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On a donc 



r\ 



' n — I /j. 



Voyons, par des exemples numériques, comment varie £ lorsque le rayon 

 passe de plus en plus loin du bord de l'astre. Pour la Terre, admettons 

 queTo = 3oo° absolus. Calculons R en prenant comme unités le kilogramme, 

 le mètre, la seconde : 



W = p —• , 



TA) 9.7.1 



p est la pression de l'air normal en kilogrammes par mètre carré; tn le poids 

 d'un mètre cube d'air normal : 



^ riz io3oo'''S, C7=:l'*S, 29, 



^>o X 6600OOÛ X 1,29 X 278 



RTq ^0 X loSoo X 3oo 



758, 



£0 V r 



On trouve ainsi qu'à une distance du bord de la Terre égale à 0,0062 r^, 

 soit 34'"", la déviation est 100 fois plus faible que pour le rayon rasant. 



On voit ainsi que l'observation de l'effet P^instein au voisinage d'un astre 

 analogue à la Terre ne sera qu'insensiblement modifiée par la réfraction. 

 La déviation d'Einstein obéit en effet à la loi 





qui ne prête à aucune confusion avec la précédente. 



Pour appliquer les formules établies ci-dessus à un astre quelconque, il 

 faut faire une hypothèse sur sa température, et sur la densité, par rapport 

 à l'air, du gaz qui constitue son atmosphère. 



Cas de la Lune. — Nous admettrons que la température de la Lune est 



celle qui a été adoptée pour la Terre, et que l'atmosphère est constituée par 



. de l'hydrogène. Calculons l'exposant de-, en admettant que la masse de 



la Lune est ^-j- de celle de la Terre, et son rayon 0,27 rayon terrestre : 



HT, 



