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Quelle que soit l'importance qu'il faille attacher à ce mode 

 de déduction , ces déterminations rappelleront d'abord l'at- 

 tention, comme je l'espère, sur le pouvoir dispersif de 

 l'air, question que l'observation n'a point complètement 

 résolue, puis sur le même pouvoir relatif aux divers gaz, 

 problème difficile et délicat, il est vrai, mais que la science 

 de l'optique est capable de résoudre aujourd'hui, grâce 

 aux moyens d'expérimentation si précis dont elle dispose. 



Avant d'exposer les déductions du calcul , il importe 

 d'élucider plusieurs questions que suscite ici l'application 

 de la formule de M. Cauchv, soit à l'égard des parties colo- 

 rées du spectre auxquelles se rapportent les mesures prises 

 par Bessel , soit au sujet des découvertes de raies faites 

 par l'analyse spectrale dans la lumière des astres. 



D'abord, il convient de rappeler que , dans la décompo- 

 sition de la lumière des astres par l'atmosphère, phénomène 

 qui produit les spectres stellaires aériens près de l'horizon et 

 les colorations étroites aux arcs supérieur et inférieur des 

 disques solaire et lunaire près de celui-ci, la dispersion des 

 couleurs des spectres aériens observés dans une lunette 

 qui ne renverse pas les objets, est identique à la disposi- 

 tion des couleurs que l'image d'une étoile brillante affecte 

 quand on la regarde dans les conditions ordinaires, à tra- 

 vers un prisme réfringent, dont l'angle est placé en haut. 

 Le spectre stellaire aérien, de même que l'image prisma- 

 tique de l'étoile, est coloré en bleu à sa partie supérieure, 

 et en teintes orangée et rouge à sa base. La seule diffé- 

 rence qui caractérise ces deux phénomènes de dispersion , 

 c'est que, par suite du faible pouvoir dispersif de l'atmos- 

 phère, le spectre aérien d'une étoile, examiné dans une 

 puissante lunette et à une grande distance zénithale, a 

 une étendue trop restreinte et un éclat trop faible pour 

 que les raies caractéristiques de la lumière de l'étoile 



