The Astrophysical JournalT. XVI; 1902 (suite)

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Submitted on 1 Jan 1903

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The Astrophysical JournalT. XVI; 1902 (suite)

J. Baillaud

To cite this version:

J. Baillaud. The Astrophysical JournalT. XVI; 1902 (suite). J. Phys. Theor. Appl., 1903, 2 (1),

pp.711-720. �10.1051/jphystap:019030020071101�. �jpa-00240823�

711 La théorie de tels éléments est aussi facile que celle des éléments de concentration et conduit, pour l’expression de la force électromo-

trice, ^à la formule:

Pg. ^étant la tension de dissolution électrolytique ^{du métal «, Pb celle}

du métal ~. ^Au point ^de transformation, P~. - ^{P~ et} par suite E - o.

Pour les deux modifications de l’étain, ^la comparaison ^{des diffé-}

rences de potentiel ^aux deux électrodes montre que P g pour l’étain

gris ^est plus petit que Pl, pour l’étain blanc, ^{à toute} température

inférieure au point de transformation. Si donc on plonge ^une tige

d’étain gris ^{et une} tige d’étain blanc dans une dissolution de chlo-

rure d’étain à une température inférieure à ~0°, ^tout le métal pas-

sera à l’état d’étain gris; ^{ce fait t} explique pourquoi ^la présence ^du

sel d’étain rend si facile la transformation.

J. GUINCHANT.

THE ASTROPHYSICAL JOURNAL;

T. XVI; 1902 (suite).

H. CREW’ et J. BAKER. - On the thermal development ^{of the} spark spectrum ^of

carbon (Développement ^du spectre de l’étincelle de carbone

l’influence de la chaleur). - ^{P. 61-’~~.}

En observant le spectre d’une étincelle éclatant entre les électrodes d’un arc qu’il ^venait d’éteindre, ^{l’un des auteurs} s’était aperçu que les raies n’apparaissaient pas ^{toutes à la} fois, ^mais graduellement.

C’est l’étude de ce fait, ^{attribué au} refroidissement progressif ^des

électrodes èt de la région placée ^{entre elles,} qui ^{fait le} sujet ^{de ce}

mémoire.

Entre deux électrodes de charbon, ^on peut faire passer ^{un courant} de 15 ampères produisant ^{un arc, ou} celui d’une bobine d’induction donnant une étincelle. Un interrupteur approprié ^{mis en mouvement}

par ^un "petit ^moteur électrique ^est disposé ^de façon ^à interrompre ^le çircuit ^{de l’arc} après l’avoir laissé brûler quelques secondes, ^{et à} fermer en même temps ^{celui de} l’étincelle. Après ^un temps variable,

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphystap:019030020071101

712

mais défini, ^{il ouvre un} obturateur devant la fente du spectroscope,

et le referme une seconde après. ^Il interrompt enfin le circuit de l’étincelle et ferme celui de l’arc. Ce cycle d’opérations ^recommence

un nombre de fois suflisant pour que la plaque photographique ^soit

bien impressionnée.

Les photographies prises ^{à des} époques ^suivant de 1 de ^seconde

à 12 -secondes l’extinction de l’arc fournissent l’état du spectre ^de

l’étincelle aux différents stades du refroidissement des charbons.

L’aspect de l’étincelle change beaucoup. Silencieuse et presque invi- sible aux hautes températures, elle devient éclatante aux tempéra-

tures plus basses. Voici ses principales variations spectroscopiques

(au moins pour la région ^du spectre comprise entre ÀÀ 450 :J.p.

et 300 V.~t)-

1 ° Bandes et rcties de

Les trois bandes du cyanogène

ÀÀ 388~,3, gardent ^{dans tous les cas} les mêmes in- tensités relatives. La large ^{raie du carbone A} 426fLP-, 75 disparaît complètement dans l’étincelle chaude. La raie À y persiste;

les autres restent faibles.

2° Raies de l’air.

Aucune des raies de l’air n’apparaît ^{sur les} plaques ^{au moment oii} les électrodes sont le plus ^chaudes. Quand

elles se refroidissent, les raies les plus ^intenses apparaissent pro-

gressivement. Les bandes de l’azote, ^au contraire, ^{d’abord très} intenses, commencent à faiblir trois quarts de seconde après ^l’ex-

tinction de I’arc ; ^{3 secondes} après, ^{on n’en voit} plus que la ^trace.

