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media; i>=10510 es la densidad del mercurio comparada con 
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el aire; por último, M es el número de metros, á 
los cuales sería necesario elevarse en la atmósfera para que 
bajase la temperatura I o . 
No considerando mas que la última fórmula, resulta de 
ella que si en el trayecto a se toma una cantidad infinita- 
mente pequeña da , siendo b y t la presión y la temperatura 
en el punto del trayecto en que se encuentra el elemento da, 
se producirá en este corto trayecto una pequeña inflexión ó 
refracción dr , de modo que 
dr~da, eos. i (m— 1) 
b 
0 a1 , 76(1+ 
_ /_ 
\ 0 m , 
76D 
ct 
M 
La altura h del elemento da, encima del horizonte, será evi- 
dentemente íi—a sen. i; luego y da eos. 
sen.i sen. i 
Gomo en la refracción astronómica se toman los ángulos z 
con la. vertical, se tendrá £=90°— y dh C -^~\ = dh = 
sen . t eos. z 
dh tang. z. Sabido es que tang. % desempeña un papel impor- 
tante en la espresion de la refracción astronómica, cuando s== 
45°, tang. z=\, y por medio de observaciones multiplicadas 
hechas en Bourges, Delambre hallaba para esta distancia ze- 
nital r— 60' r ,62. 
Siendo, pues, la fórmula 
dr=dh tang. z [m — 1) _L_ J — í 
1 ; 0 m ,76(J+O 2 (0 ra ,76D M f 
se ve que b, lo mismo que t , son funciones de la altura h. Si 
se toma t por la temperatura en el punto interior de la trayec- 
toria del rayo, la temperatura á una altura h será í — A, dis- 
1 ^ 
minuyendo I o por M metros. El factor — — se convertirá en 
1 
(l -¡ -aty 
1 
2 
2 ’ 
