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et le fond sur lequel elle se projette sera renforcé, l’obser- 
vation gagnera en commodité et en précision. Concluons 
que les spectroscopes à haut pouvoir dispersif sont avan- 
tageux dans l’étude visuelle des protubérances. Ils ne le 
sont pas moins, et pour les mêmes raisons, dans leur étude 
photographique. 
Nous nous sommes donc rendu compte de la méthode 
à suivre pour obtenir un spectre de protubérance. Veut- 
on alors se faire une idée de la forme de l’appendice 
solaire sur lequel le spectroscope est dirigé, rien de plus 
simple. On concentrera toute son attention sur la raie la 
plus brillante et la plus nette offerte par la protubérance 
en question; puis on déplacera très lentement la lunette 
de façon à promener sur la fente la région du limbe 
occupée par le phénomène étudié. Pendant ce mouvement, 
la fente est conservée normale au limbe. Mais on peut 
aussi commencer par la disposer tangentiellement à ce 
limbe, puis l’en éloigner peu à peu en la conservant 
parallèle à elle-même. L’une et l’autre de ces deux opéra- 
tions revient absolument à promener sur un dessin une 
feuille de papier dans laquelle on a pratiqué une fente 
rectangulaire étroite; chacune des positions de la fente 
nous découvre une tranche de l’image sur laquelle nous la 
promenons, et l’ensemble de ces tranches permet de recon- 
stituer le dessin tout entier, — On rencontre des protu- 
bérances assez brillantes pour qu’elles restent observables 
à travers une fente large. Cette circonstance facilite sin- 
gulièrement l’étude de la forme générale de ces flammes, 
surtout si leurs dimensions ne sont pas très considérables. 
On pourrait encore modifier comme suit la seconde 
méthode que nous venons de proposer — et nous en ren- 
contrerons une application dans les procédés photogra- 
phiques — ; la fente, supposée normale à l’équateur 
céleste, eSt placée un peu à’ l’Est de la protubérance à 
observer. Cela fait, on ralentit, comme il convient, le 
mouveïnent d’horlogerie qui conservait l’équatorial inva- 
