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 raies C et F. S'il y avait une seule ouverture dans la chambre noire, on 

 aurait une certaine distance entre les raies C et F; en prenant deux ouver- 

 tures, on obtient dans celte position deux spectres superposés l'un à 

 l'autre, et deux distances CF = C|F,, quand les astres sont immobiles, ou 

 quand ils ont la même vitesse sur le rayon visuel. 



» On n'a qu'à faire la mesure très précise préalable de F, avec un spec- 

 troscope donné et avec un trou seulement; en mesurant alors CF, avec la 

 même i)récision, on a CF, — CF = FF,; et FF, est la mesure de la distance 

 de deux astres très rapprochés l'un de l'autre, laquelle se peut effectuer 

 avec la plus grande précision à ~ de seconde, même avec un réfracteur de 

 4 pouces d'ouverture; mais, pour mesurer la dixième partie de la seconde, 

 il nous faudra l'ouverture 0,1 = 4">5, ou a = 45". 



» On voit que la précision est tellement augmentée qu'on peut me- 

 surer avec 4 pouces d'ouverture des distances limites dix fois plus petites. 



» Mais, les spectres des étoiles étant linéaires, il faut intercaler une 

 substance absorbante, par exemple, une plaque de verre de didyme, la- 

 quelle tiétruit la continuité du spectre, par une bande noire princi- 

 pale dans la partie la plus lumineuse du spectre entre 610 et Sgo; tout 

 près de Sgo, la bande est très nettement définie. On voit alors une ligne 

 interrompue, et l'interruption, par exemple, entre 690 et 55o du spectre 

 linéaire, remplace CF et doit être déterminée à l'aide du micromètre filaire, 

 avec la dernière précision, par une étoile simple très lumineuse, par 

 exemple Régulusou Arcturus. Cette longueur une fois exactement connue, 

 on dirige le télescope sur une étoile double très serrée, par exemple 

 72 Andromède ou w du Lion, pour mesurer de nouveau la distance de Sgo 

 à peu près à 55o, c'est-à-dire les bords, vers le violet, de deux bandes 

 d'absorption : soit C, F, cette distance, et nous obtenons de la même 

 manière C, F, — CF = CC, ; or la distance de ces bords se trouve, dans le 

 cas d'une étoile double, agrandie de la distance de deux points de lumière 

 produisant les spectres linéaires. C'est ainsi que le spectroscopc à vision 

 directe nous rend des services extraordinaires pour pointer, avec la der- 

 nière précision, à l'aide de raies de Fraunhofer ou à l'aide des bandes 

 d'absorption, par des moyens absorbants appropriés aux intensités de la 

 lumière de deux astres serrés, et à leurs couleurs propres. 



» Les astronomes peuvent obtenir, avec cette méthode d'observation, 

 un pointage beaucoup plus précis, pour déterminer la distance des étoiles 

 très serrées, qu'on ne peut l'effectuer par la bissection des disques stel- 

 laires, quand les étoiles sont plus rapprochées qu'une seconde d'arc. » 



