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foibles qui , dans le spectre, occupent le plus d'espace 

 ( I ) , se dispersent et se perdent sous les rayons plus 

 puissans. Il en est autrement dans les bonnes lunettes 

 achromatiques , car ici tous les rayons se réunissent sen- 

 siblement au même point , et on voit par conséquent 

 chaque couleur à sa vraie place ; de sorte que l'obser- 

 vateur, quand il partage le spectre par le milieu, prend 

 la hauteur moyenne , qui répond au bord supérieur de 

 l'image verte. Mais, si dans les observations des étoiles 

 circompolaires , on prend le côté supérieur de l'image 

 verte, il faudra faire une plus grande correction que 

 celle de Bradley pour obtenir la véritable hauteur du 

 pôle. 



11 ne sera pas hors de propos de remarquer ici , que 

 les observations de La Lande à Paris sont moins d'ac- 

 cord entr elles que celles de Greenwich j et que celles 

 de Piazzi à Palerme le sont encore moins que celles de 

 La Lande. Je présume que ceci provient en partie de 

 la moindre hauteur polaire de ces endroits , et en par- 

 tie de ce que les couleurs plus foibles dans les images 

 formées par ces étoiles se distinguent mieux dans l'atmos- 

 phère sereine de la France et de l'Italie , que sous le 

 ciel de l'Angleterre. Il me paroît donc que pour con- 

 noître exactement la réfraction astronomique , on doit 

 se servir au moins de trois différentes espèces d'obser- 

 vations, savoir : i.** d'observations nocturnes des étoiles 

 fixes , dans lesquelles toutes les couleurs prismatiques 

 deviennent visibles : 2.° d'observations d'étoiles faites de 

 jour, dans lesquelles on ne voit que les rayons couleur 

 d'orange : 3.° d'observations du soleil par des verres 

 diversement coloriés. Nous osons espérer d'obtenir par 

 ces moyens , une connoissance de la réfraction astrono- 

 mique assez exacte pour construire des tables applica- 

 bles à tous les changemens possibles dans les circonsi- 



(i) Ibid , L. I. Pan. IL Prop. 3. 



