DES MATHÉMATIQUES. Part. V. Liv. VI. 12c;

f'ectioner sa nouvelle théorie en s’aidant des observations faitespar Richer dans l’île de Cayenne, qui lui servirent en tnêine-ternps à conlirmer sa détermination de l’obliquité de leclip-tique et de la parallaxe du soleil , car ces trois choses se tiennentles unes aux autres. C’est l’objet d’une partie de son écrit in-titulé : les Elémens de Vastronomie vérifiés ; qu’on lit parmiles mémoires de l’Académie des Sciences avant le renouvelle-ment. On y trouve sa nouvelle table des réfractions qui a étélong-temps comme classique en astronomie. II y fait la réfrac-tion à l’horison de 'òi f 20 " , et à de hauteur de 5 fi. Cassinison lils a néanmoins remarqué depuis que les réfractions sontun peu plus grandes à l’horison, qu’elles ne sont marquéesdans cette table, qu’à très-peu de hauteur elles sont un peumoindres, et qu’ensuite elles commencent de nouveau à sur-passer un peu celles de la table. Ces différences ne sont au sur-plus que de quelques secondes. Mais aujourd’hui l'on en estau point de ne plus négliger de pareilles différences.

Pour former cette table, il y a deux moyens qu’on a pu em-ployer, l’un purement astronomique et l'autre fondé en partiesur des hypothèses de physique , probables, dont l’observationdoit être ensuite la pierre-de-touche. Commençons par la mé-thode astronomique.

Supposons qu’on veuille déterminer la réfraction par l’obser-vation; il faut d’abord connoître avec beaucoup d’exactitude lahauteur du pôle du lieu, que l’observation donnera à moinsd une minute près si elle excède 46". Il est vrai que sa déter-mination précise dépend elle-même d’une connoissance préli-minaire de la réfraction. Mais on y parvient sauf une diffé-rence tout-à-fait insensible par un moyen qûe nous indiqueronsci-après. On choisira ensuite une étoile passant très-près du zénitet assez éloignée du pôle pour qu’il n’y ait pas de réfractionsensible.

On observera avec précision la hauteur de cette étoile, dontôtant celle du pôle, on aura conséquemment la distance de l’é-toile au pôle. Or, connoissant ainsi la déclinaison d’une étoile,et le moment où cette étoile passe au méridien , on peut dé-terminer à quel moment elle arrivera à une hauteur donnée. Sidonc on observe au meme moment la hauteur de cette étoile,la différence de la hauteur calculée, qui est la vraie , et de lahauteur observée ou apparente, sera la réfraction à cette hau-teur. On sent aisément que la même étoile dans le courant d’unenuit peut servir à plusieurs déterminations semblables ; et choi-sissant ensuite ou d’autres étoiles ou d autres momens ,on pourracompléter toute la table. C’est probablement ainsi ou par quelqueTome IF. R