28 ÉTUDE SUR LA RÉFRACTION COMÉTAIRE. 
La substance dont la chevelure de la grande comète de 1881 «a été com- 
posée s’est opliquement comporlée comme un gaz el sa puissance réfractive 
à une distance de 10200 kil. du noyau a été pendant l'époque des observa- 
lions de 0.0000095. La pression de ce gaz diminuait dans les régions 
éludiées proportionnellement au carré de la distance au noyau. 
Jusqu'à présent les observations faites dans le but de trouver une 
déviation de la lumière traversant la substance cométaire avaient toujours 
conduit à des résultats négatifs. Parmi elles il ne s’en trouve pourtant 
qu'une seule qui est basée sur un certain nombre de mesures d’une 
valeur réelle, c’est la conjonction de la comète Halley avec une étoile 
de 10%e grandeur que Bessel a observée au héliomètre de Kænigsberg 
le 29 septembre 1835. Les recherches du célèbre astronome sur ce cas 
sont publiées dans les Astronomische Nachrichten, n° 301, et dans Bessel's 
Abhandlungen ed. Engelmann, vol. I, p. 64, etc. L'étoile couverte par là 
substance cométaire a été comparée dix fois avec une autre éloile qui 
restait en dehors de la nébulosité. Ces comparaisons n’indiquaient point 
de déviation pouvant provenir d’une réfraction cométaire. 
J'ai soumis ces observations à une nouvelle réduction d’après les prin- 
cipes de la théorie de M. Cellérier. Dans ce but J'ai d'abord déterminé la 
correction des trois positions de la comète de Halley que Bessel avait 
données dans l’article cité. Cette correction trouvée d’après une observation 
de la comète que Bessel avait faite le même Jour, est un peu différente 
de celle que lastronome de Kænigsberg avait donnée, par suite de la 
parallaxe solaire différente dans men calcul. A laide de cette correction 
J'ai déterminé le plus exactement possible les positions apparentes de la 
comèle pour les dix instants correspondant aux comparaisons de l’étoile 
couverte par la comète avec l’autre étoile restant en dehors. Ensuite j'ai 
formé les différences «comète moins étoile » dans le sens de l'ascension 
droite et de la déclinaison, pour les transformer finalement en distances 
et angles de position. Pour trouver de ces dernières la valeur de sin 2 w 
avec laquelle angle de la réfraction varie pendant le passage de la comète 
devant l'étoile, on doit encore connaître l’angle de position P de laxe 
