l394 ACADÉMIE DES SCIENCES. 



peut prévoir les phénomènes présentés par les radiations émises par les 

 couches inférieures de la photosphère d'une étoile lorsqu'elles vont traverser 

 les couches supérieures du calcium, ou bien des nuages de calcium placés 

 sur notre rayon visuel. Dans les régions du spectre près des raies caracté- 

 ristiques de la va})eur, les radiations sont réfractées avec des valeurs anor- 

 males de l'indice dé réfraction, d'où s'ensuit une différence de marche. 

 Par conséquent, si l'étoile est une double spectroscopique, la courbe des 

 vitesses radiales calculée à l'aide de ces radiations sera déplacée sur l'axe 

 du temps. Une interprétation semblable a été donnée par M. Henroteau à 

 ses mesures sur t Cygni (*). Le déplacement qui en résultera sera propor- 

 tionnel à la variation dans l'indice de réfraction, c'est-à-dire selon que la 

 raie mesurée est près de l'une ou de l'autre composante du doublet ou du 

 triplet. 



En employant des spectrographes à grande dispersion il devrait être 

 possible de trouver des raies voisines des composantes des triplets du 

 magnésium ou du calcium, ou du doublet du sodium pour les étoiles du 

 type B, et chercher s'il y a des déplacements, et comment varie leur 

 rapport lorsqu'on passe des environs d'une raie aux environs d'une autre de 

 la même série. Si ces rapports sont égaux aux k du tableau précédent, on 

 devra conclure que le déplacement est causé par la dispersion anomale. Les 

 tables de Rowland nous montrent que cela est possible pour le Soleil avec 

 le doublet du sodium et les triplets du magnésium et du calcium. 



Un autre fait se dégage des études sur la dispersion anomale : le carac- 

 tère différent des raies d'un élément. MM. de Gramont et Hemsalech (•') 

 ont rappelé l'attention sur le spectre du magnésium et surtout sur les 

 raies 4481 et 4352. Living et Dewar (') firent remarquer que la raie 4481 

 man([ue dans le spectre de flamme, et quelquefois dans celui de l'arc, mais 

 qu'elle est toujours présente dans le spectre de l'étincelle, c'est-à-dire 

 qu'elle a un haut degré d'excitation. Scheiner (') trouva, en 1894, que 

 cette raie est présente, sous forme de raie d'absorption, dans les étoiles des 

 types B et A ; en effet, elle est très forte dans a Canis Maj'., a Lyrœ, ol Canis 

 Min., mais faible dans le Soleil et dans \q& étoiles des types F et G, jusqu'à 

 disparaître dans K et M. 



(^ ) Journal of tlie Roy. Astron. Socitly of Canada, \o\. 15, 19'. 1, p. kh). 



(') Comptes rendus^ t. ITi, 1922, p. 356. 



(^) Proceed, R)y. Soc. London, t. 30, p. 98. 



(^) Sitzanffs. der K. preiiss. l./r. }] iss. zii Heilin, iSy/j. 



