RÉFRACTION ATMOSPHÉRIQUE

n. léftraotion atmoaplièriqae. — Hirage.

tfiss. RéfipaetioB atnosphériqve. — Les gaz réfractent la lumière, mais faiblement. Ce phénomène se remarque surtout sur les rayons des astres, pénétrant dans Tatmosphère. Comme Tair augmente graduellement de densité à mesure qu'on se rapproche de la surface de la terre, ces rayons sont infléchis en ligne courbe , et les astres paraissent plus élevés au-dessus de l'horizon qu'ils ne le sont réellement. Considérons, par exemple, une étoile placée dans la direction S (fig. 1469) un peu au-dessous de l'horizon du point m de la surface de la terre, et qui, par conséquent, ne pourrait être vue de ce point s*il n'y avait pas réfraction. Supposons l'atmosphère partagée en couches concentriques infiniment minces et dont la densité crott à mesure qu'on descend. Un rayon Sa, en pénétrant dans la première couche d'air, se rapprochera de la normale an"'\ et prendra la direction ac; en pénétrant en c dans la seconde couche, qui est plus dense que la première, il se rapprochera aussi de la normale en'", et ainsi de suite jusqu'à ce qu'il parvienne au point m, après avoir décrit une ligne brisée , qui se confond avec une courbe continue parce que les couches d'air sont inGniment minces. L'observateur placé en m verra alors l'étoile en S', dans la direction du dernier élément rm de la courbe. Cet astre paraîtra donc au-dessus de l'horizon, tandis que , en réalité, il se trouve un peu au-dessous. On a donné le nom

de solaire à la courbe am : sa forme a beaucoup occupé les géomètres , depuis Lahire, Taylor et Bouguer qui l'ont, les premiers, étudiée.

La réfraction atmosphérique, ainsi nommée par M. Biot, avait été d'abord désignée sous le nom de réfraction astronomique quand il s'agissait des rayons des astres, et de réfraction terrestre quand ces rayons partaient d'objets situés à la surface de la terre. La réfraction atmosphérique est nulle pour les rayons verticaux, et d'autant plus prononcée pour les rayons obliques, qu'ils sont plus rapprochés de l'horizon, près duquel ils ont à traverser des couches d'air plus nombreuses, plus denses et plus inclinées sur leur direction* C'est pour cela que les étoiles circompolaires paraissent plus près du pôle à leur passage au méridien inférieur qu'à leur passage au méridien supérieur ; que les constellations, la lune, le soleil paraissent aplatis dans le sens vertical, quand ils sont près de l'horizon, les rayons envoyés par les parties inférieures étant plus déviés que ceux qui viennent des parties supérieures, lesquels paraissent alors moins relevés que les autres'. — On a quelquefois observé

> Les coDslellations et les astres paraissent en même temps beaucoup plus grands près de rborixon que près du zéniUi. Nous reviendrons plus tard sur cette illusion, en parlant du jugement de la grandeur des objets, lorsque nous étudierons la yision.

des éclipses totales de lune pendant que le soleil paraissait au-dessus de rhorizon; par exemple, à Paris, le 19 juillet 1750. Les centres des deux astres et de la terre semblaient n*étre pas en ligne droite, et ce fait avait beaucoup intrigué les astronomes. C'était la réfraction atmosphérique qui fiiisait paraître les deux astres en même temps au-dessus de Thorizon, au moment de Téclipse. — La lueur rougeàtre qui illumine le disque lunaire pendant qu*il est éclipsé, est due aux rayons solaires infléchis dans Talmosphère de la terre, et pénétrant dans le cône d'ombre qu'elle projette. — C'est à la réfraction des rayons lumineux dans l'air irrégulièrement dilaté et en mouvement, qu'est dû le tremblement apparent des objets vus derrière une surface fortement échauffée, comme celle d'un poêle, ou une plaine frappée par le soleil.

