Z R E T

glace ; car si le trait est aster marqué ,la glace sera coupée & se cassera facile-ment dans l’endroit marqué ; que si au-contraire il n'est pas aslèz marqué pourque la glace soit coupée, il ne fera pasvisible , même au microscope ; on neverra qu’une espece de rainure route rabo-teuse. Ainsi, on doit regarder toute ma-chine ou instrument où son parle de tracerdes lignes bien distinctes fur une glace ,comme absolument impraticable.

JSlous ajouterons a cette description duréticule celle de M.. de la Lande, & letesteur nous [aura bon gré de la lui avoirmise sous les yeux.

RÉTICULE , ( Afironom. ) instrumentcomposé de plusieurs fils, & qui se placeau foyer d’une lunette pour mesurer lesdiamètres des astres ou pour observerles différences de leurs passages. 11 y ena de deux sortes principales; savoir, le :réticule de & le réticule rhomboïde.Le champ d’une lunette simple , tel queíe cercle A C B E fig 47. des pL d’Aflron.Suppl. des Planches, est ordinairementgarni d’un châssis dans lequel il y a quatrecheveux ou quatre sils tendus. Un desfils, comme A B , est destiné à repré-senter le parallèle à séquateur ou la di-rection du mouvement diurne des astres.Le fil horaire C E qui lui est perpendi-culaire , représente un méridien ou cerclede déclinaison ; & les fils obliques N O ,

L A/font des angles de 45 d avec les deuxpremiers.

Lorsqu’on veut mesurer la différenced’ascension droite & de déclinaison entredeux astres pour connoître la positiond’une planète par le moyen de celle d’uneétoile , on incline le fil A B , de maniéréque le premier des deux astres le suive& le parcoure exactement, & l’on ob-serve l’heure , la minute & la secondeoù cet astre passe au centre ? ou à Pin—tersection des fils. Quand le second astrevient à traverser la lunette à son tour ,íl décrit une autre ligne VEDGR pa-rallèle à. A P B. On compte l’instant oùil arrive en D , c’est-à-dire, sur le mêmecercle horaire de déclinaison C DP E ,où l’on a observé le premier astre enF , & la différence des tems donne la 1

R E T

différence d’ascension droite des deuxastres.

Pour trouver la différence de déclinaisonou la perpendiculaire P D comprise entreles parallèles A B & FR des deux as-tres, on compte le moment où le secondastre passe en F & en G. L’intervallede tems, converti en degrés & multipliépar le cosinus de la déclinaison de l’astre,donne l’arc FDG , dont la moitié F Dest égale à D P , à cause de sangle EP D. Supposé de 45 d , c’est la différencede déclinaison cherchée.

M. Bradley & M. de la Caille ontsubstitué le réticule rhomboïde au réticulede 45 d . C’est aujourd’hui le plus usitéparmi les astronomes. Le réticule de 4^ d .a deux inconvéniens que M. Bradley avoulu éviter dans celui-ci ; c’est , i°. derendre inutile une partie du champ de lalunette ; savoir , les deux segmens M CL , M E 0 , qui se trouvent en haut &en bas ; 2 0 . d’embarrasser considérable-ment le centre P de la lunette par 1 in-tersection de plusieurs fils, en forte quel’astre peut y passer souvent sans êtreapperçu.

Le réticule de M. Bradley est forméd’un rhomboïde B E D F ( fig. 48 ) , danslequel une des diagonales F D est doublede l’autre E F. Pour le tracer on sup-pose un quarré A G H C , dont les côtésA C & G FI soient divisés chacun en deuxparties égales en D & en F du pointB ; l’on tire aux angles A & C les lignesB A, B C , & du point D aux angles G& H les lignes D G, D H ; ces quatrelignes forment, par leurs intersections ,le rhomboïde B E , D F : F F est la moi-tié de A C, & par conséquent la moitiéde B D , si en quelque endroit de ceréticule on tire une ligne e d f parallèle âla base F F, la perpendiculaire B d seraégale à la base es , comme F D est égaîà A C , c’est-à-dire, que la largeur d’unepartie de ce rhomboïde est toujourségale à la hauteur ; au lieu que dans leréticule de 45 e1 . la base étoit double dela distance au centre.

Lorsqu’on veut comparer avec ce rê~tieule une planette à une étoile, on faiten sorte que le premier des deux astres

parcoure