KONGL. SV. VET. AKADEMIENS HANDLINGAR. BAND. 21. N:0 2. 107 



Les mesures au Ss III sont en parfait accord avec le calcul. Quant au Ss IV, 

 il semble indubitable, qu'il y a une différence de + O'',oo:! entré le calcul et Tobservation. 

 A cause de cela, je donne deux valeurs des longueurs d'onde définitiA^es; Tune, I, est 

 déduite de mes observations sans égard a cette différence, Tautre, 7.', est celle qu'on 

 obtient en auginentant de O'',003 les differentes lectures du tambour. Au reste, on voit 

 qu'il y a une forte différence entré le constant de la température dans les deux for- 

 mules, Tun étant de 34°, Tautre de 14° seulement. Mais on voit aussi que ce constant 

 ne peut étre déterminé qu'avec une tres grande incertitude, et si Ton voulait introduire, 

 dans Tune et Tautre formule, le méme constant p. ex. 20°, les erreurs restantes ne sur- 

 passeraient guére la somme des erreurs probables des tables de réduction pour trouver 

 les longueurs d'onde, des erreurs dans mes mesures des raies uiétalliques et des erreurs 

 des longueurs d'onde adoptées. Au reste Tinfluence de cette incertitude sur les lon- 

 gueurs d'onde cherchées est minime. 



Lorsqu'il s'agit des mesures dans les spectres des étoiles fixes, il faut en general 

 placer une lentille cylindrique au devant de la fente. On sait qu'on peut donner ä 

 cette lentille deux positions differentes, une oii elle élargit les deux bouts du spectre, 

 et une autre ou elle les rétrécit. Celle-lä me paraissant donner une plus grande netteté 

 ä rimage, je Tai toujours préférée. 



Lorsque notre spectroscope est attaché ä la lunette, la lentille cylindrique est 

 inaccessible, et par conséquent il est nécessaire de la placer d'avance dans la juste po- 

 sition. Pour ce but, j'ai placé le spectroscope sur une sorte de banc optique, consis- 

 tant en deux supports fixes pour le spectroscope, de plus un support mobile, portant 

 un objectif aohromatique, et un quatriéme, sur lequel est fixée une plaque en laiton, 

 percée d'un tres petit trou rond. Pendant cette operation on a öté le prisme du 

 spectroscope; on peut donc voir, dans la lunette d'observation, ä la fois la fente et le 

 trou, qu'on illumine ä Taide d'unc lampe ä pétrole. Apres avoir mis le support qui 

 porte Tobjectif dans une telle position, que Timage du trou se raontre parfaiteraent 

 nette k travers de la fente ouverte, je remets la lentille cylindrique a sa place, et je 

 la fais tourner jusqu'ä ce que limage tres allongée du trou devient paralléle aux tranches 

 de la fente; et puis je rapproche convenablement la lentille de la fente. 



Lorsqu'on fait des mesures des raies étroites dans les spectres stellaires, la fente 

 n'a d'autre but que de retenir Tétoile dans une position donnée, et par conséquent 

 prevenir tout changement du point zéro. Il on est autrement des larges bändes, qui 

 sont fortes et tranchées de Tun cöté, mais faibles et indistinctes vers Tautre cöté. Jci 

 une fente large donne origine a des erreurs s)'stématiques contre lesquelles il faut se 

 gärder autant que possible. A cause de cela, je ferai le suivant dévcloppement, qui a 

 pour but de montrer Tinfluence de la largeur de la fente sur Taspect offert par une 

 bände dégradée, dans le spectre d'une source lumineuse d'un certain diamétre. 



Supposons d'abord qu'on examine au spectroscope une source lumineuse mono- 

 chromatique en rendant si petite que possible la largeur de la fente. Il est evident 

 qu'on voit alors une raie spectrale tres étroite. Supposons que s est sa largeur, expri- 

 mée en longueurs d'onde. Si Ton fait la largeur de la fente n fois plus grande, et si a 



