BANDES DE DISPERSION DANS LES SPECTRES. 



émettant beaucoup moins de lumière que le reste. Le soleil ^ avec ses 

 taches, ne peut certainement pas servir ici d'exemple. On connaît 

 d'ailleurs une foule de cas où, dans Je spectre d'une étoile variable, les 

 bandes brillantes sont vues du coté violet, et les bandes obscures du côté 

 rouge des raies d'absorption; cela est donc tout le contraire des phéno- 

 mènes présentés par les Novae. Il arrive même qu'au bout d'un 

 certain temps, dans le spectre d'une seule et même étoile, les bandes 

 brillantes et obscures permutent leurs positions par rapport à la situation 

 moyenne des raies d'absorption. Tel est le cas e. a. pour le spectre de 

 Mira Ceti, comme on peut s'en assurer quand on compare les observa- 

 tions de MM. Vogel et Wilsing en 1896 (Sitzw/gsber. Berl. Akad., 17) 

 avec celles de M. Campbell en 1898 {Astroph. Jouru., 9, 31) et celles 

 de M. Stebbins en 19 Oo {Astroph. Jour)/. , 18, -341). Il en est de même 

 pour le spectre de ô Orionis, observé par M. Huggins en 189-1 et en 

 1897 (An Atlas of représentative Stellar Spectra, p. 140), etc. Dans 

 ces cas-là l'explication proposée par M. Ebkrt exigerait quelques hypo- 

 thèses additionnelles. 



Il semble au contraire que notre hypothèse fondamentale, supposant 

 la structure de la plupart des étoiles semblable à celle du soleil (accor- 

 dant toutefois que les étoiles peuvent différer considérablement par 

 rétendue de leurs enveloppes gazeuses respectives, par la rapidité moyenne 

 avec laquelle la densité y varie, par la composition chimique, la tem- 

 pérature etc.) permet d'expliquer un plus grand nombre de faits sans 

 qu'il soit nécessaire d'y ajouter des hypothèses auxiliaires. Elle nous 

 fait comprendre qu'un déplacement des bandes de dispersion vers les 

 grandes longueurs d'ondes est presque tout aussi probable que vers les 

 petites, — du moins si nous ne tenons pas compte de l'asymétrie 

 dans la forme des courbes de dispersion, et que nous supposons pour 

 un moment que les directions des axes des étoiles sont distribuées sans 

 aucune régularité dans l'espace. 



Si l'on néglige l'aberration et la parallaxe annuelle, la direction 

 dans laquelle on voit une étoile peut être regardée comme constante 

 dans l'espace. Or, si la distribution de la matière qui constitue ce corps 

 céleste reste à peu près invariable pendant un temps assez long, il 

 faudra qu'après chaque rotation de l'étoile notre ligne de visée traverse 

 le même endroit du ^système optique", et nous devrons observer une 

 allure nettement périodique dans la variation de Péclal de l'étoile et de 

 l'aspect de ses raies spectrales. Toutefois, dans la plupart des cas, des 



