84 REVUE INTERNATIONALE DES SCIENCES. . 



(le calcium, par exemple, possède un spectre propre tant que la température est 

 maintenue au-dessous d'un certain degré, mais à mesure que Ton élève la tem- 

 pérature, le spectre du sel s'éteint graduellement et l'on voit apparaître de 

 très-fines lignes dues au métal dans les régions bleue et violette du spectre. A 

 la température de l'arc électrique, la ligne située dans le bleu est très-intense, 

 les lignes violettes H etK étant encore minces. Dans le soleil, les lignes H etK 

 sont très-épaisses, et la ligne du bleu est d'une intensité moindre que les deux 

 autres et beaucoup plus mince que dans l'arc. Enfin, les photographies spec- 

 troscopiques des étoiles du docteur Huggin montrent, d'une part, que les lignes 

 H et K existent dans le spectre de a de l'Aigle, la dernière n'ayant toutefois que 

 la moitié environ de la largeur de la première, et d'autre part que, ,dans le 

 spectre de a de la Lyre et de Sirius, la ligne H du calcium existe seule. Les 

 observations spectroscopiques des tourbillons solaires du professeur Young 

 prouvent également que ces différentes lignes se rapportent à des substances 

 différentes, car il a vu que la ligne H était injectée 75 fois dans la chromo- 

 sphère, la ligne K 50 fois seulement^ tandis que la ligne bleue, qui est la plus 

 importante du calcium, à la température de l'arc électiique, n'est injectée que 

 3 fois seulement. 



Dans le specire du fer, deux groupes composés chacun d'e trois hgnes, situés 

 dans la région comprise entre H et G sont essentiellement caractéristiques de 

 ce métal. En comparant les photographies du spectre solaire et l'étincelle pro- 

 duite entre les pôles de deux morceaux de fer, l'intensité relative de ces 

 groupes de lignes se montre absolument renversée ; les lignes les moins vi- 

 sibles dans le spectre de l'étincelle étaient les plus prononcées dans le spectre 

 solaire, tandis que le groupe qui prédomine le plus dans le spectre de l'étin- 

 celle est représenté dans celui du soleil par des lignes moins épaisses de plus de 

 moitié. Le professeur Young a observé, dans les tourbillons solaires, deux 

 très-belles lignes dans le spectre du fer, près de G, injectées trente fois dans la 

 chromosphère, tandis que l'une des lignes du groupe n'était injectée que deux 

 fois. 



M. Lockyer estime que ces faits sont très-faciles à comprendre, si l'on admet 

 que les lignes sont produites par la situation de plusieurs molécules distinctes. 

 Le spectre du lithium offre une série de changements coïncidant avec l'éléva- 

 tion de la température et analogues à ceux que présente le calcium. 



En , discutant le spectre de l'hydrogène, M. Lockyer ajoute un certain nombre 

 de faits et de considérations du plus grand intérêt. Il indique que la ligne la 

 plus réfrangible de l'hydrogène dans le spectre solaire, /«, ne se montre dans 

 les recherches de laboratoire que lorsqu'on emploie des températures très- 

 élevées et qu'elle était absente du spectre des protubérances solaires de 1875, 

 quoique les autres lignes de l'hydrogène aient pu être photographiées. Cette 

 ligne coïncide aussi avec la ligne la plus forte de l'indium, ainsi que l'avait déjà 

 signalé Talen et peut-être photographiée en faisant volatiliser l'indium dans 

 l'arc électrique, tandis que le palladium, chargé d'hydrogène donne une pho- 

 tographie dans laquelle aucune des lignes de l'hydrogène n'est visible. En 

 employant une étincelle très-faible ^à une pression très-basse, la ligne F de 



