REVUE DES RECUEILS PERIODIQUES 
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Il s’agit de retrouver ceci par l'observation. Mais cette 
vérification est extrêmement délicate, car il existe d’autres 
causes à de pareils déplacements des raies spectrales (i) ; 
en particulier, le déplacement dû à la pression, également 
vers le rouge pour un accroissement de pression, est difficile 
à séparer du déplacement cherché ici ; en effet, la pression 
dans le milieu absorbant est inconnue, et on ignore quelle 
portion du déplacement total observé il faut lui attribuer. 
Dès 1896, Rowland et Jewell avaient constaté de petites 
différences de longueurs d’onde entre les raies solaires et les 
raies de l’arc (2). De déplacement de la raie se faisait le 
sont représentés en chacun d’eux par des équations identiques : 
alors l’accroissement du temps propre des deux atomes est le même 
du commencement à la fin de la période. D’après la théorie de 
Weyl, ceci ne serait pas tout à fait exact, car les constantes de 
l’atome dépendraient de son histoire, des champs électromagné- 
tiques antérieurement subis ; mais ces variations sont certainement 
négligeables. Voir J. Becquerel, Le Principe de Relativité et la Théo- 
rie de la Gravitation. Paris, Gauthier-Villars, 1922, p. 241. 
(1) Entre autres la variation de distance de la source au spectro- 
scope ; c’est l’effet Doppler-Fizeau : les raies du spectre sont dépla- 
cées vers l'extrémité molette ou vers l’extrémité rouge suivant 
que la source se rappioehe ou s’éloigne, et ce déplacement est d’au- 
tant plus considérable, suivant une loi connue, que ia vitesse radiale 
est plus grande (c’est ainsi que le déplacement einsteinien des raies 
vers le -ouge, dans un rayon émané du Soleil, correspondrait à une 
vitesse d’éloignement de 630 m. par seconde). D’où l’intérêt d’obser- 
vations comme celles dont P. Salet ment de publier les résultats 
dans le B. A. MÉm., t. 1 (1901-1922), p. 274 : Sur les déplacements 
des raies dans les spectres stellaires ; les specties étudiées sont ceux 
d’Arcturus, Procyon, Persé, Sirius et Véga. — Dans la compa- 
raison des raies terrestres et des raies solaires, on se débarrasse sans 
peine de la variation de distance de l'observateur au Soleil, ainsi 
que de la rotation du Soleil, car ces mouvements sont connus. Quant 
à un mouvement général de descente ou d’ascension imprimé à 
la couche absorbante, on la décèle et la mesure par la comparaison 
des longueurs d’onde d’une même radiation en différents points 
d’un grand cercle d’intersection de 1 ? surface du Soleil et d’un plan 
passant par l'observateur. Sur cette dernière question, voir : A. 
Perot et M lle Lindstedt, Sur la longueur d'onde de la raie solaire b , 
C. R., t. 152 (1911, 1), p. 1367. 
(2) L. E. Jewell, The Coincidence of solar and metallic Lines, a 
Study of the Appearance of Lines in the Spectra of the electric Arc 
and the Sun, Aph, J., t. 3 (1896, 1), p. 89. 
