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 posséder une connaissance approfondie du faciès et des 

 raies du spectre solaire pour être en état d'entreprendre 

 et de mener à bonne fin un pareil travail. 



A l'aide des moyens d'observation actuellement connus, 

 le spectre cométaire se présente sous la forme d'un espace 

 obscur sillonné de quatre bandes faiblement lumineuses : 

 une jaune, une verte, une bleue et une violette. Ces 

 bandes présentent un éclat différent et une intensité 

 lumineuse très inégale. 



La bande verte est la plus brillante; elle reste visible, 

 lorsque les autres cessent de l'être. On doit au célèbre 

 physicien astronome W. Huggins la démonstration directe 

 de l'identité des bandes cométaires avec les bandes carbo- 

 nées, si faciles à produire à l'aide de l'analyse prismatique 

 du cane interne du dard oxycarbohydrique. En effet, dans 

 ce cas, l'espace spectral obscur est sillonné ou par les 

 mêmes bandes jaune, verte, bleue et violette, auxquelles 

 vient s'ajouter une bande rouge lorsqu'on a complété 

 le spectre carboné, ou par des raies fines nettement défi- 

 nies et produites à l'aide de la résolution des bandes, 

 selon f analyseur employé. 



L'intensité relativement faible de la lumière cométaire 

 n'a pas permis jusqu'ici de se servir, pour l'observation de 

 son spectre, d'analyseur en état de résoudre des bandes 

 en raies fines. On est donc forcé de se contenter du spectre 

 incomplet de bandes, ou de recourir à une voie indirecte, 

 celle qui consiste à analyser spectroscopiquementla vapeur 

 de carbone portée à l'incandescence dans l'arc électrique. 



C'est le moyen auquel M. Fievez a eu recours en se 

 servant du système d'appareil dans lequel il a combiné 

 l'analyse prismatique avec l'analyse par diffraction, et qu'il 

 a employé pour l'étude du spectre solaire lui-même. Ses 