3° Impuretés.

^On aperçoit dans l’étincelle chaude quelques

raies nouvelles d’impuretés que l’on ^ne voit pas dans l’étincelle froide. Quelques ^{raies sont très diminuées} d’intensité, tandis que

d’autres, ^au contraire, ^{sont très} renforcées. Toutes les raies appar- tenant à une des séries de Kayser ^et Runge ^sont affectées de la même façon.

FRANK ‘V. The absorptive power of the solar atmosphère (Pouvoir absorbant de l’atmosplnre solaire).- ^{P. ‘~3-91.}

On sait, depuis Bouguer, que l’éclat du disque ^{solaire va en dimi-}

nuant du centre au bord. L’étude attentive de cette diminution d’éclat peut fournir des renseignements précieux ^sur l’épaisseur ^{et la cons-}

titution d’une atmosphère ^solaire absorbante, ^{dont il confirme l’exis-}

tence.

713

A l’aide d’un spectro-bolomètre, ^{M. F’rank} Very ^{a fait des mesures}

de rayonnement, ^{en des} points bien déter minés du disque, ^de quelques radiations choisies dans tout le spectre. Comme l’avaient montré d’autres expérimentateurs, entre autres MM. Gouy et ^Thollon,

il trouve que l’absorption des rayons violets ^est bien plus grande ^au

bord du soleil que celle des rayons rouges, ^ce qui explique ^{la cou-}

leur de cet astre, ^{bleue au} centre, roug eâtre ^{sur les} bords. Le cal-

cul, pour les points ^{où il a fait les} mesures, des coefficients de trans- mission de l’atmosphère solaire, ^{conduit à ce résultat} remarquable qu’elle paraît plus transparente ^{sur les} bords que ^vers le centre.

M. Frank Very ^{met cette} apparence ^sur le compte : ^{1° de la diffrac-} tion produite par les particules ^{solides de la} couronne ; -, 2° de la constitution de l’atmosphère ^{où seraient} rassemblés, ^{dans des colonnes}

ou des courants verticaux, certains gaz absorbants; ^3° enfin des irré-

gularités ^de la surface de la photosphère, ^des grains ^{de riz dont on} n aperçoit que les ^sommets lumineux sur les bords du soleil, ^tandis qu’au ^{centre on} voit aussi leurs intervalles plus ^sombres.

H.-C. PLUlBllBIER. - Note

the

grating (Note

le réseau concave).

P. 97-99.

L’auteur étudie l’aberration présentée par ^un réseau tracé sur une

surface dont l’équation ^est

^ay2 + by3 + Sa discussion montre que les réseaux tracés sur une parabole seraient inférieurs à

ceux tracés sur une sphère.

EDBVIN B. FROST. - Wave-lengths

certain lines of the second spectrum ^of hydrogen (Longueurs d’onde de certaines raies du second spectre ^de l’hydro- gène).

P. 100-105.

Les raies nombreuses du second spectre ^de l’hydrogène que donnent beaucoup ^{de tubes à vide} pourraient ^{très bien servir comme}

raies de comparaisons dans les études de spectroscopie stellaire, ^si

leurs longueurs ^d’onde étaient mieux ^connues. Le mémoire de

M. Frost donne leurs valeurs d’après ^ses propres déterminations.

714

P. ZEENIAN . - Observations

the magnetic ^{rotation of the} plane of polarization

in theinterior of

absorption ^band (Observation

la rotation magnétique

du plan ^de polarisation ^dans l’intérieur d’une bande d’absorption).

P. 106-113.

La théorie de Voigt exigerait que la rotation magnétique ^du plan

de polarisation ^fût négative dans l’intérieur d’une bande d’absorp-

tion. Mais les expériences ^{de Schman} (~) ^ne vérifient pas ^cette pré- vision, ^et celles de Corbino (2) ^{sont même en} opposition ^avec elle, puisqu’elles ^{montrent une très} faible rotation positive. ^{Au contraire,}

les expériences dont M. Zeeman publie les résultats dans ce mémoire sont en parfait agrément qualitatif ^avec la théorie.

