la moitie de cette faible quantité. Pour z = 60", E deviendra égale : à en- 
viron 1”,2, valeur qui, sans inconvénient, peut être empruntée aux Tables 
de réfraction. Mais, au lieu de recourir aux Tables, on peut aussi déduire 
cette légère correction des observâtions effectuées. En effet, en désignant 
par y, la distance angulaire dans le champ à l'époque 1, d’égale hauteur, 
la distance y à un instant quelconque t se trouve représentée par la formule 
vor ily)", 
t étant toujours connu d'avance; car il suffit d'avoir cette époque à 10° 
près; on peut, de l'ensemble des mesures successives y,, Yz, .., à Taide 
de la formule précédente, conclure +, et f. 
» De cette analyse on arrive ainsi aux conclusions suivantes : 1° l’action 
de la réfraction étant à toutes les hauteurs la même, la mesure de la distance, 
à l'exception des régions très basses, s'effectue partout dans des conditions 
de précision presque identiques. Il devient dès lors superflu de s'imposer 
l'obligation d'observer seulement les deux astres lorsqu'ils se trouvent àdes 
hauteurs considérables, et cette circonstance offre une très grande facilité 
pour remplir les autres conditions géométriques du problème. 2° Il sera 
généralement permis de consacrer à l'étude une heure ou une heure et 
demie, car aucune erreur appréciable ne peut étre provoquée par la légère 
rectification qu’il faut faire subir aux lectures pour les ramener à l'instant 
d'égale hauteur; d’ailleurs, en opérant généralement à toutes les époques 
dans les mêmés conditions, cette faible quantité s'éliminera PER com- 
plètement par la comparaison des résultats. 
» La solution du problème, à l’aide des deux premiers procédés, pourrait 
être considérée comme complète, si l’on veut emprunter aux Tables de 
réfraction la faible correction DdA, provenant d’uné variation dans l'état 
atmosphérique; mais il devient facile, dans l'exécution de l'étude; de porter 
la rigueur encore beaucoup plus loin. On peut, et c’est là le grand avantage 
inhérent à cette méthode : 1° tirer, des observations elles-mêmes, les faibles 
termes correctifs nécessaires à leurs réductions; 2° en faisant usage du 
premier procédé, atteindre l'exactitude la plus absolue et éviter même l’ap- 
plication d’une correction quelconque. Nous allons donc démontrer d’a- 
bord comment on parvient à trouver les valeurs des coefficients a et b 
tenant à la température et au baromètre. En mesurant à deux époques 
différentes un couple d’ étoiles sans aberration, on a : 
(G) VE Léoahott y (a+ d)9 nb, ai 
(Peisa djr nb; posae: 
