RÉDUCTION DES DEGRÉS EN TEMPS, ET RÉCI- PROQUEMENT (N

092. — A L’ÉCLIPTIQUE ; différence qui existe entre l’argument tle latitude et la distance d’une planète au nœud comptée sur l’écliptique,' c’est-à-dire, la différence entre AP et AL (Jig- i 4 K Ainsi , pour calculer la réduction à l’écliptique , il suffit de résoudre le triangle APL, et de chercher l’arc AL de l’écliptique. Cet arc sera plus petit que l’argument de latitude AP, de la quantité de la réduction à l’éclip-. tique 5 il sera plus grand après 90°.

Lorsque la réduction à l' écliptique a été ajoutée à la longitude de la planète dans son orbite, ou retranchée suivant le cas, on a la longitude vraie réduite à l’écliptique, qui est celle que les astronomes emploient dans leurs calculs.

392 bis. — AU MÉRIDIEN. Les tables des réductions au méridien , qu’on trouve dans les lïphémérides , donnent les quantités dont un astre monte pour atteindre le méridien, lorsqu’il en est encore éloigné de quelques minutes de temps. Elles fout connaître, pour les io' qui précèdent ou qui suivent , le passage tl’un astre par le méridien , les valeurs de tous les angles horaires compris dans cet intervalle j l’usage en aété exposé ( N° 287) -, on les emploie aussi au calcul de l’obliquité de l’écliptique , d’après les observations des hauteurs méridien-

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nés du soleil près les solsliccs, et au passage de cet astre par les équinoxes.

RÉFLEXION (cadran à), sorte de cadran solaire, qui indique les heures au moyen d’un miroir placé de manière qu’il réfléchit les rayons solaires au haut d’un plafond où les heures sont tracées. Ce cadran est entièrement hors d’usage.

REFLUX , mouvement réglé de la mer qui se retire et qui s’éloigne du rivage après le flux (N° 255).

3g5. RÉFRACTION , changement de direction qui se fait dans un rayon de lumière, lorsqu il passe obliquement par des milieux différCns; de là vient la réfraction astronomique , détour ou changement de direction qu’éprouvent les rayons des corps lumineux, lorsque ces rayons passent dans l’atmosphère terrestre : l’effet en est que les astres paraissent plus élevés au-dessus de 1 horizon qu’ils ne lesont réellement j si un astre envole un rayon Mm ( fig. 3 7 ), la direction ne se conservera plus rectiligne à son entrée dans l’atmosphère, et le rayon déviera d’autant plus que la densité croîtra davantage: ce qui a lieu en proportion de la proximité de la surface de la terre j ce rayon suivra la ligne courbe mO concave vers la terre. On juge l’astre en M' dans la direction OM' de la tangente à cette courbe («O, parce qu’on rapporte toujours les objets suivant la ligne droite où arrive la lumière. C’est ainsi qu’on attribue aux astres une place différente de celle qu’ils occupent, et puisque M paraît élevé en M', on conclut que 1 effet de la réfraction atmosphérique s’exerce verticalement , et accroît la hauteur des astres en (es rapprochant du zénith. ,

La réfraction est en raison de l’obliquité des rayons ; la plus grande de toutes a lieu à l’horizon ; elle décroît graduellement jusqu’au zénith où elle est nulle, parce que le rayon incident est perpendiculaire à la surface qui sépare les deux milieux ; effet analogue a celui produit par un bâton p'ongé dans l’eau. Vertical , il ne

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semble phi 9 brisé , et plus il est oblique , plus la fracture paraît forte.

La réfraction horizontale est évaluée à 55 ' de degré , c'est-à-dire, que les astres sont encore de 55 ' au-dessous du plan de l'horizon , lorsque noys commençons à les apercevoir. On doit,donc sans cesse avoir égard à ce phénomène, dans toutes les operations astronomiques, et la correction deréfractionest un élément qui accompagne tous les calculs.

