76 APPLICATIONS DK l'aNALYSE SPECTRALE 



d'une certaine largeur, il faut donc commencer par trans- 

 former ce point en une ligne lumineuse et, pour cela, faire 

 passer le faisceau de rayons que l'objectif a rendu con- 

 vergents à travers une lentille cylindrique; la tranche 

 lumineuse et très-mince ainsi produite, est ensuite reçue 

 dans la fente du spectroscope et s'étale par son passage à 

 travers une série de prismes en un long ruban sur lequf^l 

 on distingue alors nettement les différentes raies spec- 

 trales de l'astre que l'on veut étudier. Cela ne suffit point 

 encore, il faut pouvoir comparer ces raies avec celles des 

 différents corps simples dont il s'agit de constater la pré- 

 se[>cedans ces mondes éloignés. Pour cela l'on adapte de- 

 vant la portion inférieure de la fente du spectroscope un 

 petit miroir' (jui réfléchit directement dans l'intérieur de 

 l'appareil les rayons envoyés latéralement par le corps ga- 

 zeux incandescent dont on veut comparer le spectre avec 

 celui de l'étoile. L'on obtient ainsi deux s[MfCtres superpo- 

 sés, et la coïncidence exacte d'un certain nombre de raies 

 de ces deux spectres établit, avec une probabilité plus ou 

 moins grande, équivalant parfais à une certitude presque 

 absolue, la présence de tel ou tel corps dans une étoile 

 fixe ou une nébuleuse. 



Telle est la base des instruments imaginés par 

 M.Huggins d'une part, par le Rév. P. Secchi d'autre part, 

 et que nous appellerons avec M, Schellen spectroscopes 

 stellaires (Sternspectroscope) ou encore télespeclroscopes. 

 M. Huggins eu'.ployait pour ces recherches un réfrac- 

 teur ayant 8 pouces d'ouverture et 10 pieds de distance 



' Celte disposition est déjà ancienne et se retrouve dans tout spec- 

 troscope complet ; l'on fixe ordinairement à cet effet, devant la moitié 

 inférieure de la fente du spectroscope, un petit prisme à réQexion to- 

 tale dont la section est un triangle équilatéral. 



