSITION 8 , se dit d’une planète- qui est à 180 0 d’une autre planète ( N° i 5 o )-

Lorsque la lune est pleine, on dit qu’elle est en opposition , ce qui n’est pas rigoureusement vrai 5 car son plus ou moins d’élévation nous empêche de voir une partie du disque éclairé ; elle ne saurait être en opposition que lorsqu’elle se trouve sué une même ligne droite avec le soleil ; mais alors il y a éclipse : nous sommes donc condamnés à ne jamais voir une véritable pleiiie luhe. *

35 a. OPTIQUE , se dit proprement de la science de la vision directe , et par extension, de la science de la vision en général. •

L’optiqq^ fait une partie considérable de l’astronomie} car ses principes expliquent une infinité d’illusions et d’erreurs delà vue, et un grand nombre de phénomènes curieux, tels que l’arc en ciel, les parhélies} l’augmentation des objets par le microscope et les luuettes , etc. Sans cette Science, on ne saurait rien dire de satisfaisant sur les mouvemens npparens des planètes, particulièrement sur leurs statious , leurs rétrogradations et leurs éclipses.

Cône optique, faisceau de rayons qui part d’un point quelconque et vient tomber sur la prunelle pour entrer dans l’œil. * v

Axe optique, fayon qui passe par le centre de l’œil et qui fait le milieu de la pyramide ou du côno optique. . •

Pierres optiques , sorte de verres concaves ou convexes qui peuvent réunir ou écarter les rayons ; la

OR B 53p

vue en est rendue meilleure, ou conservée si elle ^ist faible.

Inégalité optique , se dit d’une inégalité apparente dans le mouvement des pianotes ; elle est causée par la situation de l’observateur placé à la surface terrestre.

ORBE, ligne que parcourt une planète dans toute l’étendue de son cours autour du soleil.

353. — ou ORBITE DE LA TERRE. Nous nV jouterons à ce qui a été exposé (N° 22 4 ) que cette reflexion générale, savoir, que le mouvement elliptique de la terre ne représente pas exactement les observations modernes leur grande précision a fait apercevoir des petites inégalités dont il eût été presque impossible, par les seules observations , de reconnaître les lois. La terre s’écarte en effet tantôt d’un côté , tantôt d’nn autre de son écliptique, et pour expliquer ce phénomène, on est obligé de recourir à cetfe branche de l’astronomie qui redescend des causes aux phénomènes, c’est-à-dire, à la théorie de la pesanteur universelle (N° 238 et 268).

354. ORBITE DE LA LUNE; elle est inclinée de .5° 9' sur celle de la terre (écliptique).

Pendant que la terre décrit en un an l’éclipliqué, dans le sens PGT (Jig . 3 ) autour du soleif, qui est fixé au foyerS, la lune L tourne elle -même dans une ellipse LO', dont le centre de la terre occupe le foyer. Cette ellipse est mobile , et la terre emporte ayee elle, dans sa translation annuelle, la lune et son orbite; ce satellite parcourt à peu près i3 fois ~ son ellipse pendànt que la terre n’accomplit qu’une fois la sienne. C’est en mesurant les plus grandes latitudes de la lune que l’on a trouvé que l’orbite de cet astre est inclinée de 5° 9' sur l’écliptique (N° 240). '

Pour les autres orbites , voyez chacune des planètes en particulier. . Ww&T'

— DES COMÈTES. Comme ces corps disparaissent après une apparition de quelques mois, leurs orbes,

34o OUI

au lieu d’être presque circulaires comme ceux des planètes , sont très-alongés, et le soleil se trouve être fort voisin de la partie dans laquelle ces astres sont visibles. L'ellipse, au moyen des. nuances qu’elle présente depuis le cercle jusqu'à la parabole, peut représenter ces orbes divers, et l’analogie porte à faire mouvoir les comètes dans des ellipses dont le soleil occupe un des foyers et suivant les mêmes lois que les planètes, en sorte que les aires tracées par leurs rayons vecteurs soient proportionnelles aux temps. Il est impossible de connaître la durée de la révolution d’une comète et le grand axe de son orbite , par les observations d’une seule de ses apparitions ( N° 1 4 4 )•

ORÉRIE, terme anglais, introduit dans l’astronomie moderne. Il désigne un instrument qui reproduit les révolutions des planètes autour du soleil , semblable à celui que l’on voit dans une des salles de la bibliothèque du roi. On pense bien que cet instrument n’est pas sans défauts, dont les moindres sont ceux des distances et des volumes des corps. On l’appelle aussi machine planétaire.

