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 orbilc que 3o"^'"',4 clans le même temps, l'étoile devrait avoir, dans le pre- 

 mier des denx cas, une vitesse mille fois plus grande. 



» Mais les instruments spectroscopiques actuels donnent le nioyen d'ap- 

 précier des intervalles beaucoup plus petits. Supposons que le spectroscope 

 soit tel qu'il déilouble nettement la raie D (ce qui est le cas de ceux que 

 j'emploie maintenant ) ; une différence de position égale à la largeur de celte 

 raie double serait sans doute appréciable. Or, les deux raies D' et D" sont 

 séparées, selon M. Van der WUlingen, de o,4o millionièmes de millimèlre. 

 Un déplacement de cette valeiu' (en sup|)Osant la vitesse de la lumière de 

 3ooooo kilomètres par seconde) suppose à l'étoile une vitesse de 3o4 kilo- 

 mètres^ eu s'éloignant, c'est-à-dire une vitesse dix fois celle de la Terre. 

 Une moitié moindre suffirait dans le cas du rapprocbement. 



» Ces vitesses ne sont pas énormes, mais elles sont encoie loin de celles que 

 nous pouvons supposer d'après les mouvements propres des étoiles. Ainsi 

 l'étoile 4o de l'Eridan, qui a 4 secondes de mouvement propre annuel dans le 

 grand cercle [Slnive cal. Dorp., p. i53), si elle était supposée à la distance 

 de la parallaxe stellaire de \ seconde, ne parcourrait que 36 kilomètres par 

 seconde. La question étant très-délicate, il fallait des moyens d'observation 

 d'une grande précision pour déterminer la position absolue des raies. 



» Cette détermination peut se faire à l'aide des lumières artificielles 

 introduites dans le spectrometre à fente; mais ce moyen est embarrassant 

 dans la pratique et présente plusieurs inconvénients qu'il est inutile de déve- 

 lopper ici. Après plusieurs essais, j'ai trouvé qu'on peut réussir très-bien et 

 plus facilement en introduisant dans le champ de la lunette le spectre et 

 l'image directe de l'étoile, et les comparant à un point de repère fixe, placé 

 dans le champ même. Quant aux raies, on peut choisir la raie F ou la raie E, 

 bien connues par les systèmes auxquels elles appartiennent (raies de l'hydro- 

 gène et du fer), en sorte qu'on peut être sûr qu'il n'y a pas d'erreur sur 

 les substances auxquelles elles appartiennent. La raie b du magnésium est 

 encore très-bonne, surtout pour les étoiles colorées. Ces raies donc devront 

 avoir la même place dans le spectre de toutes les étoiles, par rapport à leiu- 

 image directe, si elles ne sont pas déplacées par le mouvement. Arrivons 

 maintenant aux résultats. 



» L'appareil que j'ai employé consiste dans un spectroscope à vision di- 

 recte, dans lequel, à la (ente, est sid)stituée une lentille cylindricpie achro- 

 matique. Le |)risme est disposé de manière qu'ime portion des rayons qui 

 forment la ligne lumineuse, au foyer de la lentille cylindrique, le traversent 

 poiu" se disperser, penilant «pTuiie petite j)ortion des rayons est transmise 

 du-ectement hors de ce prisme. On obtient auisi, dans le champ do la huiette 



