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non seulement par rapport à l'observateur, mais par rapport à la source 

 de lumière. La question mérite un examen spécial par elle-même, et par 

 ses conséquences. 



» Mais la comparaison des spectres de deux points opposés de l'équateur 

 jovien n'est pas facile, surtout avec le seul appareil dont je dispose. Cet 

 appareil, qui est fixé au grand télescope de i'", 20, est un spectroscope pho- 

 tographique dont la fente, parallèle aux mouvements du télescope en 

 ascension droite, fait un angle variable, mais faible, avec l'équateur jovien, 

 et ne peut être rendue tangente à ses extrémités. Nécessairement, les 

 extrémités à comparer se réduisent à deux points, qui, d'ailleurs, ayant 

 une intensité moindre que le centre de la planète, viennent mal en pho- 

 tographie. De plus, la monture du télescope ne permet pas de maintenir 

 entièrement fixe une image stellaire. 



)) Les premiers essais furent faits en 1893, en juxtaposant sur la fente 

 les deux extrémités équatoriales photographiées successivement. Le dépla- 

 cement fut trouvé nettement supérieur à 2i\.; mais la faiblesse du spectre 

 au bord de la planète, et les variations de température dans une pose de 

 une heure et demie rendaient le déplacement total incertain. 



» La recherche fut reprise en 1894, dans des conditions plus f;ivorables, 

 la planète étant en opposition et l'équateur jovien étant parallèle à la fente. 

 Par un très beau temps, le 23 novembre, une épreuve montrant bien les 

 bords fut obtenue avec le concours de mon assistant, M. Millochau, qui 

 m'a aidé dans toutes les expériences. L'épreuve portait des spectres té- 

 moins, déjà décrits dans une Note précédente, qui permettent de corriger 

 les écarts dus à la température. Le déplacement mesuré est égal à 47'*™, 3, 

 le déplacement calculé étant 49'''°> 5 ( ' ). 



)) Le même résultat fut obtenu plus simplement avec des épreuves d'une 

 intensité insuffisante aux bords, et offrant soit deux Jupiter juxtaposés, 

 soit un seul Jupiter avec un spectre de comparaison. Mais je me suis ap- 

 puyé sur le théorème général suivant, facile à démontrer : Pour- chaque 

 point de l'image d'un astre, le déplacement dû à la rotation, par rappor't à la 

 Terre, peut être représenté, en grandeur et en sigru-, par la distance de ce point 



(') Le déplacement calculé est inférieur à 4<'t de o''™,or parce que la planète n"élait 

 pas exactement en opposition. Le déplacement observable à l'équateur est donné en 

 ellet par la formule simple 21^(1 -i-cosot), x étant l'angle des lignes Jupiter-Terre et 

 Jujsiter-Soleil. 