Leur dispositif permet ^{de faire} apparaître ^à l’aide d’un système ^de prismes ^de quartz ^des franges d’interférence horizontales dans le

spectre ^{d’un arc} dont les rayons traversent une flamme absorbante à vapeur de sodium. Quand ^{la flamme est sous} l’action du champ magnétique, ^les franges ^{se déforment au} voisinage ^{des raies} d’absorp- tion, ^{et on} peut déduire de leur nouvel aspect la valeur de la rotation du plan ^de polarisation.

Dans la première ^série d’expériences, ^on faisait croître la quantité

de vapeur de sodium, ^le champ restant constant. Les franges ^d’in-

terférence grimpent alors des deux côtés des bandes d’absorption,

tandis que la portion intérieure à la bande descend de plus ^en plus

bas. Dans un champ ^{de 20000} unités, ^ce déplacement correspond ^à

une rotation négat£ve ^de près ^{de 4000.} Dans la deuxième série d’ex-

périences, ^on maintenait constante la quantité de vapeur ^et l’on faisait varier le champ. ^{S’il croît, la} portion ^des franges intérieures à la bande remonte, ^ce qui correspond ^{à une} diminution de la rotation

négative; ^s’il diminue, elle s’abaisse.

C. RUNGE et PASCHEN. - On the separation

corresponding series lines in the magnetic ^field (Séparation ^{dans le} champ magnétique ^{des raies} apparte-

nant à des séries col°respondantes). -- P. 123-134.

Dans la première partie ^{de ce travail} (3), ^les auteurs ont étudié (1) D¡’ude’s Ann. (lei- Physik, ^t. 11, p. 280; ^1900.

(2) Atti R. Acc. dei Lincei, ^t. X, p. 137 ; ^1901.

(3) Asl1’ophys. JOU1’lL, ^t. XY, p. 3 33-339 ;

analysée ^{dans ce} p . ¹³³ de

ce

vol.

715 l’action du champ magnétique ^sur les raies des séries de triplets ^des

métaux Mg, ^{Ca, Sr, Zn, Cd,} Hg. Ils étudient maintenant la manière dont se comportent les raies des séries de doublets des spectres ^du sodium et de ceux des métaux Cu, Ag, ^{Al, Tl. Voici les résultats} importants auxquels ^{ils sont} arrivés, ^et qui concordent avec ceux

qu’ils ^avaient déjà ^{obtenus :}

1° Les doublets observés dans les spectres des éléments Na, Cu, Ag,

Al, Tl, ainsi que dans ^ceux de Mg, Ca, Sr, Ba, ^sont modifiés par le

champ magnétique ^suivant un certain nombre de types qui ^se répètent

dans les moindres détails d’un élément à l’autre : même nombre de

composantes de mêmes intensités relatives, ^{de même} polarisation, séparées par les ^mêmes intervalles (àl’échelle ^des fréquences) ;

2° Ces types peuvent ^être rangés ^en trois classes qui correspondent

aux trois séries. D’après les relations trouvées par Rydberg ^{entre la}

série principale ^{et la série} étroite, ^{on devait} s’attendre à ce que les

types correspondant ^{à ces} deux séries soient les mêmes, ^{mais en}

ordre inverse. C’est ce que Runge ^{et Paschen} vérifient, ^{en montrant}

que les raies des doublets de ^ces deux séries sont modifiées de la même façon, ^à condition de faire correspondre ^à la raie de plus petite longueur d’onde dans les doublets de l’une la raie de plus grande longueur d’onde dans les doublets de l’autre;

3° Les distances des composantes ^de chacune des raies des dou- blets aux raies primitives ^non modifiées par le champ magnétique,

sont les multiples ^{d’un même nombre. Ce sont les} multiples pairs

pour l’une des raies, ^les multiples impairs pour l’autre. On ^{a vu} qu’il

existe une loi semblable pour les séries des triplets ^des spectres ^des

métaux Mg, Ca, Sr, Zn, ^{Cd et} llg. ^{Le nombre} qui ^fournit alors, par

ses multiples, les distances des composantes ^{est à} très peu près

les 3 du nombre trouvé pour les séries des doublets.

E. BARNARD. - Observations of the

made at the Yerkes Observatory

189’~-1902 (Observations des

boréales à l’Observatoire Yerkes, 1897-iJ02).

-

P. 135-144.

Description de presque ^toutes les aurores boréales qui ^{ont été}

visibles à l’observatoire Yerkes, pendant ^ces cinq années, époque ^de

minimum pour l’activité solaire.

