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e con E, e sono nettamente visibili, e il secondo è più nero del primo; 

 i due che appena si sospettano sono compresi tra questi; due abbastanza 

 bene visibili sono al di là di E. Nessuno di essi, tranne forse E, resiste allo 

 ingrandimento del microscopio usato: ed allora con il balaustrino ed una 

 divisione millimetrata usata come nonio vengono determinate le sole posi- 



A 



A = 358 



E 



A = 466 



Spettro della cometa Quénisset. 



zioni dei due nodi oltre E (regione gialla) che non sono nella lastra 3), 

 rispetto ad A e E, e si ottiene 



A =mm. 6.7 

 E =mm. 2.4 

 E, =mm. 1.0 

 E 2 = 0.0 



Le lunghezze d'onda corrispondenti ai diversi nodi. 



Per determinare le lunghezze d'onda, una volta che non si poteva di- 

 sporre di un vero e proprio spettro di comparazione, venne preso, sulla 

 lastra 3), da una parte lo spettro della i Serpentis, stella prossima alla 

 cometa (distanza sulla lastra: poco più di 1 cm), molto nitido: e come 

 punto di partenza sullo spettro della cometa il nodo A che senza nessun 

 dubbio appartiene al cianogeno e corrisponde al gruppo di bande da X = 386 

 a A = 388/t. 



Lo spettro di i Serpentis è molto nitido, paragonabile, in nitidezza, con 

 quello della cometa; presenta sette righe. Poiché la stella appartiene alla 

 classe Ia2 di Vogel, certamente dette righe appartengono all' idrogeno, 



