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 l'inlensité et à la perfection ties images de cet admirable réseau ('), la réussite 

 a été complète. 



» Le principe de la méthode est le déplacement des raies dans le spectre 

 de la lumière émisepar une source en mouvement absolu ou relatif, principe 

 énoncé pour la première fois en 1849 par "Otre illustre Confrère M. Fizeau, 

 dans un Mémoire leclifiant les idées de Doppler. Ce déplacement des raies 

 spectrales a été depuis considéré bien dis fois par divers spectroscopistes(Sec- 

 clii, Hiiggius, Zollner, etc.), mais c'est à M. Thollon qu'on doit l'expérience 

 où le déplacement dû à la rotation du Soleil a été mis hors de doute : l'ar- 

 tifice très élégant, imaginé par M. Thollon, consiste à comparer à des raies 

 tclluriques fixes les raies solaires, qui se déplacent suivant qu'on prend 

 comme source l'une ou l'autre extrémité de l'équateur solaire [Comptes 

 rendus, t. XCl, p. Sôg). Par cette observation différentielle l'auteur s'est 

 mis à l'abri des effets de parallaxes auxquels les dispositifs employés jus- 

 qu'ici à ces mesures peuvent donner lieu. 



» L'analyse des conditions optiques de la formation des images m'a 

 permis de faire faire à la question un pas de plus et de rendre absolue 

 l'observation relative que M. Thollon a si bien utilisée à la démonstration 

 du principe de M. Fizeau. 



» Voici connuenl on doit opérer : on projette sur la fente du collima- 

 teur l'image très petite du disque solaire produite par une lentille achroma- 

 tique de o", 10 à o"", 12 de distance focale : on fait osciller rapidement (deux 

 à trois fois par seconde) la lentille, de manière à amener alternativement 

 les deux bords du disque tangentiellement au même point delà fente. On 

 voit alors les raies d'origine solaire osciller comme la lentille, tandis que 

 les raies telluriques restent fixes : les grains de poussière dont le fil hori- 

 zontal du réticule est toujours parsemé servent de repères très commodes. 

 L'amplitude de ce balancement des raies mobiles est d'autant plus grande 

 que la direction de l'équateur solaire est plus près d'éti'e normale à la 

 fente ; mais, grâce à l'oscillation rapide qu'on donne à l'image, le balanci- 

 ment est si net qu'd est recoiiuaissable à peu près dans toutes les orienta- 

 tions de l'équateur solaire. Au moindre balancement, il se produit même 



(') La surface striée ne mesure pas moins de o'", 06 (longueur des U-aits) sur o'",o8 de 



largeur : la distance constante des traits est égale à o""", 001 760. L'appareil d'observation 



se compose d'un collimateur de i'",i8 de longueur focale (o'", ego d ouverture) et d'une 



unetle de i™,4o (o, io5 d'ouverture) : l'angle des angles optiques est fixe (environ ^2.") de 



manière à observer le deuxième specire sous une incidence presque norm.de. 