ORIENT , se dit du point du ciel où le soleil paraît se lever.

ORIENTAL , ce qui a rapport à l’orient.

555. ORIENTER, disposer une chose selon la situation qu’elle doit avoir par rapport aux quatre parties du monde.

Pour orienter un cadran équinoxial , on dirige l’axe CD (Jig . 55) parallèlement à celui de la terre, et on met OA dans le plan du méridien. A cet cflfet, on construit le triangle OAD, rectangle en O, et dont l'angle D = la lat. du lieu ; on place ce triangle verticalement, l'hypothénuse DA étant dirigée suivant une méridienne horizontale AD, tracée d’avance (N° 5^0 ) ; enfin, on applique le cadran le long du coté OA, de manière que le stvleCOD, qui perce le plan de part eu part, se couche sur le côté OD du triangle, et la méridienne sur OA.

O RI 54i

La longueur des ombres du style , avant et après le passage méridien, peut encore servir à orienter un cadran ; en effet , lorsque l’ombre est plus longue le matin que le soir, le cadran regarde l'occident $ si elle est plus grande à midi , le plan aura une pente trop rapide ; enfin , en balançant légèrement le plan, on parvient bientôt à le disposer convenablement; ce procédé ne peut rigoureusement être mis en usage que vers les solstices , à cause du changement de déclin, du soleil eu un jour, et qui esta peu près nulle à cette époque.

Il n’y a rien de plus facile que d 'orienter un cadran horizontal; on peut le ttacer sur l’emplacement même, lorsqu’on a déterminé la méridienne.

Dans tout autre cas, il suffit de tourner le cadran jusqu’à ce qu’il marque l’heure précise de midi , que l’on connaît à l’aide d’une bonne montre. L’essentiel est d’observer une horizontalité parfaite. , >

Voyez chacun des cadrans en particulier, pour les précautions à prendre dans leur tracé et leurs diverses positions.

ORIENTEUR. Cét instrument, très^tommode, est fondé sur la théorie des hauteurs correspondantes. Une expérience suffit pour donner , avec cet appareil , le midi vrai chaque jour de l’année, partout où on voudra le tenter ; une fois celte heure connue avec précision, on a un second instrument composé d’un plan vertical, en ayant duquel est fixée une plaque percée ; on le dispose sur une muraille éclairée du soleil méridien; par le trou de cette plaque passe un rayon solaire qui va se peindre sur le plan ; un fil à plomb qui y est suspendu se place aisément de manière à couper l’image par moitié à l’heure de midi vrai ; ou est assuré que chaque jour, à la même heure , le centre du disque solaire ira sc peindre sur quelque point du fil à plomb ainsi fixé.

OIJJQN , nom de la plus grande constellation du ciel ; elle est formée par un grand quadrilatère a y (Zx dont

OSC

les diagonales sont formées de deux secondaires zy et de deux primaires et /Z : h l’angle nord-est est a ou IVpaule droite-, à l’angle sud-ouest, (l ou le pied gauche , ou Rigel , y Bellalrix , J' Mintaka. Au milieu du quadrilatère sont trois secondaires serrées, disposées en ligne oblique cfê £ ; c’est le Baudrier, la Ceinture, 1 es trois Rois , le Rateau , le bâton de Jacob ; t est Anilam , < T habit , z Saiph, £ Alnitak. Cette ligue va au nordouest à Aldebaran et au sud-est à Sirius. Au-dessous est une traînée lumineuse de trois étoiles très-rapprocliées : c’est Y Epée. Entre l’épaule occidentale y et Aldebaran , est le Bouclier, compose d’une file de petites étoiles en ligne courbe.

Orion est placé au-dessous du Cocher, entre la Grande Ourse et le Taureau , mais un peu plus bas , et l’étoile marquée a a 86°24'44 // d’asc, dr. et j 0 ?! 1 60 " de déclin. B.

