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plus en plus faible, à mesure que le numéro d'ordre de leur apparition 

 s'élève. Celles du second ordre sont déjà ])eu distinctes. 



» En appelant / la distance des fentes qui correspond au premier éva- 

 nouissement des franges, \ la longueur d'onde o^,!^ des rayons les plus 

 visibles du spectre. le diamètre e est donné par la formule 



I) s = 7-; — j, XI ,22. 



» Auparavant, M. Stéphan avait donné une formule approchée pour 

 évaluer le diamètre ('), formule demeurant applicable lorsque l'on sub- 

 stitue aux fentes étroites des ouvertures étendues possédant deux axes de 

 symétrie et de largeur petite par rapport à l'écartement de leurs centres ; 



» J'ai moi-même démontré (^) que la formule de M. Michelson est va- 

 lable pour des fentes rectangulaires de longueur arbitraire et de largeur 

 petite par rapport à l'écartement de leurs centres. 



» L'application de la méthode aux astres faibles se heurte à une grosse 

 difficulté. La quantité de lumière qui traverse l'écran est insuffisante pour 

 que l'œil puisse discerner les franges. J'ai été conduit, pour obvier à cet 

 inconvénient, à donner aux fentes une largeur atteignant une fraction très 

 notable de l'écartement de leurs centres. La formule (i) cesse alors d'être 

 valable. Il faut y apporter une correction que j'ai calculée en faisant la sup- 

 position que l'observation porte uniquement sur la disparition des franges 

 immédiatement voisines delà frange centrale. 



» Si l'on observe l'image dans le sens de l'écartement des fentes, l'in- 

 tensité lumineuse dans une direction faisant un angle 9 avec le centre est 

 proportionnelle à l'expression 



(w — e \ •■' 



en appelant a la largeur de chacune des fentes, que nous supposons rec- 

 taneulaires, et / l'écartement de leurs centres. 



■a 



» Lorsque le rapport y est petit, le facteur — ^_q est sensiblement 



■7T — :: a 



(') Comptes rendus. 1" semestre 1874- 

 (-) Bulletin astronomique, 1898 et 1894. 



