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sco|)e; peut-être avec un instrument plus fort seront-elles résolubles <!t 

 en relation avec les bandes du spectre de second ordre de Pliicker : mais je 

 n'ai pas encore eu le temps de m'en occuper en détail. Dans le rouge, les 

 variations ne sont pas aussi considérables. J'ai vérifié ce fait, non-seulement 

 avec des tubes de Geissler (qui sont très-purs), mais encore avec ceux de 

 M. Alvergnaf, et avec les lubes ordinaires du commerce. Seulement, dans 

 ceux-ci, l'intensité relative des bandes est un peu variable. Dans la vapeur 

 de brome, se forment des bandes intermédiaires aux bandes plus espacées 

 qu'on voit dans le tube capillaire. L'hydrogène même présente des diffé- 

 rences, mais elles ne sont pas aussi saillantes, et je ne les ai pas assez 

 étudiées. J'ai observé que, dans les tubes pleins de vapeur de brome et de 

 chlore, la décharge électrique ne se propage pas par des ondulations lunu- 

 neuses, comme on sait que cela a lieu pour les autres gaz; mais il se pro- 

 duit dans l'intérieur un ruban de lumière coutiiui, qui ne rem|)lit pas tout 

 le tube plus large qui est en connexion avec le tube capillaire : cette bande 

 pi'ésente des particularités remarquables dans le spectre. 



» Ces faits sont intéressants en ce qu'ils montrent que, sous la même 

 pression, les différences de température qui existent tlans les différentes 

 parties du circuit de la décharge suffisent, a elles seules, pour produire 

 des altérations dans les spectres. » 



ASTRONOMIE PHYSIQUE. — Siii tiiic nouvelle disposition , propre à rohservahon 



spectrale des petites étoilei,, et sur les étoiles /Hantes du i4 novembre. Lettie 



du P. Sec»:hi à jM. le Secrétaire perpétuel. 



" Rome, i5 novenihie iStig. 



)) J^es expériences que M. Wûllner vient de faire, concernant l'apparence 

 du spectre de l'hydrogène sous différentes pressions, m'ont engagé à faire 

 une nouvelle revue des spectres stellaires, en augmentant le plus possible 

 la dispersion, tout en conservant, s'il était possible, mie intensité de 

 lumière suffisante pour pouvoir examiner des étoiles de petite grantlein-. 

 Je viens d'obtenir un résultat qui intéressera peut-être l'Académie, et je 

 me permets de le lui communiquer, quoique ces études soient seulement 

 ébauchées. 



« Le moyen que j'ai employé est celui qui a été primitivement adoi)lé 

 par Fraunhofer : il consiste à mettre un prisme devant l'objectif. Pour des 

 raisons d'économie, j'ai dû borner la grandeiu" de ce prisme à G pouces 

 seulement (= i6 centimètres) de diamètre : son angle réfringent est de 



C. K., 1869, i" Semesiic. (T. LXIX, N" 21.) I Sç) 