716

L.-B. TUCKER1BLBN. - Notes

spectro-photometric adjustments (Notes

des dispositions spectro-photométriques). - P. 145-154.

Cette note contient quelques modifications apportées ^au spectro- photomètre ^de Brace(1) pour obtenir ^un éclairement plus ^uniforme

du champ ^et pour permettre de faire des études sur l’absorption.

PETEH LEBEDEBBT. - The physical

^{of the} déviations from Neiwton’s law of gravitation (Les

physiques ^des exceptions à la loi de la gravitation

de P. 155-161.

L’exemple ^le plus frappant ^d’une exception ^{à la loi de Newton est}

donné _{par les} queues des comètes, qui semblent soumises à une force

répulsive issue du soleil. Képler, ^comme conséquence ^{de la théorie}

de 1’émission, attribuait cette répulsion ^au rayonnement de lalumière

solaire ; Newton essaya ^de la faire rentrer dans sa loi de la gravita-

tion en faisant l’hypothèse que le soleil ^est entouré d’une atmosphère

très étendue, plus dense que les gaz des queues cométaires, qui,

devant surnager d’après ^{la loi} d’Archimède, ^{ne sont} qu’en apparence

repoussées par le soleil. Olbers émit l’hypothèse qui ^a prévalu depuis lors, celle d’une répulsion électrique suivant la loi de Cou- lomb. Il semble maintenant que l’on doive revenir ^à l’explication ^de Ké,pler, ^{Maxwell et Bartoli} ayant ^établi théoriquement l’existence d’une pression de la lumière que MNI. Lebedew ^et Nicol et Hull ont pu ^mesurer expérimentalement. ^{Pour un} corps sphérique ^de grandes

dimensions par rapport ^aux longueurs d’onde de la lumière, ^l’action

résultante du soleil est, ^en fonction de la force de la gravitation

F = 1

r est le rayon du corps ^en centimètres, 8 ^{sa den-}

10 000 r

sité. Si les dimensions du corps ^sont moindres que ¹ centimètre, ^on peut ^{observer un écart} par rapport ^à la loi de Newton.

PERCivAL LEWIS et A. S. KING. - Nitrogen ^bands

^{Nev heads to} cyânogen

bands

in

spectra (Bandes de l’azote dans le spectre ^de l’arc, prises pour de nouvelles têtes

bandes du cyanoÏIène). - P. 162-165.

lie Prof. Hutcliins ^a publié ^{dans le} numéro de juin ^{de l’As-}

( i) PhiL. Mag., ^{t. XLVlJI,} p. ~20 ;

^{et J. de} Phys., ^3e série, ^t. IX, p. 112 ; 1900.

717

troph. ^Journ. (1) ^une reproduction ^d’une pliotographie ^du spectre ^de l’arc éclatant entre des électrodes de cuivre, ^où l’on voit une bande dont la tête ^{a une} longueur ^{d’onde ~} 391~111,1~,447. Il suppose que ^cette nouvelle tête appartient ^au groupe ^du cyanogène. ^{Les auteurs de}

cette note font remarquer que M. Deslandres ^{a montré} (2 ) que la bande principale ^du spectre de l’électrode négative ^{d’un tube à azote}

a une tête de longueur d’onde À 391[1-[1’,46 ; ^en outre, ^{toutes les raies} qui composent les bandes de ce spectre ^sont alternativement fortes et

faibles, ^{et cette} particularité ^se reproduit d’une manière frappante

dans la photographie du Prof. Hutchins. En comparant ^{des lon-} gueurs d’onde des raies de ^cette photographie ^{avec celles du dessin}

de M. Deslandres, ^{on trouve une} correspondance presque absolue.

Ces faits conduisent à admettre que ^la bande observée par ^le Prof. Hutchins dans le spectre ^{de l’arc} n’appartient pas ^au cyano-

gène, ^{mais à l’azote.} D’après ^{les auteurs, ce serait la} première ^fois

que l’on signalerait ^{dans le} spectre ^{de l’arc des raies ou des bandes} appartenant ^{à un} gaz élémentaire permanent ^autre que l’hydrogène.

J. BURNS. - The total light of all the stars (La ^{lumière totale}

de toutes lès étoiles).

