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nette, traversai la serie des prismes, et s’y dispersait; arrivé sur la face éta- 
mée du dernier prisme il revenait sur lui-mème, pénètrait de nouveau dans la 
lunette et trouvait près de la fente un prisme à réflexiou qui le rejetait dans 
un oculaire dispose latéralement. Une seconde fente place'e devant la première 
servait à communiquer au faisceau incident un parallélisme plus rigoureux. 
Les avantages de cette disposition étaìent évidents; le spectre joignait à une 
dilatation extrème une pureté qui permettait d’ y discerner des lignes d’ une 
grande fìnesse ou celles qui sont très faiblement accentuées. Dès lors je pus 
constate!* que les plus importantes des bandes ou groupes qu’ on avait re- 
marqués le soir et le matin dans le spectre se résolvaient en lignes bien di- 
stinctes, visibles pour toute hauteur du Soleil et variant d’intensité précisé- 
ment comme les épaisseur d’air traversées par les rayons solaires; autant du 
moins qu’on peut 1 etablir d’après la hauteur probable de notre atmosphère. 
Cette doublé découverte résolvait évidemment la questiona il devenait dé- 
móntré que notre atmosphère produit dans le spectre solaire un système de 
raies qui lui est propre et qu’on devra distinguer désormais des raies solaires 
proprement dites. 
Je me suis attaché dès lors à construire des cartes qui présentassent cette 
distinction capitale. C’ est un travail très long et très pénible à cause de la 
fatigue qu’ on éprouve à contempler longtemps les eouleurs éblouissantes du 
spectre solaire. Quand je dirai que mon instrument montre dans le spectre 
environ trois mille raies et que la meilleure partie a du ótre l’objet d’une étude 
speciale, on comprendra que pour mener à bonne fin un pareil travail je devais 
étre soutenu par la perspective d’ ajouter un vérité importante et feconde à 
nos connaissances en physique celeste. 
En attendant que je publie les grandes cartes qui résultent de toutes 
mes observations, je joins à cet extrait un croquis montrant les groupes de 
raies telluriques. les plus importants. On remarquera un groupe vers la ré- 
gion B de Fraiinhofer, trois entre C et D, le premier, place très près de C, le 
second au tiers environ de la distance entre C et D vers C; le troisième, très 
près de D. Audelà de D existe encore un groupe remarquable, mais plus dif- 
ficile à résoudre en raies. Dans les parties verte, bleue, violette, 1’ action de 
l’atmosphère s’exerce d’une manière plutót generale que particulière sur cer- 
tains rayons ; aussi , quand le soleil s’abaisse l’ intensité lumineuse de ces 
espaces décroit-elle rapidement et il parait difficile d’ y reconnaìtre des grou- 
pes de raies importans. Les petites bandes au contraire s’y rencontrent très 
nombreuses; mais, comme elles se détachent sur un fond très obscur elles ne 
