Extinction dans l'Atmosphère tekrestee. 



25 



Le pouvoir dispersif du prisme et les distances focales des mi- 

 roirs sont relativement faibles, et d'autre part le fil du bolomètre 

 occupe une zone assez conséquente du spectre. 



Au lieu donc de procéder comme ci-dessus, j'ai projeté le spectre 

 solaire, à l'aide d'un réseau, dans le plan de la fente de l'appareil 

 spectral et mis au point les différentes raies de Frauenhofer sur 

 l'ouverture de la fente. Dans ce but, une fente verticale fut amenée 

 dans le plan de l'image du miroir G (v. fig. 1), et le miroir D fut rem- 

 placé par un réseau pouvant tourner autour d'un axe vertical. Ce ré- 

 seau était concave et de petite dimension, possédant un foyer principal 

 de 2.5 mètres. Je me suis servi de sa spectre du second ordre. La lon- 

 gueur de la partie visible était environ 0.7 m. et la dispersion était 

 suffissamment importante pour qu'il soit possible d'amener, sur l'ouver- 

 ture de la fente, par exemple la zone des longueurs d'onde comprises 

 entre les deux raies du sodium. La largeur de la fente était réglée 

 de telle façon que son image se superposa complètement au fil du 

 bolomètre. Une fois la fente ainsi éclairée l'appareil enregistreur fut 

 mis en marche dans le sens des longueurs d'onde les plus grandes 

 vers les plus petites, et le mouvement fut arrêté au moment même 

 où l'image de la fente arriva à couvrir le fil du bolomètre. On marqua 

 alors la position correspondante sur la plaque. Le spectre visible fut 

 ainsi parcouru de la raie 5 à la raie Hy et les différentes marques 

 furent ensuite mesurées par le procédé mentionné ci-dessus. 



Le tableau 3 représente les résultats de 6 series d'observations 

 différentes. 



Tableau 3. 



Nova Acta Reg. Soc. Sc. Ups., Ser. 4, Vol. 3, N. 6. Impr. "/5 1913. 



