DES PETITS MOUVEMENTS DES ÉTOILES. 77 



naison (deux par le cercle et deux par le triangle du micromètre), chacun de 

 ces couples nous donnera le coefficient numérique de la réfraction à jj- de sa 

 valeur. Une série de six heures d'observation fournirait donc cette constante 

 avec une erreur probable moindre que celle qui affecte le résultat définitif 

 de Del ambre, ou peut-être même celui de Bessel. 



A plus de 60° de distance zénitale, les effets de la réfraction deviennent 

 considérables ; mais il est plus difficile d'en suivre les lois. Au lieu d'en tirer 

 le pouvoir réfringent d'une atmosphère de constitution donnée, on en déduirait 

 plus aisément la constitution actuelle de l'atmosphère qui manifeste le pouvoir 

 réfringent observé. Cette étude rentre dans le domaine du météorologiste, plu- 

 tôt que dans les attributions de l'astronome., et je me borne ici à l'indiquer. 



28. Pour étudier les cercles diurnes, nous avons pris un repère voisin du 

 pôle. Pour examiner des mouvements qui sont sans relation avec l'horizon, 

 on choisira des groupes situés arbitrairement dans le ciel. Considérons 

 d'abord des différences de déclinaison. Nous supposerons maintenant que les 

 observations soient corrigées pour les réfractions absolues. Nous avons vu 

 comment il est possible d'en obtenir la constante avec une très- haute pré- 

 cision. On pourrait aussi choisir des astres qui présentent les mêmes dis- 

 tances zénitales, ou à peu près, au nord et au sud du zénit. Mais, en général, si 

 l'on observe les deux étoiles lorsqu'elles reviennent aux mêmes situations par 

 rapport à l'horizon, la réfraction aura peu d'influence sur leurs distances. 



Dans les différences de déclinaison entre deux étoiles d'un même cercle 

 horaire, la nutation et la précession s'éliminent, les formules qui donnent les 

 composantes de ces corrections suivant le cercle horaire étant indépendantes 

 de la déclinaison. Les seules corrections célestes dont l'effet demeure apparent 

 sont donc l'aberration et la parallaxe annuelles. 



Nous allons considérer l'aberration avec quelque détail, et ce que nous 

 dirons de cette correction s'applique semblablement à la parallaxe, dont les 

 équations sont de même forme. 



Si l'on appelle a la constante de l'aberration, la correction de déclinaison 

 d'une étoile quelconque a pour expression 



,„ « a a 



ou = sin D cos a sin L sin w cos D cih L h — cr.s oj sm D sin y. ros L , (136) 



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