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avantageux, et même nécessaire, d'avoir une image plus grande, sans, pour 

 cela, augmenter la distance focale de la lentille qui projette sur la fente le 

 phénomène d'interférence. Il suffit de placer, avant l'appareil interféren- 

 tiel, un système optique afocal, de grossissement angulaire convenable. 



Comme appareil spectroscopiqiie, je me suis servi des mêmes instruments 

 que précédemment : spectroscope à prismes construit par M. Jobin; réseau 

 plan avec objectifs de l'^.So de foyer. Ces deux appareils ont à peu près 

 le même pouvoir de définition; le premier donne des spectres plus lumi- 

 neux; le second permet d'aller plus loin vers les petites longueurs d'onde. 



L'appareil interférentiel étant réglé pour une différence de marche de 

 5°"° (ordre d'interférence lo ooo pour >. = oooi^i^), les cannelures du spectre 

 sont bien nettes lorsque la fente est fine. En l'élargissant jusqu'à o°"°, i 

 les cannelures disparaissent, et le pointillé des raies solaires devient par- 

 faitement net. Quelques-unes des raies les plus fortes (la raie F par exemple) 

 ne donnent pas d'interférences parce qu'elles ne sont pas assez fines. 



Avec une différence de marche de lo™", un grand nombre de raies 

 montrent encore un pointillé parfaitement net. Lorsque la différence de 

 marche atteint 20™™, quelques-unes des raies, dans la régioti des grandes 

 longueurs d'onde, donnent des interférences, d'ailleurs peu nettes. Il 

 semble difficile d'obtenir, au moyen des raies du spectre solaire, des inter- 

 férences dont le numéro d'ordre dépasse 35 000 à 40000. 



Le dispositif que je viens de décrire présente sur l'ancien, que M. Pérot 

 et moi avons employé pour l'étude du spectre solaire ( ' ), les avantages que 

 j'ai fait ressortir dans ma précédente Communication; il permet, en parti- 

 culier, l'application facile de la photogra|)hie et, par suite, l'étude des pe- 

 tites longueurs d'onde, dont l'observation oculaire est impossible. Il per- 

 mettra de prolonger la courbe de correction aux tables de Rowland que 

 nous avons donnée jusqu'à la longueur d'ontle 464*^"^ (')• I-e nombre de 

 raies qu'on peut étudier est beaucoup moins limité qu'avec l'ancien dispo- 



(') Fabrv et PéroTj Mesures de longueurs d'onde en valeur absolue; spectre so- 

 laire et spectre du fer {Annales de Chimie et de Physique, 7" série, t. XXV, p. 98, 



l()02). 



(-) Loc. cit. Il n'est pas inutile de rappeler que cette courbe s'applique uniquement 

 aux nombres de Kowland pour le spectre solaire, et qu'elle ne résout pas le problème 

 du choix des radiations à prendre comme repères pour les mesures spectroscopiques. 

 Voira ce sujet les rapports présentés à la Conférence on solar research (Saint-Louis 

 1904 ) par MM Crew, Perot et Fabry, Kayser, Jewell {Astrophysical Journal, t. XX 

 et XXI). 



