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sans y toucher, et le lendemain matin j'ai relevé la position des raies de Fraunhofer vi- 

 sibles avec la lumière des nuées : 



C D b (moyen). F G 



3i 43 > 5 65,3 79'5 1 16 



C'est le spectroscope même dont j'ai fait usage pour observer le spectre de l'aurore bo- 

 réale du 4 février 1872 [Comptes rendus, t. LXXIV, p. 3go). La distance relative des raies 

 C, D, Fêtait la même 21, 33, 6g. On déduit aisément de ces données la correspondance des 

 divisions de l'échelle auxiliaire avec l'échelle des longueurs d'onde. Voici les résultats calculés 

 pour les lignes brillantes observées, ainsi que le tableau des lignes brillantes de divers 

 éléments exprimés en millionièmes de millimètre : 



ec S y /3 t vj 6 t 



Observ 661 588 53i 5i 7 5oo 483 45i 435 



Hydrogène 656 (C) » >• » >. 4^6 (F) » 4 3 4 



Sodium » 58g (D) » » » » ». » 



Magnésium » » » 5i 7 (émoy.) » » » » 



Raie de la couronne sol. » » 532 » » » » » 



Raiesdelachromosph. « 58 7 ;> » » » 447 * 



» Cette comparaison montre que, si l'on tient compte du petit déplacement apparent 

 causé par l'obliquité de la fente (qui rend tous les nombres un peu forts), et de l'incerti- 

 tude inévitable que présentent les mesures de lumières si faibles, on peut admettre que les 

 raies a, », e coïncident avec celle de l'hydrogène, S avec celle du sodium, et (3 avec la 

 triple raie b du magnésium. La faible dispersion du spectroscope employé ne m'a pas permis 

 de distinguer si la raie brillante était simple, double ou triple, car les trois cas peuvent se 

 présenter [Comptes rendus, tome LXXIII, p. 332; juillet 1871 ). 



■ Mais le rapprochement le plus curieux, que je donne ici avec beaucoup de réserve, 

 mais qu'il serait bien intéressant de vérifier ultérieurement, c'est la coïncidence de la 

 raie 7, très-brillante dans le spectre de l'étoile, avec la raie verte À =532 (i474 ae l'échelle 

 de Kirchhoff), observée dans le spectre de la couronne solaire et dans la chromosphère; 

 la bande faible 9 correspond ainsi à une bande \ = 447 de ' a chromosphère; on est ainsi 

 amené à penser que la raie S correspond plutôt à la raie brillante de la chromosphère 

 > = 58 7 (hélium) qu'à celle du sodium 58g. Si cette interprétation était exacte, les lignes 

 brillantes du spectre de l'étoile comprendraient exclusivement les lignes les plus brillantes 

 et les plus fréquentes de la chromosphère. Voici, en effet, d'après le catalogue des lignes 

 chromosphériques de Young [Philosophiral Magazine, november 1871) la désignation des 

 lignes les plus brillantes et leur fréquence relative : 



Longueurs d'onde 656 (C) 58 7 532 5i 7 (6) 486 (F) 44 7 434 



Fréquence relative 100 100 7 5 i5 100 7 5 100 



>> Toutes les autres lignes brillantes ont une fréquence relative inférieure à 10, à l'ex- 

 ception de la quatrième ligne brillante de l'hydrogène \ =4<o [h], à l'extrême violet, dont 

 la fréquence est représentée par 100. J'ai d'ailleurs cru apercevoir plusieurs fois cette ligne, 

 mais sans pouvoir toutefois la mesurer. 



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