^{P. 166.}

L’auteur compare l’éclat relatif des différentes régions de la voie lactée à celui du ciel extragalactique, ^{en les} regardant ^{à travers}

des glaces ^{de verre} superposées ^{en nombre} convenable pour qu’elles

semblent avoir la luminosité générale ^{du ciel. Il trouve} que l’éclat de la voie lactée est seulement deux ou trois fois plus grand que celui du reste du ciel. Pour comparer l’éclat d’une étoile ^à celui du fond du ciel, il observe l’étoile à l’aide d’un petit réfracteur, ^{en visant avec}

l’oculaire un plan ^{variable en dehors du} foyer, ^{de telle} façon que le

disque ^obtenu pour l’image de l’étoile ait un éclairement égal ^à

celui de la petite portion ^{du ciel visible à travers un trou} percé ^dans

un écran. Il trouve qu’un demi-degré ^carré de la surface du ciel

extragalactique ^{envoie autant de lumière} qu’une ^{étoile de} cinquième grandeur.

(1) ^{J. de} p. ¹³¹ de

vol.

(2) C. R., ^t. CUL, p. 315 ; 1886.

718

..

H. SEELIGER. - The nebulw, in the vicinity ^{of Nova Persei} (Les nébuleuses dans le voisinage ^{de la Nova de} Persée).

^P. 28’~-~19’~ .

ARTHUR R. HlVIis. - The movements in the nebula surrounding Nova Persei

(Mouvement ^{dans la nébuleuse} entourant la Nova de Persée).

P. ~.98-202.

MM. Seeliger ^{et A. Hinks examinent en détail} l’hypothèse ^de

M. Kapteyn. ^{Cet astronome} explique ^les mouvements qui ^semblent

se produire dans la nébuleuse entourant la Nova de Persée en

admettant qu’ils ^{ne sont} qu’une apparence produite par l’illumina- tion successive de matières nébuleuses, ^de plus ^en plus éloignées ^de

la Nova, l’onde lumineuse qui ^les frappe ayant pris ^{naissance au}

moment de l’apparition ^{de cet astre.}

M. Seeliger répond ^aux objections qu’a faites M. L. Bell à cette

théoi,ie(’). ^La principale ^était l’absence de lumière polarisée ^dans

la nébuleuse ; ^{mais il est} très difficile de ^la mettre en évidence dans les corps célestes, ^même quand ^{elle n’est} pas douteuse, ^{comme sur}

les montagnes ^{de la} lune, ^et la lumière des planètes ^{et des têtes de}

comètes.

Il n’est pas ^étonnant que l’on ^n’en ait point ^{trouvé dans une source}

de lumière aussi faible que la nébuleuse de la Nova.

A.-L. CORTIE. - Minimum sun-spots ^and terrestrial nlagnetism (Minimum

des taches solaires et magnétisme terrestre).

P. 203-210.

Il existe bien certainement une connexion entre l’apparition ^des

taches solaires et les orages magnétiques terrestres, ^{car leurs}

périodes ^{et leurs} irrégularités ^sont complètement synchrones ^et semblables ; ^{mais cette relation ne} semble pas ^être celle de cause

à effet. On l’observe sur des courbes obtenues à l’aide de moyennes embrassant des espaces de temps ^assez longs, ^tandis que, ^si les taches solaires étaient la cause des orages magnétiques, leur action devrait se faire sentir dans tous les cas particuliers. ^Les quatre ^der- nières années ont été des périodes ^de grand ^calme, pendant ^les- quelles ^la comparaison ^{des deux} phénomènes put ^être faite très facilement. En comparant individuellement 1’apparition ^des princi-

(1) ^{J. de} Phys., p. 543 de

vol.

719

pales ^{taches avec les} perturbations magnétiques, ^{M. Cortie trouve}

que de ^très belles taches se produisent ^sans perturbation, ^et que les

plus grandes perturbations ^n’ont pas ^été accompagnées ^{de taches.}

Il est donc probable que la seule corrélation qui puisse exister entre les deux phénomènes ^{est celle} qui ^{relie deux effets} indépendants

d’une même cause.

GEORGE E. HALE. - Solar research at the Yerkes Observatory (Recherches

solaires à l’0bsei?vatoire Yerkes). - P. 211-233.

