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ASTRONOMIE. — Délerminatioii de V erreur de la constante de la réfraction 

 astronomique, par les observations méridiennes. Note de M. A. Gaillot, 

 présentée par M. Mouchez. 



(( La méthode générale consiste à comparer les valeurs de la latitude 

 d'un lieu déterminées par l'observation des culminations supérieures et 

 inférieures de deux étoiles inégalement distantes du pôle. La seule addition 

 essentielle que nous proposerons consiste à prendre deux étoiles ayant 

 même ascension droite, ou, praticpiement, des ascensions droites très peu 

 différentes. 



» En désignant respectivement par z et z' les distances zénithales appa- 

 rentes observées d'une étoile à la culmina tion supérieure et à la culmina- 

 tion inférieure, et corrigées des erreurs instrumentales, par 9 et ç' les ré- 

 fractions totales correspondantes, par î^ et C les distances zénithales vraies, 

 on aura, pour la double différence A, des valeurs conclues de la latitude 



» Si la constante employée rde la réfraction était rigoureusement exacte, 

 ainsi que la constante employée/ de la flexion, on devrait avoir A = o; 

 mais si ces deux constantes doivent recevoir respectivement les correc- 

 tions tr et y, le second membre ne s'annulera cjue si l'on ajoute à chaque 



distance zénithale la correction -^Ir+y ûwz, ou <^^ -^Ifûnz, par 



toutes les formules de la réfraction, en négligeant, dans la formation de la 

 dérivée, la variation de très petits termes dépendant des puissances supé- 

 rieures de r. 



» On aura alors 



A = 7 [(?; - ?'.) - (?t - ?2)] + y[(si»i='2 - sin-,) - (sin:?, - sin;,)] 

 ou 



(2) A = F.8r-l-(T.S/ 



en posant 



F = 7[(?; -?'■)-(?>-?=)] 



et 



c = (sin^!, — sin^'i) — (sin^, — sin^îj). 



