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 La dernière W, qui est ordinairement difficile à voir dans l'hydrogène, 

 est une bande très-large et très-faible. Il est remarquable que l'ordre de 

 ces dilatations suit celui qui a été déjà relevé dans le spectre direct du gaz 

 lui-même, selon les différentes pressions. La raie C est difficile à bien dé- 

 finir, à cause du défaut de lumière dans le rouge extrême. 



» jNIais la classe d'éloiles les plus intéressantes à examiner, par ce moyen 

 puissant, était celle des troisième et quatrième types. Le troisième type 

 paraît réellement composé de la superposition de deux spectres : l'un [a) 

 consistant dans les raies métalliques propres au deuxième type, seulement 

 grossies et dilatées à cause de la couclie plus épaisse de vapeurs que les 

 rayons ont traversée, à peu près comme dans les taches de notre Soleil; 

 l'autre [b) paraît lui spectre à larges bandes (sept ou huit principales) dont 

 le type est a Hercule. Le second spectre est plus ou moins fort dans les dif- 

 férentes étoiles; ainsi, à peine sensible dans Aldébaran, il est très-fort dans 

 Antarès, «Orion, ^ Pégase, etc. 



M II fallait d'abord s'assurer que la diffusion observée dans les zones du 

 premier type n'est pas due à un défaut de précision dans l'appareil : cela 

 résulte de l'examen des étoiles de deuxième et de troisième type, car les 

 raies métalliques connues sont nettement définies et tranchées, malgré la 

 grande dispersion. C'est ce qui est très-nettement visible dans Antarès, 

 surtout dans le vert pour celles du fer et du magnésium. Les raies D 

 cependant sont diffuses et mal terminées, ce qui rend leur séparation diffi- 

 cile, comme dans les taches très- profondes. iMalgré que cette étoile soit 

 tro|> basse et que l'atmosphère ait été habituellement trop agitée pour 

 donner des résultats complètement satisfaisants, il n'y aucun doute à cet 

 égard. 



» Quant à « d'Hercule, cette étoile, examinée plusieurs fois avec un 

 état atmosphérique très-bon, n'a donné aucune trace de résolubilité des 

 coloiHies principales, quoique ces colonnes fussent très-nettement tranchées 

 du côté le moitis réirangible du spectre. Malgré les forts gro.>>sissements 

 employés, on n'a vu aucune trace des lignes secondaires, mais seulement 

 une irrégularité d'intensité dans la lumière de ces colonnes. Cette con- 

 clusion est remarquable, car le pouvoir dispersif du prisme combiné avec 

 l'oculaire est équivalent à ce que donnent trois prismes dans le spcctroscope 

 ordinaire : dispersion bien sutfisante pour montrer les lignes secondaires 

 dans les spectres cannelés de l'azote et du carbone. On ne saurait donc 

 attribuer à l'impuissance de l'instrinm iil un tel défaut de résolution. 



» Il est vrai que, dans des soirées exceptionnelles, avec de faibles dis- 



