SÉANCE DU l>9 MARS 1909. 829 



défilei- le spectre par simple lotalion du réseau, au moyen de cordons que l'observa- 

 teur a sous la main. Ce type de spectroscope est très commode et très peu encom- 

 brant; il tient tout entier sur une poutre de 3'",5o de long et o™,25 de large. Un 

 inconvénient provient de la lumière réfléchie par robjeclif, qui donne un fond lumi- 

 neux dans le champ; on rélimine facilement au moyen de petits écrans convenablement 

 placés, qui ne diminuent pas sensiblement la surface utilisée du réseau. On pe«t 

 observer soit visuellement, soit par photographie. Nous utilisons ordinairement le 

 troisième spectre, ce qui donne une dispersion deo'"'",58 par angstrijm. 



La fente du spectroscope est dans le plan focal de Tobjectif tjui projelle 

 les anneaux, suivant un diamètre de ceux-ci. Dans le cas d'un spectre à 

 raies brillantes, chaque image de la fente est réduite à un certain nombre 

 de points brillants, intersections de la fente avec les anneaux d'interférence 

 produits par la radiation correspondante. 



Dans le cas du spectre solaire, spectre continu traversé par des lignes 

 noires, le phénomène est plus complexe. Si la fente est fine, on obtient un 

 spectre cannelé à franges très serrées et légèrement courbes, parce que la 

 différence de marche n'est pas la mcnic pour tous les points de la fente; 

 sur ce spectre cannelé apparaissent, rectilignes, les raies noires du spectre 

 solaire. Si Ton donne à la fente une largeur convenable pour la région étu- 

 diée, les raies solaires restent visibles, mais chacune d'elles se montre sous 

 forme d'une série de points noirs, symétriquement distribués par rapport 

 au centre du système d'anneaux. Ces points noirs occupent la place qu'au- 

 raient les points brillants donnés par une raie bi^illante ayant la même lon- 

 gueur d'onde que la raie sombre. La distance de deux points correspondants 

 donne le diamètre d'un anneau. La comparaison des diamètres d'aimeaux 

 obtenus dans deux cas successifs donne la variation de longueur d'onde. 



Dans chaque cas, une image de la source est projetée sur l'appareil inlerférenliel. 

 limité par un écran pour que la partie utilisée soit toujours la même. Pour le Soleil, 

 celte image est produite par un objectif de 3™ de distance focale, après réilexion sur 

 le miroir d'un héliostat. Le diaphragme étant beaucoup plus petit que l'image du 

 Soleil, on utilise la partie qu'on veut du disque. Lorsqu'il s'agit de comparer le 

 spectre solaire à un spectre d'arc, le bascuiemeiU d'un miroir permet de passer d'une 

 souice à l'autre. 



Loi-squ'on utilise la pliolographie, les mesures se font sur les clichés au moyen d'un 

 comparateur. Dans le cas des observations visuelles, on fait des pointés en amenant 

 successivement les points brillants ou sombres sur un fil fixe, par rotation de l'ap- 

 pnreil inlerférenliel autour d'un axe horizontal; les angles sont mesurés en visant, 

 avec une lentille fixe, l'image d'une échelle divisée dans un miroir lié à l'appan'll 

 Inlerférentiel. 



C. K., iciug, ," Semesti . T. CXLVIIl, i\- 13. ) IO7 



