( 567 ) 



ASTRONOMIE PHYSIQUE. — Sur les réfractions atmosphériques; 



par M. BioT. 



« Dans la dernière séance de l'Académie, je me suis engagé à établir la 

 proposition suivante : 



» Remonter de la réfraction opérée entre des signaux terrestres, à la 

 réfraction astronomique, par des résultats transportés de la première à la 

 seconde, c'est un mode de réduction, qui, bien que théoriquement admis- 

 sible au point de vue mathématique, conduirait à des conséquences vicieuses 

 dans l'application. 



» Une étude plus attentive du sujet m'a fait reconnaître que la première 

 partie de cet énoncé renferme une concession beaucoup trop large. Lorsque 

 la foriiuile approximative qui donne la réfraction terrestre proportionnelle 

 à l'angle au centre, a eu son coefficient de proportionnalité numériquement 

 déterminé par des observations faites à de petites hauteurs, elle n'est plus 

 assez générale pour qu'on puisse l'étendre, même comme hypothèse analy- 

 tique, à toute la masse gazeuse de notre atmosphère, parce que la valeur 

 particulière assignée ainsi à ce coefficient serait presque toujours autre que 

 la stabilité de cette masse ne l'exige, dans l'état de stratification qu'on lui 

 attribue. Cette impossibilité, dont on verra ci-après la preuve, rend mon 

 dissentiment avec M. Faye encore plus complet que je ne l'avais témoigné 

 d'abord. 



» Ces dénominations, de réfraction terrestre et de réfraction astrono- 

 mique, sont impropres. La première n'est que la petite partie de la seconde, 

 qui s'opère dans les couches d'air les plus basses et les plus rapprochées 

 de l'observateur, aux distances restreintes où des signaux érigés sur la sur- 

 face convexe de la Terre peuvent lui être visibles. Concevez une trajectoire 

 lumineuse, qui, partant d'une étoile, parvienne à son œd sous une certaine 

 distance zénithale apparente, après avoir traversé toute l'atmosphère. La 

 somme des déviations que le pouvoir réfringent des couches aériennes aura 

 fait subir au rayon lumineux, dans le sens vertical, sur toute l'étendue de 

 ce trajet, composera la réfraction astronomique, qui, ajoutée à la distance 

 zénithale apparente, donnera la distance zénithale vraie, sous laquelle 

 l'étoile aurait été vue directement à travers le vide. Maintenant supposez, 

 que, dans le plan vertical qui contient cette trajectoire, on érige im signal 

 vertical qui l'intercepte, et qui demeure seul visible pour l'observateur par 

 la lumière propre qui en émanera. Ce signal devra être d'autant plus élevé 

 au-dessus de la surface convexe de la Terre qu'il sera plus distant j et cette 



