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Me propongo que esto sirva de base á un sistema de medi- 
das fotométricas que se estienden en primer lugar á todas las 
estrellas de primera magnitud y pasar en seguida á las de una 
magnitud inferior, siguiendo únicamente hasta las mas bri- 
llantes déla cuarta; pero para completar el método tengo ne- 
cesidad de introducir en la espresion anterior un término que 
dependa de la altura del astro sobre el horizonte. 
Efectivamente, para efectuar estas medidas, elegí la época 
en que ambas estrellas, en noches a propósito, se hallaban sen- 
siblemente á la misma altura; pero en la operación del cam- 
bio, Arturo se elevaba una pequeña cantidad y Sirio descen- 
día; era preciso por consiguiente para no emplear la tabla de 
Bouguer operar de nuevo en la primera posición ó practicar al 
dia siguiente medidas análogas un poco mas tarde que la vís- 
pera, á fin de que la imagen de Sirio fuese algo mas viva y 
la de Arturo algo menos. 
En esta época había pedido al Sr. director del Observatorio 
que me autorizase para valerme de un pequeño anteojo mon- 
tado paralácticamente, que me permitiese comparar una es- 
trella ecuatorial desde el momento en que aparecía hasta que 
pasase por el meridiano, con la estrella polar, cuya altura no 
varia sensiblemente, y determinar de esta manera en noches 
claras, el coeficiente de estincion de la atmósfera en función 
de la altura de un astro sobre el horizonte. 
Este procedimiento, que consiste en dirigir la visual di- 
rectamente sóbrela estrella que aparece y en recibir la imágen 
de la estrella polar reflejada por el espejo, no exige la inver- 
sión, y únicamente necesita el uso de la fórmula 
J — K ( 1 + eos 2«i ) tang 2 cp i 
que supone que se conoce préviamente (K)\ pero ha podido 
observarse que á cada determinación de una relación de in- 
tensidad corresponden dos ecuaciones (1) y (2) de las 
cuales se sacan dos valores de [K) introduciendo en ellas (/) y 
(/), que comprueban así la determinación de los ángulos <p y©,. 
