ACADÉMIES ET SOCIETES SAVANTES 



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1er considère ce corps comme 

 à-dire comme une lactone : 



de la campholide, c'est- 



i ' - II ' '■ 



\ 



,CH- 



co 



\f 



présentant quelque analogie avec la plilalide. — 

 M. Guyot, s'appuyant sur ce que le chlorure de 

 l'acide paratoluylorthobenzoïque, condensé avec le 

 toluène en présence de chlorure d'aluminium, donne, 

 avec d'excellents rendements, de la ditolylphtalido, 

 propose de considérer l'acide paratoluylorthoben 

 zoïque comme un acide-lactone ayant la formule sui- 

 vante : 



cil 



.OH 

 C >C«li«— CH* 



\ C0 / 



Il rappelle qu'autrefois Bredt a proposé une formule 

 analogue pour l'acide benzoylorlhobenzoïque : 



CH* 



/ 



C <C«H : ' 

 x 



et que plus récemment MM. Haller et Guyot, dans 

 un*' communication à l'Académie des Sciences, ont 

 repris l'hypothèse de Bredt en l'appuyant sur de nou- 

 veaux laits. — M. Guyot décrit ensuite 

 lylphénylméthaneorthocarbonique : 



l'acide dito- 



C"H«C 



/ 

 ,C< 



H 



OHH'H- 



C«H*CH3 



■ CO-H 



les anthranol et oxanthranol correspondants : 



OH 



4/ 



C'qiiCH- 



OH»' | }C«H*CH» 



et 



C 'II ' 



\ ,OH<CHJ 

 C6H*CH3 



'\ 



-co/ 



OH 



tous composés bien cristallisés, obtenus avec la dito- 

 lylphtalide par les réactions bien connues indiquées 

 par Baeyer. A Haller 



SOCIÉTÉ ROYALE DE LONDRES 



SCIE.NCES PHYSIQUES 



J. Norman Lockyer, F. R. S. — Sur le 



nouveau gaz exttait de l'uraninite (3° note). — 

 Dans ma première note ', j'ai donné les longueurs 

 d'onde des ligues qui ont été observées, à la fois à la 

 pression atmosphérique et à basse pression, dans le 

 spectre du ou des gaz obtenus par la méthode qui 

 consiste à chauffer dans le vide l'uraninite ou brôg- 

 gerite. Depuis lors, lesdiversesphotographiesobtenues 

 ont été mesurées, en particulier les longueurs d'onde 

 des lignes situées dans le spectre de structure de l'hy- 

 drogène au delà de la région décrite par Hasselberg. 

 J'ai, en outre, observé le spectre d'aulres minéraux 

 voisins de l'uraninite dans le but de déterminer si 

 l'un d'eux donnait des lignes indiquant la présence du 

 gaz de l'uraninite ou d'autres gaz. Je donne maintenant 

 le tableau des lignes mesurées dans les spectres de 

 I* minéraux entre H 3889 et 4580 R, région pour la- 

 quelle, avec les plaques employées, l'action photogra- 

 phique était la plus intense (voir Tableau I). 



Dans ce tableau, on remarquera que les lignes sui- 

 vante?- : XX 4479,4196, 1156 et 4152,5, indiquées dans 



1 Voyez Revue générale des Sciences du 30 Octobre 1895, 

 page 952. 



ma première note, ont été exclues, car j'ai reconnu 

 qu'elles appartenaient au speclre de l'hydrogène. 

 La ligne 4368 a été également omise, car elle coïn- 

 cide probablement avec une ligne de l'oxygène. Le 

 tableau, à côté des longueurs d'onde des lignes des 

 minéraux étudiés, renferme les lignes observées et 



Tableau I 



mesurées par Young dans la chromosphère solaire, 

 celles photographiées pendant l'éclipsé de 1893 par 

 M. Fowler avec un instrument de 6 pouces, et celles 

 photographiées avec le même instrument à Kensington 

 de quelques étoiles du groupe III de ma classification 

 de la constellation d'Orion. Ce tableau fait avancer la 

 question des relations des nouveaux gaz avec les phé- 

 nomènes solaires et stellaires beaucoup plus que je ne 

 me serais d'abord aventuré à le supposer. 11 semble 

 que nous sommes en présence de la vera causa, non de 

 deux ou trois, mais de beaucoup de lignes jusqu'alors 

 classées comme inconnues par ceux qui étudient la 

 chimie solaire el stellaire. Si cette idée se confirme, 

 les nouveaux gaz vont prendre une importance consi- 

 dérable dans la Chimie céleste, quoiqu'ils aient peut- 

 être peu de valeur pratique sur notre globe. On peut 

 remarquer les différences qui existent entre les obser- 

 vations de l'éclipsé et celles de la chromosphère. Lés 

 premières ont été faites alors que les basses couches 

 de l'atmosphère solaire étaient à l'état tranquille et 

 donnaient un spe'tre pur produit à une température 

 constante ; pour l'observation de la chromosptfêre, les 

 couches étaient dans un état de perturbation et produi- 

 saient des protubérances dont les lignes troublaieut le 

 spectre. Les observations de l'éclipsé ont donc une 

 valeurplus grande; mais si. d'un autre côté, on les 

 compare avec le spectre de certaines étoiles, on cons- 

 tate que ce dernier offre le meilleur critérium pour 

 toutes les observations. 



