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à portraits dont le foyer était éejal à quatre fois seulement l'ouverture. Sur 

 les clichés obtenus avec cet instrument, une différence de longueur d'onde 

 de oi^i^, 5 est représentée, dans la partie moyenne du spectre, par une lon- 

 gueur d'environ o™'°,o2, ce qui correspond, à peu près, à la précision des 

 pointes. 



» Malgré les mauvaises conditions atmosphériques, mes assistants, 

 MM. H. Chrétien et A. Senonque, réussirent à obtenir le 24 octobre, avec 

 I heure de pose, un cliché assez satisfaisant qui se prête à des mesures 

 précises. Examinons ce cliché. 



» Nous remarquons tout d'abord, aux extrémités du spectre, deux con- 

 densations très intenses indiquant que les radiations actiniques envoyées 

 par la comète se réduisent essentiellement à deux : ^^472 et X38y. 

 Ces radiations sont bien connues : elles correspondent aux raies les plus 

 intenses des bandes bleue et violette du spectre de l'arc électrique. La 

 bande bleue, dont la tête a pour longueur d'onde 472, appartient aux 

 spectres des hydrocarbures, et la bande dont la tête a pour longueur 

 d'onde 889 doit être considérée, depuis les travaux classiques de Kayser 

 etRunge, comme appartenant au spectre du cyanogène. Ces condensations 

 sont bien des images monochromatiques de la comète, car on y retrouve la 

 forme de la tête et même de la queue de la comète. De plus, au centre de 

 ces condensations, on distingue deux points, ce sont les images du noyau 

 de la comète fournies par deux radiations correspondant aux deux raies 

 les plus intenses des bandes bleue et violette du spectre de l'arc élec- 

 trique. 



>) Entre les longueurs d'onde 472 et 38g, le spectre présente un cer- 

 tain nombre d'autres condensations; mais ces condensations ne s'éten- 

 dent pas d'une manière continue sur toute la longueur du spectre et, 

 en deux points, le spectre est complètement interrompu. Celte disconti- 

 nuité du spectre prouve que, si le spectre solaire existe dans le spectre 

 de la comète, il n'est pas assez intense pour impressionner la plaque pho- 

 tographique. Il est donc certain que la proportion de lumière solaire 

 réfléchie par la comète est très faible en comparaison de sa lumière 

 propre. 



» Parmi les condensations secondaires que l'on remarque entre X472 

 et ^389, la plus importante s'étend de ^409,2 à \4oo,o. Cette conden- 

 sation ne correspond à aucun groupe de raies du carbone. 



» Une autre condensation s'étend de 143 1,0 à 1420,0; elle peut être 



