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ment des lampes à mercure, ainsi que l'équivalent mécanique de la 

 lumière dans diverses régions du spectre. 



Une autre série de travaux est relative à l'extrémité ultraviolette du 

 spectre solaire : les belles recherches de Cornu ont montré que la brusque 

 limitation de ce spectre, vers 3ooo angstrôms, est causée par l'absorption 

 atmosphérique, et Hartley a pensé qu'on pouvait l'attribuer à l'ozone, 

 niais cette hypothèse ne reposait que sur l'existence d'une forte bande 

 dans la région ultraviolette du spectre d'absorption de ce gaz. Les mesures 

 précises de MM. Fabry et Buisson confirment numériquement cette hypo- 

 thèse et nous apprennent que la très haute atmosphère contient une quan- 

 tité considérable d'ozone, plus de 5o fois supérieure à celle que les dosages 

 faits au voisinage du sol indiqueraient pour la totalité de l'enveloppe 

 gazeuse de la Terre, l'existence de cet ozone s'expliquant d'ailleurs aisé- 

 ment par l'action de l'ultraviolet solaire extrême sur l'oxygène de l'air. 



L'application suivante de l'interféromètre de Fabry et Perot est parti- 

 culièrement remarquable : l'agitation thermique d'un gaz luminescent, 

 soumis à une décharge électrique par exemple, produit nécessairement, par 

 effet Doppler, un élargissement mesurable des raies d'émission, et cet élar- 

 gissement, conséquence de la vitesse des particules lumineuses, dépend à la 

 fois de leur température et de leur masse. S'inspirant des travaux de Lord 

 Rayleigh et de Michelson, MM. Fabry et Buisson ont découvert que, pour les 

 gaz monoatomiques, la largeur des raies observées dans un tube de Plûcker 

 indique que la température du gaz est voisine de celle du milieu ambiant. 

 Aussi suffit-il de plonger le tube dans l'air liquide pour obtenir des raies 

 d'une giamlc linesse. L'expérience est particulièrement frappante avec un 

 gaz à atomes lourds et, par suite, peu rapides, tel que le krypton : les 

 raies deviennent alors presque rigoureusement monochioiièatiques et l'on 

 peut observer des interférences avec des relards de près d'un million de 

 périodes. La théorie, ainsi vérifiée, permet inversement de déduire, de 

 l'observation du spectre, la masse des particules rayonnantes, puisqu'on 

 connaît leur température et leur vitesse. Dans un tube à hydrogène, par 

 exemple, ces particules ont, à très peu près, la masse de l'atome et non de 

 la molécule : il en résulte que ce qu'on appelle le second spectre de l'hydro- 

 gène est bien dû, ainsi que l'avait affirmé M. Dufour, à l'hydrogène même, 

 et non à un composé. 



Un problème du plus haut intérêt a pu être abordé avec succès par cette 

 ingénieuse méthode : recevant sur leur appareil l'image de la nébuleuse 

 d'Orion, les auteurs précédents ont obtenu d'excellentes photographies 