Les objets très élevés, comme les sommets des montagnes, paraissent plus haut qu'ils ne sont, les rayons qui arrivent à l'observateur placé dans la plaine étant infléchis en pénétrant dans les couches inférieures de l'atmosphère. Il est important de tenir compte de cet effet dans les mesures géodésiques, dont il peut affecter les résultats, d'erreurs importantes ; et c'est là une des causes qui font le plus souvent préférer le baromètre, pour la mesure des montagnes dont le sommet est accessible.

i9S4. Tables de réfrmetioB. — La réfraction astronomique était connue des anciens ; Àrchimède parait y avoir le premier songé, et Ptolémée, puis Âlhazen, reconnurent son influence sur la position des astres. Tycho-Brahé tenta plus tard de faire des corrections pour débarrasser les observations astronomiques de cette cause d'erreur. On a construit, depuis, des tables dites astronomiques ou de réfractions, où sont consignées les corrections à faire pour les différentes hauteurs apparentes au-dessus de l'horizon. Les premières sont dues à D. Cassini. La méthode qu'il dut employer consistait, d'après Montucla, à observer les hauteurs d'une étoile au-dessus de l'horizon, à différentes heures, et à les comparer aux hauteurs calculées, en partant de la régularité du mouvement diurne. La hauteur h du pôle étant elle-même influencée par la réfraction, on observe à quelle heure l'étoile se trouve à cette hauteur erronée ; la différence avec la hauteur calculée de Tétoile donne la correction à faire subir à h, mais seulement approximativement, puisque la hauteur de l'étoile est calculée au moyen de la hauteur du pôle, qui n'est pas exacte. On calcule ensuite les hauteurs de l'étoile plus exactement, en partant de cette hauteur du pôle corrigée, ce qui sert à lui faire subir une nouvelle correction, et ainsi de suite, en appliquant la méthode des corrections successives (1,26).

Comme il est impossible de construire des tables de degré en degré, surtout au-dessus de 45°, où la déviation n'est que de 59", on emploie des formules d'interpolation pour les hauteurs intermédiaires à celles qui ont été observées directement, ou bien l'on cherche par le calcul, en faisant certaines suppositions vraisemblables sur la constitution de l'atmosphère, une relation entre les distances zénithales et les réfractions. C'est ce qu'a essayé de faire D. Cassini;

REFRACTION ATMOSPHÉRIQUE.

il suppose que Tatmosphère forme une couche homogène dans laquelle le rayon, dévié à son entrée, marche en ligne droite, et donnant à cette couche la densité et Tépaisseur convenables pour satisfaire aux réfractions obsenées directement, il parvient à calculer une table qui représente d*une manière remarquable tous les résultats de Tobservation, jusqu'à 70"" de la verticale. Mais plus présdeThorizon, cette table n*est plus exacte. Newton a aussi déduit de calculs mathématiques, une table de réfractions qui montre que, pour les faibles distances zénithales, les déviations sont sensiblement proportionnelles aux tangentes de ces distances. EnGn, Bradley a énoncé cette loi générale, dont Lagrange a donné la démonstration mathématique, que, dans un même état de Tair, les réfractious sont proportionnelles aux tangentes des distances zénithales apparentes, diminuées d*un multiple de la réfraction elle-même. Le multiplicateur varie avec l'état de l'atmosphère au moment de Tobservation ; mais comme il affecte une quantité très petite, on se contente d*adopter une valeur moyenne, qui est 3,5. Pour donner une idée de la grandeur de la réfraction astronomique, nous extrayons quelques résultats des tables déduites des formules de Laplace. Ces résultats se rapportent à un état moyen de Tatmosphère; ils varient un peu quand la température et la pression changent, mais ils sont indépendants de l'état hygrométrique, quand on observe à plus de 10 à ib"" au-dessus de l'horizon. Les nombres consignés dans les colonnes des réfractions, sont à retrancher des distances zénithales observées, quand on veut faire la correction.