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selon la réfrangibilité des rayons qui limitent chacune de ses lacunes. Il n'est pas surprenant, d'après cela, que la courbe représentant la scintillation de a d'Orion à des hauteurs différentes ait présenté à M. Dufour des irrégularités plus considérables que celles qui ont affecté, dans ses recherches, les courbes de scintillation d'autres étoiles, entre autres la Ghôvre, étoile à raies spectrales fines et peu nombreuses, dont la scintillation a été signalée par cet observateur comme étant la plus régulière.

Depuis 1870, M. de Montigny a continué ces recherches en étudiant, près de Bruxelles, la scintillation de quarante et une étoiles dont la composition de la lumière est assez bien connue.

Voici les derniers résultats de ces recherches (*). Les faits y sont traités avec une indépendance absolue de toute théorie de la scintillation; l'auteur ne cherche donc pas à connattre si les changements de couleur ou d*éclat, si caractéristiques dans la scintillation des étoiles, ont pour cause des phénomènes d'interférence, conformément à la théorie d'Ârago, ou si les rayons stellaires sont subitement interceptés par un phénomène de réflexion totale produit à la surface des ondes aériennes, ou bien si ces variations ont simplement lieu par le fait des inégalités de réfraction et de dispersion que les rayons d'une étoile subissent , par suite de l'interposition de ces ondes aériennes mobiles sur leur trajet. Il s'appuie principalement dans ce qui suit sur deux faits incontestables : Tuu, la séparation, par

(*) Bulletin de l'Académie royxUe des Sciences de Belgique; février 187^.

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suite de la dispersion atmosphérique, des rayons diversement colorés d'une même étoile avant leur péDétration dansTœil ou la lunette de l'observateur; l'autre, Texistence entre ces rayons de lacunes qui sont plus ou moins marquées selon la largeur, l'intensité et le nombre des raies sillonnant le spectre de Tétoile considérée.

Ses observations embrassent deux périodes distinctes : Tune, comprenant quarante-sept soirées d'observations, s'étend du mois d'octobre 1870 à la fin de mars 1871, et Tautre, formée de dix-neuf soirées de recherches, a pour limites la fin de juin et le commencement de décembre 1873. Dans l'une et l'autre série, les observations ont commencé avec la soirée et se sont étendues au plus jusqu'à 1 1 heures du soir. Les observations de la fin de décembre 1 870 et du commencement du mois suivant ont été caractérisées par de très- j basses températures, qui atteignirent — 9** et — lo" à i la fin des observations du i^' et du 4 janvier.

L'instrument employé est une lunette astronomique supportant un grossissement de 85, et ayant un objectif de 77 millimètres de diamètre. Entre cet objectif et l'oculaire est adapté, très- près de celui-ci, un seintillomètre : cet instrument se compose essentiellement d'une lame circulaire de verre épais, montée obliquement, en avant des lentilles de l'oculaire, sur un axe de rotation parallèle à l'axe de figure de la lunette. Cette lame traverse ainsi le faisceau de rayons lumineux convergeant vers l'oculaire dans toutes les positions qu'elle prend autour de son axe de rotation. Celui-ci est mis en mouvement par un mécanisme placé en dehors du corps de la Iqnette, et qui est réglé à l'aide

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d'un frein. Une aiguille participant à son mouvement permet de calculer exactement le nombre de révolutions que la lame accomplit en un temps donné. On conçoit aisément que l'interposition continue de la lame sous des inclinaisons variant régulièrement à Tégard d'un même rayon pendant un tour complet, et cela près du sommet de convergence des rayons émanés de l'étoile, fasse décrire à son image une circonférence parfaite dans la lunette. Quand l'étoile ne scintille pas, celle-ci forme un trait continu présentant la teinte de l'étoile; mais, si elle scintille , cette courbe se fractionne en arcs teints de vives couleurs, variant rapidement, et parmi lesquelles brillent ordinairement le rouge, le jaune, le vert, le bleu, quelquefois le violet, selon les caractères de la scintillation, lesquels dépendent de la nature de l'étoile, de son élévation et des circonstances atmosphérique au moment de l'observation .

