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que cette correction peut s'élever à plus de six dixièmes 
de seconde de temps pour la Polaire à Paris (18992); et 
qu’il résulte, en effet, des observations qui y ont été 
faites, que l'écart entre les Æ trouvées vers le 41 avril et 
le 14 octobre de l’année 1882, époques où la correction 
précédente atteignait son maximum positif ou négatif, est 
de 1°5, ce qui est une confirmation de notre calcul. 
Cette correction serait un peu moindre pour Uccle, 
Berlin, Greenwich, notablement moindre pour Poulkova 
et Stockholm, plus considérable, au contraire, pour Wash- 
ington, Rome, Naples et le Cap. 
Nous n’avons envisagé, jusqu’à présent, que l’influence 
indirecte exercée dans laberration en Æ par le fait de la 
substitution de la déclinaison apparente ò + r à la décli- 
naison vraie 0. 
Il n’est pas superflu de démontrer que, dans le méridien, 
l'influence directe de la réfraction est nulle en AR. 
En appelant A la hauteur de l'étoile, n son angle horaire, 
pelr, comme ci-dessus, la latitude et la réfraction, on 
trouve aisément | 
Aa = sec*h cos? sin°y.r, 
expression qui est nulle dans le méridien. 
On a contesté, dans les Comptes Rendus, l'exactitude de 
notre théorie, qui est cependant confirmée, comme je 
viens de le dire, par les observations mêmes de Paris. 
L'erreur dans laquelle on est tombé à ce sujet provient 
de ce que l’on raisonne comme si les formules devaient 
s'appliquer à l'étoile elle-même, tandis qu’on doit les 
appliquer à l’image de létoile, telle qu’on l'observe dans 
le champ du réticule. C'est sur cette image, en effet, et 
non sur l'étoile, que se font les observations. 