Comme la densité de l’atmosphère varie considérablement,. les tables de réfraction qu’on a construites deviennent presque inutiles ; les erreurs peuvent provenir à la fois de la température, de la densité de l’air et de la hauteur de l'astre observé.

M. Laplace , dans un travail fait avec l’exactitude qui distingue cet illustre géomètre, a donné la théorie suivant laquelle cet effet est lié aux causes qui le produisent; voy. sa Méc. cél., IV , page 271. Cette théorie s’accorde parfaitement avec les résultats de l’observation , quand l’astre est élevé de io° au-dessus de l’horizon ; car, au-dessous de ce terme, les vapeurs influent de manière à rendre le calcul impossible (N°70 et 16'i).

Pour les corrections de réfractions , nécessaires pour déterminer l’heure du lever et du coucher appareils , voy. N° 70. N %

RÉFRACTION ( cadran à ) , espèce particulière dé cadran, qui n’est plus d’aucun usage.

RÉFRANGIBILITÉ, disposition que les rayons de lumière ont à être réfractés. Newton est le premier qui ait déterminé les lois de la différence de réfrangibilité des rayons lumineux.

L^rayons réfléchis par les corps opaques sontsoumis aux mêmes lois ; voy. le Traité d’optique de ce philosophe anglais.

RÈGLE ( la ) ET L’ÉQUERRE, const. aust. de i 5 étoiles, dont une de 5 e grandeur, qui est la plus belle.

3&j. RÊS

RÉGULUS, nom de l’étoile a du Lion. t^oy. cette coiist.

3g4- RELÈVEMENS ASTRONOMIQUES. Dans la confection de la carte d’un pays, on joint les points les plus remarquables par des droites qui forment un réseau de triangles. L’un des côtés pris pour base doit être mesuré avec soin j ensuite on observe les divers angles de tous ces triangles , et on en conclut les longueurs de tous les côtés. Il ne reste ensuite qu’à orienter ce réseau , par la mesure des azimuts de ses côtés. Pour cet effet , on imagine un signal placé au loin dans la méridienne ; l’angle formé par la direction de chaque côté de triangle avec la ligne de mire, est l’azimut demandé.

A la mer , on se sert de la boussole pour le même cflet , quand les observations astronomiques sont impossibles. Un observateur mesure les distances angulaires des divers points d’une côte, à un point déterminé , placé dans la direction que suit le navire. On dirige en même temps les piunules de la boussole vers ce dernier point , et l’aiguille en détermine l’azimut. Les azimuts des autres lignes observées s’en suivent aisément, parce que la déclin, de l’aiguille est connue

RENARD (le) ET L’OIE , const. boréales qui ont 35 étoiles , dont une de 3* grandeur au nez.

RENNE (la ), const. boréale de 12 étoiles, dont 4 de 5* grandeur , et 8 de G*.

RÉSISTANCE. Tout concourt à prouver que les planètes se meuvent dans le vide. La matière élhérée des anciens aurait nécessairement dû produire une résistance qui eût été aperçue avec les autres inégalités séculaires, quelque faible qu’elle eût été. Cette doctrine , cffccord avec la théorie de l’a t traction , détruit à jamais le système des tourbillons et du plein de Descartes ( N° y5 ).

On doit cependant avouer que la lumière et le calo-

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riquc traversent l’espace qui sépare les planètes du soleil, et le remplissent en quelque sorte.

Quelques astronomes , qui n’admettent pas la force de projection, expliquent le mouvement orbiculaire des )

planètes, en supposant une atmosphère très-dense et immense au soleil , qui , par sa rotation sur son propre axe ( produit par une cause jusqu’ici inconnue ) en a5 jours à peu près, imprimerait un mouvement semblable à cette atmosphère, qui entraînerait nécessairement les planètes à décrire des courbes autour de cet astre j elles seraient alors mises en mouvement par un levier, dont le bras serait le rayon vecteur de chaque planète.