Cette note donne le plan ^{des études} journalières ^{de la surface}

solaire entreprises ^à l’Observatoire Yerkes depuis ^{1894. Leur} impor-

tance est mise en évidence _par les perturbations remarquables qui

se produisent parfois ^{dans le} spectre ^{de la} chromosphère ^{au voisi-}

nage des taches, ^et dont M. G. Hale cite un bel exemple. ^{Dans une}

série de photographies, prises ^{les unes} à la suite des autres, ^du spectre ^d’une région de la surface où se trouvait une tache impor-

tante, ^il y ^{en a une} bien différente des autres. Le spectre

continu de la tache _y est très affaibli an voisinage des raies du cal- cium qui disparaissent presque ; les intensités des diverses raies de la chromosphère ^{ne sont} plus ^{les mêmes, et} des raies très brillantes

apparaissent ^au milieu des raies noires. Les spectres pris ^{avant et} après ^{celui-là sont} intermédiaires entre ce spectre ^{anormal et le} spectre ^ordinaire.

SCHEINER et WILSING. - Détermination of the intensity-ratios ^{of the} princi- pal lines ^{in the} spectra of several gaseous nebulae (Détermination des rap-

ports des intensités des principales ^{raies des} spectres ^de plusieurs ^nébuleuses gazeuses). --- P. 23~-2~~.

Ces ^mesures des intensités relatives des trois raies principales

des spectres des nébuleuses ont été faites avec un spectrophoto-

mètre construit sur le principe de celui de Crova, ^et adapté ^au grand réfracteur de l’Observatoire de Potsdam. Leur principal

résultat est que dans les neuf nébuleuses observées, ^le rapport ^des

intensités lumineuses est constant entre la première ^{et la deuxième}

des trois raies, ^{mais est très variable entre la} première ^{et la troi-}

sième. Cette conclusion semble montrer que la première ^{et la}

deuxième raie appartiennent ^{à UL1 même élément encore} inconnu, ^et

720

que l’hydrogène, auquel ^doit appartenir ^{la troisième raie, ne se}

trouve pas dans les mêmes conditions physiques ^dans les différentes nébuleuses.

Note

the wave-lenght, ^{of the} magnésium line at X 4481

(Note

^la longueur d’onde de la raie du magnésium A 4481).

P. 246-248.

Cette raie n’est pas visible dans le spectre de la flamme du

magnésium, ni dans celui de l’arc; ^{elle est bien nette dans le} spectre ^de l’étincelle condensée ; ^{de même elle est très} faible dans le

spectre des étoiles des types ^{II et} 111, ^{mais très} belle dams celui des étoiles du type ^{I. Scheiner en a} conclu que la température ^{de ces}

étoiles était comparale ^{à celle de} l’étincelle condensée. A cause de l’intérêt qui ^{s’attache à cette raie, M. H. Crew en a mesuré la lon-}

gueur d’onde. Il trouve 4481,324 tandis que les ^{mesures sur} les

spectres stellaires donnent ~~.8i,~~3. ^Dé plus ^{cette raie est très}

diffuse dans les spectres ^{des sources} terrestres, tandis que, dans les spectres stellaires elle est nette, ^{étroite et très} brillante. Ces différences notables pourraient ^{tenir à une erreur} d’attribution de la raie stellaire qui serait la raie du titane ~4481,438 Mais, d’après

le Prof. Ed. Frost, ^{cela ne} peut pas être, ^{car la raie en} question ^est

très brillante dans des étoiles où l’on ne trouve pas de raie du titane.

C. PERRIXIE. - Observations of the Nebulosity about Nova Persei for polariza-

tion effects (Observations de la nébulosité entourant laN ova Persei, _{pour y}

rechercher des effets de polarisation).

^{P. 257.}

Description ^et résultat des observations faites pour rechercher si la lumière envoyée par la nébuleuse de la Nova est polarisée.

M. Perrine photographiait pour cela les deux principales ^condensa-

tions A et D, ^en plaçant ^un prisme ^{à double} image ^{sur l’axe} optique

de son télescope. Pour tenir compte ^de l’influence de la réflexion

sur les miroirs du télescope, ^{il a fait une} expérience supplémen-

taire en envoyant ^{dans le} télescope ^{muni du} prisme la lumière de

Lyre réfléchie par ^un héliostat. La comparaison ^des images photo- graphiques ^{obtenues dans ces deux sortes} d’observations conduit M. Perrine à admettre qu’il ^{y a} peu ^ou point ^de polarisation pour ^la condensation D. Pour A le résultat est moins net.

J. BAILLAUD.