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Soit maintenant dl^ l'erreur de 1;\ valeur adoptée de l^ et clR^ 

 celle de i?0 7 on obtient: 



(22) Â - Âo - DR, Séc «0 Cos I (« + «o) = dl, + clR,. D ; 



car dans le second membre on peut, sans faute appréciable, remplacer le 

 coefficient Cos - (a -\- a,) Séc u„ de la petite quantité d Rq par 1. 



Li 



J'ai donc calculé d'abord la distance D entre chacune des raies- 

 mesurées et la raie 6302,717 et j'ai trouvé 



1 



J'ai ici négligé les mesures de la raie 6278,30. Car contrairement 

 à toutes les autres raies celle-ci est une raie atmosphérique et par con- 

 séquent les distances qui la séparent des autres sont sujettes à des va- 

 riations dues au mouvement orbital de la terre. Pour prendre ces varia- 

 tions en considération, il eût fallu noter le temps moyen de toutes les 

 mesures, ce que je n'ai pas fait. A vrai dire il eût mieux valu choisir 

 exclusivement pour cette recherche des raies atmosphériques, où l'on n'a 

 pas besoin de se soucier sur quel point du disque solaire est dirigé le 

 spectroscope, mais les listes de M. Rowland ne contiennent pas assez 

 de raies telluriques pour que cela soit possible. J'ai donc tenu aussi 

 exactement que possible la fente dirigée sur le centre du Soleil, dans le 

 voisinage duquel les longueurs d'onde des raies solaires sont à peine 

 sujettes à des variations causées par la rotation du soleil. 



En considérant les valeurs D, on observe qu'en 1887 elles ont 

 été considérablement plus grandes qu'en 1888 et 1889. Cela s'explique 

 immédiatement par la circonstance que l'objectif du spectroscope qui a 

 servi cette année-là avait une distance focale plus grande que celui 



