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 aux raies du spectre solaire. Voici en parties du micromètre ces positions 

 relatives. 



Raies solaires oP(D) « » » 406(6)675 (F) » l363(G) 



Lignes brillantes . . •> 45 p (v) 9 2 (P) 282(5) » » 874(2) 



» La ligne a. est très-large et très-vive; ]3 et y, très-voisines l'une de l'autre 

 dans le jaune orangé, sont belles encore ;c? est extrêmement pâle, et visible 

 seulement par moment. La ligne |3 est suivie d'un espace obscur, un autre 

 espace très-sombre précède ce. 



» On retrouve dans le spectre de la première étoile les deux lignes x et â, 

 la première très-brillante, l'antre située dans le jaune, beaucoup plus belle 

 que dans l'étoile précédente. Le fond s'étend plus loin du côté du violet, 

 mais il se termine plus tôt du côté du rouge. 



» Enfin, la dernière des trois étoiles ne présente bien visible que la 

 raie a, ici encore bien lumineuse ; on y soupçonne aussi la raie â. 



» L'identification des lignes lumineuses de ces étoiles avec celles des 

 spectres des gaz incandescents nous a été impossible. Nous n'avons là ni 

 les lignes de l'hydrogène, ni celles de l'azote. Les positions îles principales 

 lignes du spectre du second ordre de ce dernier gaz sont les suivantes à 

 notre spectroscope, D étant toujours ramenée à o p : 



-i8 p +23 104 214 5m 546 908 



» Aucun des métaux alcalins ne donne de lignes situées comme celles de 

 nos étoiles. La ligne bleue de la strontiane est à g36. 



» L'absence de deux au moins des quatre lignes brillantes dans deux de 

 nos étoiles, la variation considérable d'éclat de la ligne â d'un spectre à 

 l'autre, tandis que a reste toujours très-vive, porte à faire admettre que 

 cette dernière est l'indice de la présence d'un gaz incandescent particulier, 

 commun aux trois astres, les autres lignes plus faibles caractérisant la pré- 

 sence de deux antres gaz; à moins que la différence de température ne 

 soit suffisante pour expliquer des dissemblances aussi considérables des 

 spectres. 



» Quoi qu'il en soit, et voulût-on mettre sur le compte des erreurs d'ob- 

 servation la non-concordance des raies avec celles d'un gaz connu, les 

 assimilations de cette nature paraîtront au moins très-hasardées dans 

 l'état actuel de nos connaissances chimiques, surtout si l'on observe que le 

 plus souvent on ne trouve dans les spectres des étoiles que quelques une-, 

 des lignes caractéristiques de la lumière de chaque gaz. 



C. R., 1867, *' Semestre. (T. LXV N° 7.) 38 



