(542) 
(a + d)6 représente la variation en bloc de l'arc dù à la température et 
produite par la dilatation du miroir et le changement de la réfraction. 
L'ensemble des observations effectuées sur un couple d'étoiles sans aber- 
ration permettra donc, à l’aide des équations (G), de déterminer les coef- 
ficients (a + d) et b. Comme on le voit, par ce mode d'opération, on 
conclut la valeur de b, cet élément si essentiel pour le calcul des réfractions, 
avec une exactitude que ne comporte aucune méthode astronomique con- 
nue. Pour le but immédiat que nous poursuivons ici, il suffit de posséder la 
somme des deux coefficients a + d. Mais la connaissance de la constante a. 
étant d’une importance fondamentale dans le calcul de la réfraction, quoi- 
que cela ne se rapporte pas directement à la solution du problème, il me 
semble néanmoins utile de donner le procédé le plus rigoureux pour 
l'obtenir. 
» Pour atteindre ce but, on observera au même instant physique, ou 
plutôt à quelques minutes près, un second couple d'étoiles sans aberra- 
tion au moment où les deux étoiles se trouvent comprises dans un même 
cercle de hauteur, l’une des étoiles étant près de l'horizon et l’autre près 
du zénith. En désignant par R la différence des réfractions des deux étoiles 
se trouvant dans le même cercle de hauteur et 2 ò tang = étant la réfraction 
à l'instant d’égale hauteur, on aura ainsi, à deux époques différentes : 
Premier couple Deuxième couple 
(en observant à égale hauteur). (en observant dans un même cercle vertical). 
l= y + (a 4- d)0 + nb, l =y, + LP ag ÿ thog 
! 29 tang : x 2p tang : 
l= y et LY à l’époque initiale; 
il en résulte l 
$ — ? Ta 1; TE Y» ? ; 
a. - 8 
l, — l= y — yab PHASE SIN A AD SRE es. 
2p wigs 29 tang = 
et 
(/4 (4 R 
sb) ee QE) ee nf NS ff ie con Ve 
2p tang > 29 use 
R , : ; 
le facteur —; sera d'autant plus grand que l'observation du second 
30 lang — 
