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514 III* PARTIE. LETTRE Ctl.

qii# M ooQlînuatîon NO passe prëciaëineni à Tœil O. Le rayon réfracté NO ne se trouve donc pas en ligne droite avec le rayon SM ; et si l'on continue NO vers s y la continuation Nj fera un angle avec le rayon NS, savoir, l'angle SN^, qui est le même qu'on nomme la réfraction, et qui est d'autant plus grand que l'angle SNR, sous lequel le rayon SN entre dans Tatmosphèn», est plus aigu, comme je l'ai remarqué dans la lettre précédente.

V. Par conséquent , c'est à présent le rayon NO qui dépeint dans nos yeux l'image de l'étoile S ^ et qui nous la rend visible ; et comme ce rayon nous vient dans la direction NO, tout comme si l'étoile s*y trouvait, nous jugeons aussi actuellement l'étoile située dans la direction NO, ou bien dans sa continuation quelque part en i^. Ce lieu .f étant difTéient du véritid)le S^ on nomme s le lieu apparent de l'étoile , qu'il fiiut bien distinguer du véritable lieu S où nous verrions l'étoile , s'il n'y avait point d'atmosphère.

VI. Maintenant, puisque nous voyons Téloile par le rayon NO, l'angle NOR que fait ce rayon NO avec l'horizon est la hauteur apparente de l'étoile; et quand on mesure, par le moyen des instruments propres à cette opération, l'angle NOR, on dit qu'on a trouvé la hauteur apparente de l'étoile ; la hauteur véritable étant, comme nous venons de le voir, Fangle ROS.

VII. De là il est évident que la hauteur apparente RON est plus grande que la hauteur véritable ROM, de sorte que les étoiles nous paraissent plus él

DES H^FRACTIOMS ASTAONOMIQUES. ^|&

*i|i ftiHTfiB de l'horizon qu'elli^ ne le sont efi efiet^ ei que cela arrive par la même raison que le^ étoikfei nous paraissent déjà dans l'horûio», quand elkft soilt eiiGcmi aurdesâous. Or, l'excès dont la bauteilv apparente. aurpMSse la véritable e^ l'angle AipiNr qui ne diffère pas .de l'angle SNi^ y qu'o|) liOmm^ la véfraclioD^ Car, quoique l'apte ^N.r, ^^çomure étant r^^terue au triaa§l^ SfiiO» soit 4gal 9ttx deux. inieriMs opposé» SON et 1H30 pris ensemble,, il faut cotisSÊdér rer qil^à cause du l^rvibie éloignemaot dea étoiles^ lea lignes OS et NS # oftt :)iapaUèlefty et -^naéquem* Hient l'angle OSN s'évadouîl; dé sorte que l'angk SON ^sl presque égal à l'angle de réfraef ion SN^.

VIII. Ayant donc trouvé la hauteur appareille d'une étoile, il en faut retrancher la réfraction pour avoir sa véritable hauteur, qu'il n'est pas possible de connaître autrement que par ce moyen. Pour cet effet, les astronomes se sont donné beaucoup de peine afin de découvrir exactement la réfraction qu'il faut retrancher de chaque hauteur apparente , ou dont il faut baisser davantage le lieu apparent d/e l'étoile pour avoir son véritable.

IX. Après une longue suite d'observations, ils ont enfin dressé une table qu'on nomme la table de réfraction, qui marque pour chaque hauteur apparente la réfraction ou l'angle qu'il faut en retrancher. Ainsi, lorsque la hauteur apparente est nulle, ou que l'étoile parait dans l'horizon, la réfraction est de 32 minutes dont il faut baisser l'étoile sous l'horizon. Mais, pour peu que l'étoile paraisse élevée au-dessus de l'horizon, la réfraction devient I>eau-

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coup moindre. A la hauteur de 1 5 degrëd, la rëfraodon n'est plus que de 4 minutes \ à la hauteur de 4o degrés, elle n'est que d'une teinUte; et pour de {dus grandes hauteurs, la réfraction devient de plus en plus petite, jusqu'à ce qu'elle s'évanouisse entièrement à la hauteur de 90 d^rés.

X. Cela arrive lorsqu'une étoile est vue dans le zénith même ; car alors sa hràteur est de 90 degrés, et la hauteur véritable est la même que l'apparente. Ou bien, nous sommes assurés qu'une étoile que nous voyons dans le zénith s'y trouve actuellement , et que la réfraction de l'atmosphère n'en change point la place , comme il arrive dans toutes les autres situations.

FIN DIT TOMF. SKCOKI) ET DKRKIKA.