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nous donnera le nombre r, par lequel il faut multiplier les divisions m de micromètre pour en déduire l'angle de déviation et la longueur d'onde, d'après les formules

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Pour faire connaître la valeur de k et celles des angles de déviation 。, correspondantes aux raies principales qui m'ont servi de points de départ, je renvoie le lecteur aux tableaux pages XI et XII.

pour les raies principales de Fraunhofer, sur les

Voici de plus les valeurs de quelles se basent les déterminations de :

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Les nombres précédents diffèrent un peu des valeurs moyennes trouvées ci-dessus au moyen des réseaux (I) et (II). Mais, la différence ascendant dans son maximum à 0,3 seulement de l'échelle adoptée, il sera facile d'appliquer la correction aux mesures micrométriques, à l'aide du tableau suivant

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Il est évident, du reste, que, s'il était nécessaire à l'avenir de faire subir quelques minimes variations aux valeurs trouvées de λ des raies principales de Fraunhofer, cette circonstance ne diminuera pas l'utilité ni l'usage de nos mesures micrométriques, auxquelles on pourra toujours et sans difficulté appliquer les corrections correspondantes.

Quant à l'exactitude des valeurs des longueurs d'onde, je pense que, pour ce qui concerne les raies fortes, l'erreur commise ne montera pas à de l'unité adoptée, ce qu'on peut conclure aussi des différences données dans notre tableau entre les valeurs du cinquième spectre et celles du sixième. Par contre, pour les raies faibles, les erreurs commises seront sans doute un peu plus grandes. En effet, en les amenant au voisinage du réticule, il arrive ordinairement que leur intensité diminue de plus en plus, et même qu'elles s'évanou

* Ce calcul, à la vérité très-simple, serait néanmoins devenu singulièrement pénible par sa répétition de trois mille fois à peu près, si je n'avais eu le bonheur d'être assisté, dans ce travail, par M.M. les Docteurs ALMQUIST, HILDEBRANDSSON et LUNDQUIST. Je saisis avec empressement cette occasion de leur témoigner ma sincère gratitude pour le concours bienveillant qu'ils m'ont prêté.

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issent tout-à-fait au croisement même des fils. En outre, l'observation de certaines parties du spectre est très-difficile; je me borne à indiquer ici une certaine partie entre F et G. Les raies, faibles en elles-mêmes, le deviennent encore davantage par la nécessité d'employer des milieux colorants pour éteindre les rayons forts qui, doués de couleurs différentes, appartiennent aux spectres d'un ordre moins élevé, et se présentent simultanément dans le champ de vision de la lunette.

Plusieurs des raies Fraunhofériennes sont en réalité des raies doubles, qu'on pourrait classifier de la même manière que le font les astronomes par rapport aux étoiles. On distinguerait donc les raies véritablement doubles de celles dont la duplicité n'est qu'apparente. Ainsi, dans le premier groupe, on devrait comprendre les raies qui dérivent toutes deux de la même substance, laquelle est ordinairement le fer; le second groupe contiendrait, par contre, celles dont l'origine est différente pour chacune des deux raies qui constituent actuellement la raie double.

Sans tenir compte de ces circonstances, j'ai mesuré séparément chaque raie individuelle de ces doubles raies, aussitôt que leur distance réciproque a été suffisamment grande; mais quand cela n'a pas eu lieu, j'ai donné seulement la position de leur milieu. Du reste, les spectres de la "deuxième classe" ayant toujours une certaine largeur, qui s'élève, dans le cas du réseau (II), à 11 ou à 12 secondes, on comprend bien que le pouvoir du réseau pour résoudre ces raies doubles doit être limité. Cependant, pour qu'on puisse distinguer l'une de ces raies de l'autre, il n'est pas nécessaire que leur distance angulaire soit égale à toute la largeur du spectre. Il suffit déjà, comme me l'ont fait voir les expériences faites avec le réseau (II), que cette distance soit égale à la moitié de la largeur mentionnée, d'où il suit qu'on doit voir séparées toutes les raies du 6ieme spectre, dont les longueurs d'onde diffèrent entre elles de 0,3 ou plus de l'unité auparavant adoptée.

