8 N.-C. DUNER, SUR LES ÉTOILES A SPECTRES DE LA TROIÖIEME CLASSE. 



des, les chlorides etc. que les diiiérentes espéces de rhydrogéiie carbone montrent, dans 

 un spectroscope ordinarie, des bändes dégradées vers Tun coté, soit vers le rouge 

 soit vers le violet. Examinées sous une dispersion tres forte, ces bändes se montrent 

 composées de raies fines, tres serrées et tres brillantes d'un cöté de la bände, mais de 

 plus en plus éclaircies et faibles de Tautre. Mais c'est préciséinent ce qu'on a vu, dans 

 les spectres de la classe Illa. Sous des circonstances exceptionnelleinent favorables, 

 et avec des dispersions tres fortes, on a réussi k décomposer les bändes obscures dans 

 des raies isolées^). 



Plusieurs astronomes, Secchi, D'Arrest, Vogel, se sont prononcés sur la position 

 stéréotypique dans laquelle se trouvent les bändes obscures dans les spectres de ces 

 étoiles, et pour ma part, mes observations ne font que coiistater cette invariabilité de 

 la position des bändes principales. Au reste les déterminations de leurs longueurs 

 d'onde, faites par M. Vogel et moi^) donnent une preuve indiscutable de la justesse 

 de cette affirmation. Si Ton exaraine ces spectres avec des spectroscopes de faible dis- 

 persion, les bändes dans les étoiles brillantes de cette classe se montrent tres forte- 

 ment tranchées vers le violet, tandis que dans les étoiles plus faibles elles sont un peu 

 dififuses aussi de ce c6té-lä. Cela tient, selon toute probabilité, ä la circonstance qu'il 

 y a de fortes raies métalliques tres prés du bord le plus réfrangible des bändes, oii 

 se trouve du reste leur partie la plus foncée. Dans les étoiles brillantes ces raies sont 

 bien visibles et paraissent terminer la bände, tandis qu'elles sont comme k Tordinaire 

 tout-ä-fait imperceptibles dans les étoiles faibles. Avec une dispersion plus forte, on 

 distingue, dans les spectres des étoiles tres brillantes, outre les bändes principales, 

 d'autres bändes secondaires, plus faibles et en partie plus étroites. ^) Au reste il y a, 

 dans les spectres des étoiles diftérentes de cette classe, une diversité tres notable dans 

 Topacité des bändes répondantes; et elle devient plus saillante a mesure qu'on emploie une 

 dispersion plus forte. Je m'imagine que, dans les spectres å des bändes plus déliées, 

 les raies constituantes sont plus faibles que dans les autres. On saurait en effet k 

 peine expliquer la diflférente opacité des bändes correspondantes dans les spectres des 

 diflférentes étoiles que sous cette supposition. Car k cause de la position invariable 

 des bändes, il est indubitable que ce sont en general les mémes substances qui se trou- 

 vent dans les atmosphéres de toutes ces étoiles. Par conséquent, une plus grande 

 opacité est causée par une plus forte absorption de ces gaz, lesquels doivent se trouver 

 précisément ä cause de cela dans un état de chaleur moins élevé. Mais tout comme 

 les raies simples métalliques deviennent plus foncées dans de telles circonstances, il 

 doit en étre de méme des raies constituantes des bändes. Si donc il y a tout lieu 

 de croire que notre hypothése est juste, une plus forte dispersion doit faire pälir les 

 faibles bändes par une raison analogue de celle qui fait que, dans une lunette ordi- 

 naire, une nébuleuse semble devenir tres faible si elle est sur le point de se décomposer 

 en des étoiles tellement petites qu'elles sont ä peine perceptibles lorsqu'elles sont isolées. 



') V. D'Arrest. a. N. 2032, 2044. Il semble cependant que M. Vogel ii'ait -(Ti trace de décomposition 

 de ces bändes, ä Faide des instruments tres puissants de Bothkamp et de Vienne. 



-) V. le chapitre V du mémoire present, qui traite des longueurs d'onde. 



^) V. la planche ci-j ointe, figg. 1, 2 desquelles celle-lä représente le spectre de a Orionis comme il se voit 

 å Taide d'une dispersion moyenne, et celle-ci le spectre de a Herculis vu sous une dispersion faible. 



