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eorrection 3»4o'48",5»

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long, t 3ii.î8.ï9,6 le 14 noïemhreà g''34'43''.

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il62 GÉOMORVHIS I

Si l'on n'eût pas tenu compte des différences a"", ta correction eût été de 5"4o'39",5, ou de g" de plus.

379. Souvent on a besoin du mouvement horaire d'un astre, c'est-à-dire de sa marclie pendant une heure : il faut encore distinguer ici les deux cas où l'on peut supposer les différences i"' constantes, et celui oii l'on n'est pas en droit de le faire avec une siifEsante exactitude.

Dans le premier cas on suppose la marche uniforme, ce qu'on fait toujours quand il s'agit du Soleil ; une proportion suffit pour donner le mouvement horaire. Ainsi, dans l'exemple de la page 359 1 "^^ P*^^ '

Si ^4'' donnent 3i'54'',i de diminution en déclinaison, combien i''? Or, en multipliant les deux premiers termes

par a-, le diviseur devient 60''. Pour diviser le produit

du deuxième terme par 60, il suffira de chan- , ^ r.»

ger les degrés en minutes, les minutes en 21 5i i secondes, etc. Le calcul est fait ci-contre et ^^ g ^k donne 54"45"')a5 = 54",75i pour le mou- —-■- ■ - — vement horaire demandé. *^ '

Ce procédé rend même l'interpolation facile ; car, dans l'exemple de la page SSp, il reste à multiplier le mouvement horaire en déclinaison par 4*" '8"aa'= 4'')3o6) ce qui donne le même résultat 235",8.

380. Mais, lorsqu'on ne veut pas supposer que l'arc est décrit uniformément, on doit, pour trouver le mouvement horaire, calculer la marche en ayant égard auxdîfférenees 2""', pour deux instants écartés d'une heure : la différence entre les deux résultats est le mouvement par heure. Ainsi, dans l'exemple page 36 1, on obtient pour i^io''34'°42'queIavariationde longitude est 6"i6'i9'',29} en retranchant de ce nombre la correction i°^a'^i",^o. déjà obtenue pour l'heure précédente, on trouve que la longitude de la Lune est augmentée en tme heure de 35'3o", 77 : c'est le mouvement horaire à cet instant.

Des réfractions, parallaxes et demi-diamètres.

381 . La lumière des astres se courbe pour arriver à nos yeux, en traversa lit les couches almosphériques de densilés variables : et comme nous rapportons les objets dans la ligue droite où ils nous apparaissent, nous leur attribuons une place un peu diSiéreate de leur lieu réel. Cet effet, appelé

. }-éfraction, est calculé d'après des Tables construites sur les formules qui sont propres à la courbe ou traiectoire des rayons lumineux. C'est dans la direction tangente à l'élément de la courbe qui entre dans notre oeil que nous supposons les corps célestes, qui, par cet effet, nous paraissent un peu plus élevés sur l'horizon qu'ils ne le sont réellement, mais toujours dans le plan vertical où ils se trouvent.

La Table de la Connaissance des Temps donne, par une interpolation semblable à celle du u" 377, la réfraction propre à toutes les hauteurs des astres ou leurs distances zénithales. Ainsi, lorsqu'on a observé qu'une étoile est à 10° i5'48" d'élévation au-dessus de l'horizon, comme la refraction est alors, d'après la Table, de 5'ii'',8, en retranchant, on trouve que, s'il n'y avait pas d'atmosphère, la hauteur n'eût été que de lo^io'SÔ",».

Mais la température et la pression de l'air agissent pour produire la réfraction , et la Table suppose que le thermomètre centigrade marque 10 degrés et que la colonne de mercure du baromètre est à 760 millimètres. Si donc l'état de l'atmosphère n'est pas tel', il faut faire éprouver à la réfraction de la Table une correction dont l'ouvrage donne le calcul. C'est le nombre ainsi corrigé qui est la véritable réfraction, et tju'ilfaut retrancher de la hauteur observée.

Quand l'opération, au lieu de faire connaître la hauteur d'un astre, en donne le complément ou la distance au zénith, il faut au contraire y ajouter la réfraction.

382. SoitL {fig. 137) im astre observé d'un lieu O de la Terre CO; le spectateur le rapporte au point K de la

364 CÉOMORPHIE ASTBOKOMIQIIE.

splièro céleste , où elle est reiicoutrée par le prolongeroeDt du rayon visuL't OL. Un autre observateur ne jugerait donc pas l'astre au même point du ciel. Comme les ëphémérides sont destinées à servir en tous lieux , on a dû supposer que l'observateur occupe une place déterminée : cette place est le centre même C de la Terre. Ainsi les Tables astronomiques supposent toujours que le spectateur occupe ce centre C, et il faut faire aux arcs observés les corrections propres à les ramener à ce que sont ces mêmes arcs pour l'observateur placé au centre C. On a donné le nom de parallaxe à l'angle L sous lequel un spectateur situé dans un astre L verrait le rayon terrestre OC,

Plus l'astre L est éloigné , plus cet angle I. est petit : Jï atteint à peine 8 secondes pour le Soleil ; mais il est tout à fait insensible pour les étoiles , à cause de leur immense éloignement. Et même on peut dire qu'une étoile, vue après six mois d'intervalle, c'est-à-dire lorsque la Terre est au point opposé de son orbite, dont le diamètre a 70 millions de lieues, nous paraît occuper le même point du ciel. Ainsi la parallaxe des étoiles est nulle, et il n'est nécessaire de faire aucune correction aux arcs observés de la surface de la Terre, pour être rigoureusement en droit de les réputer observés du centre.

383. Mais il n'en est pas de même pour le Soleil et surtout pour la Lune. Celle-ci n'est éloignée de nous que de 60 rayons terrestres; elle parait donc occuper des points du ciel très-dilTérents lorsqu'on la voit du centre de la Terre ou des divers points de sa surface. Dans certains cas, la parallaxe est de plus d'un degré. Conune la distance CL est insensible quand on la compare à celle des étoiles, l'angle ou parallaxe ILK est le déplacement apparent que l'astre L éprouve lorsqu'on le voit de 0, au lieu de le voir de C, Ainsi 1" la parallaxe s^exerce entièrement dans un plan vertical, ainsi que la réfraction; mais elle agit en sens contraire et paraît abaisser l'astre; 2° il faut l'ajouter