356. ORTIIOGRAPHIQUE(projection), se ditde la représentation des diflèrens points de la surface de la sphère sur un plan qui la coupe par le milieu , en supposant l’œil à une distance iufinie et dans une ligne verticale au plan qui sépare les deux hémisphères.

,On l’appelle projection orthographique , parce que les lignes de projection , menées des points de la surface sphérique sur Je plan de projection, tombent toutes au dedans de ce même plan , et qu’elles forment avec ce plan des angles droits.

ORTIVE (amplitude), se dit pour désigner l’arc de l’horizon qui est entre le point où se faille lever apparent d’un astre et l’oriept vrai (intersection de l’horizon et de l’équateur);

356 bis. OSCILLATION, indique le mouvement d’un pendule qui va et vient en sens contraire; quoique ce terme appartienne entièrement à la mécanique , il peut être indiqué dans un ouvrage d’astronomie , comme fai-

OÛR 345

sant partie d’un instrument essentiellement utile à la science qui nous occupe.

OSCILLATION DE L’ATMOSPHÈRE. M. Laplacc a dit avec raison que pour arriver à l’Océau , l’action du soleil et de la lune traverse l’atmosphère , qui doit ea éprouver l’influence et être assujettie à des mouvemens semblables à ceux de la mer ; que de là résulteut nécessairement des vents que des circonstances locales augmentent ensuite (N° 43 1 )•

,OUEST, indique le point cardinal qui est diamétralement opposé à l’est , et celui où le Soleil paraît se coucher aux équinoxes.

OURSE (la Grande), nom d’une belle constellation que l’on ne perd jamais de vue à Paris, et qui prend toutes les situations possibles autour du pôle par suite du mouvement de rotation de la terre. Elle est forcée principalement de sept belles étoiles , dont quatre a ,

/3, y et cf forment un carré long; les trois autres 1 , £ et « , sont en ligne courbe, dont les deux premières sont le prolongement de la diagonale /SJ'du carré. Ces étoiles sont secondaires, à l’exception de cT qui est tertiaire; • a et $ se nomment les gardes; 1 Ç ri sont la queue. En avant du carré et du côté opposé à la queue, on voit plusieurs étoiles quartaires, placées en demi-cercle, ^ convexe vers le carré ; c’est la télé de l’Ourse. L’étoile a de la Grande Ourse a i63°i i'54 ,/ d’asc, dr. et62°4i'56" de déclin. • -

— ( La Petite). Cette constellation est plus rapprochée du pôle ; elle est également formée de sept étoiles qui affectent la même figure, mais avec moins d’éclat, sous des dimensions plus petites , et placée en sens inverse. La Polaire a ou la Tramontane est très rapprochée du pôle, puisqu’elle n’en est qu’à i° 38' de distance ; fi y sont les gardes ; t cf et a composent la queue.

En général, excepté a, /Set y, les autres étoiles sont peu visibles.

P. Voyez la lettre A . 7 v -

PALLAS, OLBERS $ . Voyez ce dernier mot.

PAON, nom d’une const. aust. , composée de onze étoiles, dont a de la u* grandeur à la tête. Cette const. est placée sous le Sagittaire.

PARABOLE , ligne courbe qui résulte de la section • d’un cône par un plan parallèle au côté du cône j ellene revient donc jamais sur elle-même , puisque les abscisses et les ordonnées croissent ensemble. *

PARALLACTIQUE (lunette), .sorte de lunette qui tourne autour d’un axe dirigé vers le pôle du monde et incliné de 49° à l’horizon de Paris : elle décrit le parallèle de l’astre vers lequel elle est dirigée.

Ô5j. PARALLAXE , arc céleste compris entre le lieu yéritable et lp lieu apparent d’un astre.

On définit aussi la parallaxe , l’angle formé dans le centre d’un astre par deux lignes qui se tirent l’une du centre de la terre, l’autre de sa surface ou de l’œil de l’observateur.

La parallaxe diminue la hauteur d’une étoile et augmente sa distance au zénith ; cet effet est contraire à la réfraction. La plus grande parallaxe possible est à l’horizon j au zénith , où le lieu apparent et le lieu vrai se * confondent, elle est nulle.

