132 INFLUENCE DE LA DENSITÉ ET DE LA TEMPÉRATURE 



en ^uv^îine qui sera la plus chke, puisque, dans im spectre 



donné, A)., aussi bien que •^^, varient comme fondions de 



1. Ayant égard à ce que, dès que la valeur de E},fj s'a- 

 baisse au-dessous d'une certaine limite déterminée par la 

 sensibilité de notre œil, la partie en question du spectre 

 échappe à notre perception, il suit de ces considérations 

 le principe suivant : 



Si, la température étant constante, on diminue graduel- 

 Jtment la densité d'un gaz incandescent, le nombre des li- 

 gnes d'un spectre doit aussi aller en diminuant, et finale- 

 ment le spectre se réduit à une seule ligne, dont la position 

 dépend de la température et de la nature du gaz. 



Il me semble que ce principe peut déjà être considéré 

 comme confirmé par les observations que MM. Frankland 

 et Lockyer ont publiées l'année dernière dans les Procee- 

 dings of the royal Society, n° 'J12. Le passage qui con- 

 cerne cette question est ainsi conçu : 



« Dans certaines conditions de température et de pres- 

 « sion, le spectre, très-compliqué de l'hydrogène, est ré- 

 « duit, dans notre instrument, à une ligne dans le bleu 

 « correspondant à F du spectre solaire. Le spectre, éga- 

 « lement compliqué de l'azote, peut être réduit de même 

 « à une ligne brillante dans le vert, avec des traces d'au- 

 « très lignes faibles plus réfrangibles. » 



Toutefois, ces observations, à elles seules, ne permet- 

 tent pas de formuler des conclusions sur la température 

 des corps célestes, qui, comme cela a lieu pour un grand 

 nombre de nébuleuses, présentent le phénomène remar- 

 quable de donner des spectres très-simples; les considé- 

 rations précédentes montrent que des conclusions de cette 

 nature ne sont pas admissibles, puisque, pour toute tem- 



