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subissent, augmentent l’écartement des trajectoires des 
différents rayons colorés provenant d’une même étoile, 
avant leur pénétration dans l’œil de l’observateur, ou dans 
la lunette, ainsi que je lai montré précédemment (1). Afin 
de représenter exactement les effets des variations de den- 
sité résultant des influences combinées de la température 
et de la pression de l'air sur la marche des rayons stellaires 
dans l’atmosphère, j'ai fait figurer dans plusieurs tableaux 
un coefficient de la réfraction atmosphérique. Ce coeffi- 
cient n’est autre que le produit de deux facteurs dépen- 
dant de cette réfraction, qui sont relatifs à une tempéra- 
ture et à une pression données, et par lesquels il faut 
multiplier la réfraction moyenne d'après la table de cor- 
rection de la réfraction de lair qui est employée dans les 
Calculs astronomiques. Ainsi, par exemple, dans le premier 
tableau, celui qui présente les moyennes de la scintil- 
lation par saison, le coefficient 1,0015 de la réfraction 
astronomique relatif au Printemps a été obtenu en formant 
le produit des deux facteurs qui correspondent, dans la 
table de correction de la réfraction astronomique, l’un, 
1,006, à la température de l'air 8°,50, l’autre, 0,9955, à la 
Pression 756" 48, qui sont les moyennes des observations 
relatives au Printemps. Nous verrons que l'intensité de la 
scintillation varie constamment dans le même sens que 
les coefficients de la réfraction astronomique, dans les 
tableaux où ces données seront mises en regard. 
Les indications relatives à la tension de la vapeur d’eau 
comprennent d’abord les relevés du jour de l'observation à 
9 heures du soir, puis les moyennes respectives du lende- 
— 
(1) Voir, en outre du Mémoire cité précédemment, la notice ms 
Pour objet l'explication des lois de la scintillation des étoiles établies par 
M. Ch. Dufour, et qui est insérée au tome XXV des Bulletins de l'Académie. 