Pour rapporter au centre de la terre l’observation faite, à sa surface, d’un astre quelconque, soitS^g. 34) le solcir, la lune ou une planète ; si deux spectateurs , placés en O et O' sous le même méridien EOO'K , observent cet astre à son arrivée dans ce plau, un d'eux le verra suivant OS, et il lui paraîtra situé au point où la sphère céleste est rencontrée par OS prolongé. L’autre verra cet astre suivant O'S. Ainsi les observateurs le jugeront en un lieu différent du méridien céleste, et s’ils en mesurent les distances à leurs zéniths Z et Z', ils auront les angles SOZ et SO'Z' et par suite les sup-

{démens SOC , SO'C. D'un autre côté, les rayons terrestres OC, O'C ont environ 1 433 lieues de longueur. Si E est un point de l’équateur, EO, EO', sont les latitudes connues (>'“ 287 ), des points O et O'. La différence de ces latitudes est donc l’arc OO' qui mesure l’angle OCO'.

' Les deux observations feront donc connaître les angles SOC et SO'C ; comme on connaît en outre le nombre de degrés de l’angle OCO' et les côtés OC et O'C, il sera facile de trouver les autres parties du quadrilatère OCO'S; car, en traçaut sur le papier un angleégalà la différence des latitudes ou à l’angle C, prenant ensuite des parties égales OC, O'C pour représenter le rayon terrestre , qu’on mène les lignes OS , O'S , formant avec* OC et O'C des angles égaux à ceux qu’on a obtenus cidessus, le point S, où se croiseront ce&^leux droites , complétera le quadrilatère et sera la représentation dfl «. lieu de l’astre.

On connaîtra donc : r° les distances OS, O'S aux lieux d’observation. ’

2 0 L’angle OSO' sous lequel un spectateur placé en S verrait la distance OO' de ces lieux.

5° L’angle CSO , parallaxe , sous lequel on voit de le rayon terrestre OC.

4° L’angle ZCS, distance de l’astre au zénith , et supposant l’observateur O placé au centre de la terre. Quoique les dimensions de notre globe soient nulles en les comparant aux étoiles, il n’en est pas de même du soleil, dé la lune et des planètes. S étant l’un de ces corps, on peut remplacer la distance zénithale observée ZOS par l’angle ZCS, dont la grandeur est connue.

5° Enfin, la diagonale SC, qui est la distance cherchée de l’astre au centre de la terre. O 11 mesurera combien OC est contenu de fois dans SC ; ce sera le nombre de rayons terrestres contenus dans cette distance. On a par suite le nombre de lieues qui l’expriment, en multipliant par ï433 (N° 2o5).

Si, au lieu de supposer 00' un arc terrestre, on le prend pour un arc d’écliptique décrit par le centre de la terre , G étant le centre du soleil, on pourra réduire l’astre S, qui paraît être en I' pour l’observateur placé en O , au point Q , où cet astre serait vu du centre C du soleil. OSC , ou , l’angle sous lequel de S on verrait le rayon de l’écliptique, se nomme la parallaxe annuelle, ou de l'orbe terrestre.

La plus grande base qui puisse servir d’échelle pour mesurer des distances considérables , est le rayon terrestre ,433 lieues; mais lorsqu’on a obtenu avec précision la parallaxe solaire, et qu’on en a conclu le rayon de l’écliptique, on peut prendre ce dernier rayon pour unité. C’est par ce moyen qu’on a trouvé avec précision les distances des planètes au soled (N® ao5).

• 558. PARALLAXE DU SOLEIL : cette parallaxe a été conclue de celle de Mars et de Vénus, par suite du rapport des distances. On a cru long-temps que la parallaxe du soleil était de io secondes ; mais le passage de Vénus sur le soleil, observé en 1769 , a appris que cette parallaxe n’est que de 8", 6. Des calculs postérieurement

laits ont donné 9", 58.

