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l'observateur , tous les faisceaux diversement colorés sont 
mélangés en quantité croissante, de telle sorte que, si Pon 
considère la partie où se trouvent réunis tous les faisceaux, 
dans une section faite par un plan perpendiculaire à la 
trajectoire moyenne, cette partie présentera d'autant plus 
d’étendue relative que la section est plus rapprochée de 
l'observateur. 
Nous voyons en second lieu, d'après ces formules, que 
la distance x de l'intersection des deux faisceaux rouge el 
violet extrêmes, par exemple, augmente avec le diamètre 
disque de la planète, de telle manière que le point d'émission du rayon 
le plus réfrangible soit situé un peu au-dessous du lieu d'émanation du 
rayon qui l'est le moins. La figure 3, où YU est la limite supérieure de 
l'atmosphère, el P, une portion du disque planétaire, représente ces Con- 
ditions : la trajectoire BobA émanant du point B est plus réfrangible 
que le rayon RorA émis par le point R situé un peu au-dessus du premier. 
Ces trajectoires sont évidemment rectilignes et unies à d’autres rayons 
colorés en dehors de l'atmosphère. Si la distance des deux points lumi- 
neux sur ce disque est très-petite, les trajectoires se croisent dans l'at- 
mospbére en o, préalablement à leur rencontre en A, lieu où l'observateur 
se trouve. Il est évident qu'il se présente alors enfre-les points de croise- 
ment o et A, deux lieux où l'écart D des trajectoires a la même valeur; 
ces lieux et cet écart sont désignés par mm’ et par nn’ dans la figure. Telle 
est la raison de la double valeur de v ou des deux angles ACm et ACn 
gui, d'après le double signe affectant le radical, répondent , dans la solu- 
tion du problème, aux deux positions où l'écart D est le même. I est évi- 
dent que la plus petite valeur de v et de x sera donnée par la solution où 
le radical est affecté du signe négatif, 
ras là ré s'applique au cas où ù les hin en émanent sier p 
ré e, le 
seul exemple 7. sera traité dans an note, le second point de croisement 0 
existe plus, dan pour ainsi dire de l’ in- 
dé Si l'on y réfléchit, on verra aisément que cette condition est parfaite- 
ment précisée dans le problème, quand on donne à s une valeur angulaire 
égale à celle qu'affecterait le spectre d’une étoile produit par latmo- 
sphère, à la distance zénithale Z. Alors les trajectoires ne se croisant 
plus qu’en A où se trouve l'observateur, ne seront écartées de la quan- 
ETS NES TR- M NES 
