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enregistrer les spectres en question. Sur le bâti de la monture, on fixera : 

 i° un chercheur destiné à suivre l'astre dont on veut avoir la vitesse radiale; 

 2° un collimateur muni d'un miroir pouvant être écarté et remis en place 

 à volonté (la stabilité complète de ce miroir n'est pas nécessaire). La 

 fente du collimateur doit être tournée de façon à se présenter à peu près 

 parallèlement aux traits du réseau, après réflexion sur le miroir; le miroir 

 lui-même, une fois amené dans la position d'utilisation, doit être orienté 

 de façon à envoyer le faisceau issu du collimateur dans une direction voi- 

 sine de celle de l'axe du chercheur. 



Voyons comment un pareil dispositif peut servir à la détermination des 

 vitesses radiales des étoiles. Supposons d'abord le spectrographe parfaite- 

 ment rigide. On verra ensuite comment on doit opérer dans l'hypothèse 

 contraire. 



L'appareil étant installé sur un support équatorial, dirigeons-le sur 

 l'étoile à étudier et maintenons l'image en place dans le chercheur, en 

 agissant sur les organes de rectification du support. La pose faite, amenons 

 le miroir dans la position d'utilisation et éclairons la fente avec une source 

 de comparaison donnant un spectre bien connu. La seconde pose terminée, 

 on se trouve en possession de deux clichés portant chacun deux spectres 

 permettant d'obtenir la solution du problème que nous avons en vue, pro- 

 blème qui revient à déterminer A connaissant A'. 



Choisissons, en effet, une raie déterminée du spectre stellaire sur les 

 clichés 1 et 2 et une raie de comparaison voisine. 



Mesurant micrométriquement, sur chacun des deux clichés, la distance 

 des raies en question, on en déduit les valeurs précises des petites diffé- 

 rences G', — 9 a et 0, — 0,. Le petit angle ■]> étant connu, d'après la position 

 des spectres sur les clichés, l'équation (3) permet de calculer A en fonction 

 de X', si l'on possède les valeurs approchées de cos -^— — ' et de cos - — • 



11 v a deux moyens de déterminer ces cosinus. 



En premier lieu, les données de construction du spectrographe étant 

 connues, après étude préalable de l'appareil, l'incidence sur le réseau des 

 rayons émanant de l'étoile est elle-même connue, au moins approximati- 

 vement. L'emploi de la formule ( i) permet donc de déterminer 6 2 ,8,; 6' s 

 et 9' ( , sont ensuite déterminés, en ajoutant à 9 2 et 0,, les différences mesu- 

 rées ci-dessus. 



.Mais on peut procéder autrement. 



Mesurons micrométriquement deux raies de comparaison assez éloignées 

 et pouvant d'ailleurs faire partie de spectres d'ordres différents fournis par 