Cette détermination de la parallaxe du soleil fait voir que cet astre est 4 01 fois plus éloigné que la lune , puisque sa parallaxe est \oi fois plus petite , à peu près

35g. — DE LA LUNE. Dans les recherches qu on

a faites de la parallaxe de la lune, c’est-à-dire, l’angle sous lequel de la lune on verrait le rayon de la terre, on a trouvé que celui des rayons qui, dans le disque apparent que présente notre globe, passe à la latitude de Paris., a pour valeurs extrêmes JO etôi' 48. En calculant les distances correspondantes 1 , on obtient 63, 84 d’une part, et 55, 92 de l’autre, le rayon terrestre étant pris pour unité. La moyenne, étant 5p , 88 , donne pour distance moyenne de la lune a la

terre environ 60 rayons terrestres , ou 85^8 lieues ; quantité qui est la 4° 2 * partie de la distance solaire ( k» 193.). , ... x • " •’> ■>

Comme la parallaxe horizontale change avec les lieux d’où on l’ohserve , il en résulte que le disque apparent de laHcrre , vu de la lune , n’a pas la même longueur dans tout son contour. Cette inégalité des demi-diamètres résulte de celle, des parallaxes observées, et confirme l’hypothèse de l’aplatissement du globe terrestre sous les pôles ( N° 164 ).

56 0. PARALLAXE DIURNE , est cette différence qui existe entre le lieu où un astre parait vu de la surface de la terre, et celui où ib paraîtrait s’il était vu du centre de notre globe ; on l’appelle ainsi pour la distinguer de la parallaxe annuelle*

56 1. — HORIZONTALE. Un astre qui parait au zénith n’a point de parallaxe , puisque alors le centre de la terre, l’observateur et l’astre se trouvent sur une même ligne droite , qui répond toujours au même point du ciel. Lorsque l’astre au contraire se trouve sur la ligne horizontale ,, sa distance au centre de la terre est toujours la même J mais la distance apparente ZOE (Jîg- 10) étant plus grande que la distance vraie, la diflèrence de ces deux distances forme l’angle OEC, qui s’appelle parallaxe horizontale ; cet angle est mesuré pajç le rayon terrestre. Il suit de là que la parallaxe horizontale est la plus graude de toute?.

3 62. — DE HAUTEUR, se dit lorsque l’astre se trouve entre l’horizon et le zénith \ comme la parallaxe horizontale abaisse la lune d’uu degré environ , et que la différence entre le sinus d’un degré et l’arc d’un dtgré est à peine d’un quart de secoudc, on prend ordinairement l’un pour l’autre, et on établit en général que * la parallaxe de hauteur est égale à la parallaxe horizontale multipliée parle cosinusde la hauteur apparente.

Lorsqu’on connaît la parallaxe horizontale d’une p!a-

nète, il est facile de connaître sa distance: en effet, dans le triangle CEO, on connaît le rayon terrestre CO qui est de i 455 lieues , et 1 angle EOC, qui est droit : si on connaît de plus 1 angle CEO , parallaxe horizontale, la résolution de triangle CEO fera connaître la distance CE. - 565. PARALLAXE DE LATITUDE ET DE LON- GIPUDE. Ces deux expressions ne sont d’usage que dans le calcul des éclipses.

5ti 4- DLS É 1 01 LES. Cette parallaxe est insensible; les disques des étoiles vus dans les plus forts télescopes se réduisent à des points lumineux , et diffèrent par conséquent des planètes , dont les lunettes augmentent la giandeur apparente. La petitesse du diamètre apparent des étoiles est prouvée, surtout par le peu de temps quelles mettent a disparaître dans lrurs occultations pai la lune, et qui, n étant pas d’une seconde , indique que ce diamèti e est au-dessous de cinq secondes de degré.

565. PARALLÈLE, se dit d’une ligne ou d’un plan , également distans d’une autre ligne ou plan, dans toute leur étendue.

Le pai allélisme suppose que jamais les corps qui l'affectent ne se rencontrent.

O 11 appelle cercles parallèle à l équateur , ceux qui sont tirés par tous les degrés du méridien ; ils indiquent les distances à l’équateur.

On appelle sphère parallèles celle où la situation fait confondre l’équateur avec l’horizon , et les pôles avec le zénith et le nadir. La sphère a cette position pour ceux qui sont supposés habiter les pôles. Les étoiles * visibles ne s'y couchent jamais, et le soleil ne leur devient invisible que lorsqu^L paraît décrire cette partie du ciel comprise entre l’équateur et le tropique opposé au pôle d’où on l’observe.

5 66. PARALLÉLISME. On se sert dè ce mot pour in-. »qucr que l’axe de la terre conserve toujours la môme position , quelle que soit d’ailleurs la situation de cette