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d’.tutnnt ]ilas que I.1 ilonsilé cruitra (Invmilagc. Si l’on conçoit l’cpau- Kur »i0 do l’oir |)arl.ig(jo en traiiclios conccnlriquc* de (Uiniitéa crui*santes , ce rayon éprouvera des dévialiuiis continuelles qui le rappruclioront de la verlicidc (n° 1 22^ 4") dans le passage do chaque couche à la suivante, cl suivra la ligne courbe »i0 concave^vers la Terre. Accoutumes à rapporter les objets dans la droite où arrive la lumière , nous jugeons Tastre en M', dans la direction 011' de la tangente à eelto courbe mO. Celte réfraction nous conduit donc à attribuer bus astres une place différcnle de celle qu’ils occupent ; et puisque le corps M nous semble élevé tfn M', l’elfet de la réfraction atmotphériqueg’eterc» ver~ iicalomeut , et accroît la hauteur des astres, en les rapprochant du nénith.

Plus le rayon est obliijue, et plus la réfraction est forte (n° 123 , 4°), la plus grande déviation est produite nu lever de l’astre, où elle est de 23'; l’cdct décroît graduellement jusqu’au lénilh, où il est nul, la réfraction n’ayaiit plus lieu lorsque le rayon iiioideul est perpendiculaire à la surface qui sépare les milieux. Le bâton plongé dans l’eau ne semble plus brisé lorsqu’il est vertical ; et plus il est oblique , plus la fracture apparente est forte.

C’est à la réfraction qu’on doit l’avantage de jouir plus longtemps de la présence du Soleil sur Thoriion. Si l'on conçoit un plan à 33' audessous do l’horiron , les astres nous paraissent se lever et se coucher dès qu’ils atteignent à ce plan. Le temps dont le lever réel précède le inomciil où le Soleil arrive ù l’horizon, dépend de l’étendue de l’are, que décrit l’astre entre ces deux pl.ins , c’est-.à-dire de sa déclinaison et do 1a laütude du lieu. Ainsi , aux solstices , le Soleil so lève à Paris 4'0" avant d’èlre réellement arrivé n l’horicoii.

Un phénomène qui déplace ainsi les astres ne pouvait être néglige dans les calculs astronomiques. On a dit, page 13, qu’il faut, pour obtenir la latitude du lieu et la distance polaire d’une étoile, mesurer les liauteurs méridiennes Uè, Da (fig. 8) d’une oircompolaire a ; la latitude PD est la demi-somme , la distance polaire Pa est la demi-différence de CCS hauteurs vraies, c.-à-d. dégagées de la réfraction qui les affecte. Qu’on observe la polaire a, dont la réfraction est sensiblement constante dans tout le petit cercle èa qu’elle décrit; comme tout s’accorde a donner 70'' pour valeur de ccltc réfraction à Paris, la latitude de cette ville sera connue. D'un autre côté, au zénith Z, la réfraction est nulle, et l’on sait que près du zénith, en A, elle est d’autant do secondes que la distance zénithale AZ a de degrés (6" pour 6", 10" pour 10“. . ,); ainsi , l’on obtiendra la distance zénithale de celte étoile yd. Or, rien n’cit plus facile que de calculer ù tout

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KÉFRACTION. 101$

moment la hauteur Trnio (l’iiiic cloile dont on a la déolinaison , quand la latitude du lieu est connue ; on pourra mesurer des hauteurs siiocessives de notre étoile et comparer les résultats arec ceui du calcul; la réfraction en est la différence. On pourra donc former des tables de réfraction pour toutes les hauteurs , avec toute l’exactitude qui coiirient à ce genre de recherches. C’est ainsi que le célèbre Piacii a opéré.

Ces procédés, purement empiriques, ne font connaître qu’imparfailement les réfractions , parce qu’elles yarient avec la conslitulion de l’atmosphère , o’est-à-dire dépendent de la température et do la densité de l’air. La loi suivant laquelle oet effet est lié à ses causes a été étudiée ayee soin , et c’est un des plus beaux travaux de Lapbice. Ce qui rend cette théorie si curieuse, c’est qu’elle s’accorde parfaitement avec les résultats de l’ubseryntion , du moins quand l’astre est élevé do plus de 0 à lO** ; car au-dessous de ce lcrinc , les vapeurs do l’horiton influent de manière è laisser quelque légère incertitude. Les beaux mémoires de MM. Irorj^s, Kramp, Bessel {7'abuiw Regiomotitanm), donnent des résultats d’une extrémo précision.

12K. Lorsqu’on a observé la hauteur du bord du Soleil ou de la Lune, il faut y apporter trois corrections ;

I" On ajoute ou l’on retrancho lo deini-diamèfre de l’astre, afin d’avoir la hauteur apparente du contre.

2° On ajoute la parallaxe de hauteur dont l’effet est d’abaisser l’astrc (n^SO) relativement à l’observateur placé nu centre de la Terre, pour lequel les tables astronomiques sont composées , ainsi que nous l’avons déjà diU

Lorsque l’astre observé est une étoile', il n’y a ni diamètre apparent, ni parallaxe ; ces deux corrections n’ont pas lieu.

3* On retranche la réfraction de la hauteur; ou l’ajoute au contraire à la distance xénithale apparente : la parallaxe de hauteur et de réfraction sont deux corrections qui se fout toujours eii sens contraire l’une do l’autre.

L’effet de la réfraction sur le diamètre du Soleil et de la Lune, est de faire paraître ces astres aplatis dans le sens vertical , parce que la ' réfraction élève inégalement les deux bords, l’inférieur plus que le supérieur. La différence de ces élévations n’est sensible qu’autant que l’astre est près de l’horizon , parce que ce n’est qu’alors qu’un demidegré de plus eu hauteur sufiit pour produire des effets sensiblement inégaux, à raison de la rapidité avec laquelle les réfractions croissent.

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