Les tableaux pages I-XII contiennent toutes les raies, dont j'ai mesuré directement les longueurs d'onde. Comme il serait très-utile de connaître pour chaque raie individuelle, non-seulement sa longueur d'onde, mais aussi son intensité, son origine et tous ses autres caractères, j'ai l'intention de donner une description détaillée de ces divers faits, mais je crois devoir l'ajourner jusqu'au moment où je pourrai donner aussi les longueurs d'onde des raies extra-violettes, et même, s'il est possible, celles des raies thermiques. Cet ajournement me paraît d'autant plus opportun, que, malgré tout le soin possible, on n'évitera jamais, dans une recherche de cette nature, des erreurs ou des indications insuffisantes, que l'expérience acquise dans l'intervalle peut corriger et compléter plus ou moins.

Pour le présent, je me borne donc à donner le tableau suivant, qui contient les longueurs d'onde des 150 raies les plus fortes du spectre solaire, accompagnées de l'indication de leurs apparences et de leur origine, qui toutefois m'est inconnue pour trois d'entre elles.

Les nombres inscrits dans la première colonne du tableau, se rapportent aux planches de M.M. KIRCHHOFF, HOFFMANN *) et THALÉN **); ils indiquent les raies qui m'ont servi de points de départ dans les mesures micrométriques.

* Abhandl. d. K. Preuss. Akad. d. Wiss. Berlin, 1861 & 1862.
**) K. Wetenskaps Akad:s Handlingar, B. 5. Stockholm 1865.

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Ce tableau contient aussi presque toutes les raies observées par M. VAN DER WILLIGEN *), et même une grande partie de celles de M. DITSCHEINER **). partie de celles de M. DITSCHEINER **). Les 3 et 4° colonnes donnent les différences existantes entre ces diverses mesures et les miennes. Les mesu

*) Archives du Musée Teyler, Vol. 1; Harlem, 1866.

**) Sitzungsberichte der Kais. Akademie d. Wissenschaften in Wien; Oct. u. Nov. 1864.

res, données primitivement par M. DITSCHEINER, étaient relatives, et je les ai préférées aux mesures absolues publiées plus tard par lui, puisque ces dernières déterminations se basent, sans aucun doute, sur une mesure défectueuse de la largeur du réseau.

La concordance que l'on trouve entre ces trois séries est en général satisfaisante, et en ne considérant que les mesures de M. WILLIGEN et les miennes, cet accord est même si grand, qu'à quelques exceptions près il ne laisse rien à désirer.

M. MASCART*) a pris de même des mesures très-exactes sur les longueurs d'onde de la lumière, mais ayant restreint ses déterminations aux raies principales de Fraunhofer B-H, les points de comparaison sont nécessairement peu nombreux. Cependant, il a déterminé, en outre, les longueurs d'onde de quelques raies métalliques, et fourni de la sorte des éléments que je pourrai, au moins d'une manière indirecte, comparer avec mes mesures.

En effet, par son Mémoire **) publié récemment dans le tome VI des Actes de la Société royale des sciences d'Upsal, M. THALÉN vient d'accomplir la dernière partie du programme que je m'étais proposé déjà en 1863, c'est-à-dire de déterminer les longueurs d'onde des raies métalliques par leur enregistrement dans le spectre normal du soleil. Dans ce but, il s'est servi des déterminations des longueurs d'onde faites par moi pour les raies Fraunhofériennes, et comme il a pris, dans ses recherches, le plus grand soin possible pour arriver à des résultats exacts, on pourra regarder l'accord qui existe entre ces mesures et celles de M. MASCART comme un bon contrôle de mes déterminations. A l'exception de trois ou quatre raies, cet accord est aussi grand qu'il ait été possible d'espérer.

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*) Annales scientifiques de l'Ecole Normale supérieure, T. IV; Paris, 1866.
**) Mémoire sur la détermination des longueurs d'onde des raics métalliques, 1868.

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