PARALLAXE

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 Conn. de* Tem * donne, par une interpolation semblable à celle du n° 377, la réfraction propre à toutes les hauteurs des astres ou leurs distances zénithales. Ainsi , lorsqu’on a observé qu’une étoile est à io° 16' 4 8" d’élévation au-dessus de l’horizon , comme la réfraction est alors , d’après la table, de 5' 1 1",8, en retranchant, on trouve que, s’il n’y avait pas d’atmosphère, la hauteur n’eût été que de io° 10' 3 6", 2.

Mais la température et la pression de l’air agissent pour produire la réfraction , et la table suppose que le thermomètre centigrade marque 1 o°, et que la colonne de mercure du baromètre est à 76omœ. Si donc l’étal 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 qu'il faut 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.

38a. Soit L (fig. 1 27) un astre observé d’un lieu O de la Terre CO ; le spectateur le rapporte au point K de la sphère céleste, où elle est rencontrée par le prolongement du rayon visuel OL. Un autre observateur ne jugerait donc pas l’astre au même point du ciel. Comme les éphémérides 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 et plus cet angle L est petit : il atteint à peine 8" pour le Soleil; mais il est tout à fait insensible pour les étoiles, à cause de leur immense éloignement. Et même on

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peut dire qu’une étoile, vue après six mois d’intervalle, c.-à-d. lorsque la Terre est au point opposé de son orbite, dont le diamètre a y o millions de lieues, nous parait occuper le même point du ciel. Ainsi la parallaxe de* étoile* e*t 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 paraît donc occuper des points du ciel très différents 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. Comme 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 O, au lieu de le voir de C. Ainsi i° la parallaxe t'exerce entièrement dan* un plan vertical, ainti que la réfraction ; mais elle agit en *ens contraire et parait abaisser F astre ; 2° il faut F ajouter aux hauteurs observées de O, pour obtenir celles qu’on observerait de C.

384. Lorsque l’astre L est à l’horizon du spectateur O (fig. 1 28), l’angle L est appelé la parallaxe horizontale de cet astre. Et comme les rayons OC = R de la Terre sont un peu inégaux , plus le rayon R est grand et plus l’angle L l’est aussi. Lorsque le point O est sous l’équateur, l’angle L est la parallaxe horiz. équatoriale. C’est cet angle qui est donné pour chaque midi et chaque minuit dans la Conn. des Tenu, et sert à l’obtenir pour les autres heures par interpolation. Cette parallaxe fait ensuite connaître celle qu’il faut prendre en tout autre lieu de la terre , et pour toutes les hauteurs de la Lune, ainsi que nous allons l’expliquer. Comme les distances lunaires varient rapidement, et même assez considérablement, ce qui résulte de l’excentricité de son orbite elliptique, il a été-nécessaire de donner la parallaxe de 12 en 12 heures.

La parallaxe du Soleil est trop petite pour que l’inégalité des rayons terrestres la fasse varier sensiblement. On a des tables (fui