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  îa 
  fente 
  proviendra 
  des 
  disques 
  voisins 
  qui 
  se 
  trouvent 
  jjîus 
  ou 
  

   moins 
  coupés 
  par 
  celle-ci. 
  Cette 
  lumière 
  décomposée 
  dans 
  l'instru- 
  

   ment 
  formera 
  donc 
  une 
  portion 
  très-limitée 
  du 
  spectre, 
  et 
  toute 
  

   lumière 
  étrangère 
  à 
  cette 
  portion 
  sera 
  éliminée; 
  il 
  en 
  résultera 
  

   une 
  pureté 
  et 
  une 
  intensité 
  toutes 
  nouvelles 
  pour 
  le 
  spectre. 
  

  

  J'ai 
  obtenu, 
  par 
  cette 
  disposition, 
  des 
  résultats 
  inespérés, 
  et 
  elle 
  

   me 
  paraît 
  susceptible 
  de 
  beaucoup 
  d'avenir 
  pour 
  les 
  analyses 
  qui 
  

   exigent 
  une 
  très-grande 
  pureté 
  spectrale 
  et 
  une 
  grande 
  précision. 
  

  

  Lorsqu'on 
  n'emploie 
  pas 
  de 
  prisme 
  à 
  dispersion, 
  et 
  qu'on 
  se 
  

   contente 
  de 
  faire 
  tomber 
  l'image 
  du 
  soleil 
  sur 
  la 
  fente 
  de 
  l'instru- 
  

   ment, 
  on 
  obtient 
  un 
  spectre 
  où 
  les 
  lignes 
  transversales 
  (parallèles 
  

   aux 
  raies) 
  sont 
  formées 
  par 
  des 
  rayons 
  qui 
  viennent 
  des 
  différents 
  

   points 
  d'un 
  diamètre 
  du 
  disque 
  solaire 
  (voir 
  Comptes 
  rendus 
  de 
  

   r 
  Académie, 
  i8 
  mai 
  i863); 
  c'est 
  une 
  forme 
  d'analyse 
  qui 
  doit 
  être 
  

   employée 
  quand 
  on 
  veut 
  faire 
  des 
  études 
  comparatives 
  sur 
  la 
  lumière 
  

   provenant 
  des 
  divers 
  points 
  de 
  la 
  surface 
  du 
  soleil. 
  Je 
  développerai 
  

   ailleurs 
  les 
  résultats 
  que 
  j'ai 
  déjà 
  obtenus 
  sur 
  ce 
  nouveau 
  sujet, 
  

  

  III. 
  MÉTHODES 
  D'OBSERVATION. 
  

  

  La 
  position 
  des 
  raies 
  du 
  spectre 
  a 
  été 
  obtenue 
  par 
  la 
  méthode 
  

   des 
  micromètres 
  oculaires. 
  Une 
  échelle 
  gravée 
  sur 
  verre, 
  placée 
  

   au 
  foyer 
  commun 
  de 
  l'objectif 
  et 
  de 
  l'oculaire 
  de 
  la 
  lunette 
  explo- 
  

   ratrice 
  donnait 
  immédiatement 
  la 
  position 
  de 
  toutes 
  les 
  raies 
  de 
  la 
  

   région 
  spectrale 
  comprise 
  dans 
  le 
  champ. 
  Au 
  moyen 
  de 
  la 
  vis 
  qui 
  

   agit 
  SLir 
  les 
  prismes, 
  on 
  faisait 
  ensuite 
  passer 
  les 
  raies 
  du 
  spectre, 
  

   jusqu'à 
  ce 
  que 
  la 
  dernière 
  raie 
  notée 
  devînt 
  la 
  première 
  sur 
  l'é- 
  

   chelle; 
  on 
  répétait 
  alors 
  les 
  mêmes 
  mesures 
  pour 
  les 
  groupes 
  sui- 
  

   vants 
  qui 
  se 
  trouvaient 
  ainsi 
  liés 
  au 
  premier, 
  et 
  ainsi 
  de 
  suite. 
  Ces 
  

   déterminations 
  ont 
  été 
  prises 
  avec 
  tout 
  le 
  soin 
  désirable 
  ; 
  elles 
  n'ont 
  

   pas 
  toutefois 
  l'importance 
  qu'on 
  serait 
  tenté 
  de 
  leur 
  attribuer 
  tout 
  

   d'abord. 
  Le 
  coefficient 
  de 
  dispersion 
  d'un 
  prisme 
  est 
  variable 
  pour 
  

   les 
  diverses 
  parties 
  du 
  spectre, 
  et 
  dans 
  le 
  passage 
  d'un 
  prisme 
  à 
  

   un 
  autre, 
  ces 
  parties 
  ne 
  sont 
  pas 
  dilatées 
  ou 
  contractées 
  dans 
  le 
  

   même 
  rapport; 
  il 
  en 
  résulte 
  que 
  la 
  position 
  des 
  raies 
  varie 
  avec 
  

   les 
  instruments. 
  Mais 
  heureusement 
  de 
  semblables 
  mesures 
  ne 
  

   sont 
  pas 
  indispensables 
  pour 
  qu'on 
  puisse 
  retrouver 
  et 
  identifier 
  

   les 
  lignes 
  d'une 
  carte. 
  En 
  effet, 
  l'examen 
  attentif 
  du 
  spectre 
  solaire 
  

   dans 
  les 
  grands 
  instruments 
  montre 
  que 
  les 
  diverses 
  raies 
  qui 
  y 
  

   figurent, 
  sont 
  différenciées 
  entre 
  elles 
  par 
  leur 
  intensité, 
  leur 
  

  

  