Âfm d'énumérer le plus exactement possible ces arcs colorés, si changeants et si fugitifs, l'auteur a adapté au foyer de l'oculaire de la lunette un micromètre composé de trois fils fins, qui se croisent diamétralement de manière à présenter, dans le champ circulaire de l'instrument, quatre secteurs égaux , opposés deux à deux et valant chacun nn seizième de cet espace circulaire. Ce micromètre étant convenablement éclairé à chaque observation, on amène son centre ou le lieu de croisement des fils en un point de la circonférence décrite par l'image de l'étoile scintillante ; la moitié du nombre des colorations qui apparaissent, à un instant donné, sur l'arc compris entre les fils formant les côtés de l'un des secteurs, indique évidemment le nombre

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do changemenis qui fractionnent le seizième de là circonférence, laquelle présente des arcs colorés semblables sur toute son étendue. Cette donnée et Vintervalle de temps nécessaire à l'accomplissement d'une révolution de la lame inclinée permettent de calculer exactement le nombre des variations de couleurs que rimage de l'étoile éprouve en une seconde.

Dans ces observations, on note également les diverses teintes qui fractionnent la circonférence, soit qu'il y en ait quelques-unes qui répondent aux instants trèscourts où rimage de l'étoile reprend sa teinte naturelle, soit que la plupart diffèrent essentiellement de cette teinte, ce qui a lieu le plus souvent. Toutes ces teintes successives constituent les variations de couleurs (Jpnt il est question dans le travail actuel.

On sait que la scintillation d'une étoile est d'autant plus marquée que sa distance zénithale est plus grande, toutes choses égales d'ailleurs. Les observations se rapportant à diverses étoiles scintillant à des distances très-différentes, pendant une môme soirée, ne seraient donc comparables entre elles que si nous pouvions réduire, à l'aide d'un calcul certain, les nombres des changements de couleurs qui caractérisent la scintillation d'une étoile à des valeurs correspondant à une distance zénithale choisie, et la même pour tous ces astres. Ce calcul de réduction s'effectue aisément à l'aide de la deuxième des lois que M. Dufour a déduites de ses nombreuses recherches sur la scintillation observée à l'œil nu (').

(^) Il est utile de rappeler ensemble les trois lois que M. Dufour a déduites d'une série de treize mille observa-

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Il a démontré que, sauf près de l'horizon, la scintillation est proportionnelle au produit que Ton obtient en multipliant l'épaisseur de la couche d'air que traverse le rayon lumineux émané de l'étoile par la réfraction astronomique pour la hauteur où elle a été observée. D'après cela, si l'on désigne par Q et Q' les produits correspondant à deux, distances zénithales données, pour lesquelles les intensités de la scintillation d'une étoile pendant la môme soirée sont respectivement S et S' , on aura S = S' ^ • Si Q' est exprimé

en parties du produit Q pris pour unité, lequel répond à la distance zénithale à laquelle on désire ramener par le calcul l'intensité S de la scintillation, on aura S exprimé en fonction de S', qui est l'intensité de la scintillation réellement observée à la distance zénithale à laquelle correspond le produit Q', à l'aide de la formule

M. Dufour a donné, dans les Annales de la Société

tioDs faites à rœil mi, à Horges. Voici renoncé de ces lois: \^ Toutes choses égales d'ailleurs, les étoiles rouges scintillent moins que les étoiles blanches.

2<* Sauf près de l'horizon, la scintillation est proportionnelle au produit que Ton obtient en multipliant Tépaisseur de la couche d'air que traverse le rayon lumineux émané de l'étoile par la réfraction astronomique à la hauteur où Ton considère celle-ci.

3° Outre le fait de l'influence des couleurs, il y a encore entre la scintillation des étoiles des différences essentielles, qui paraissent proTenîr des étoiles elles-mêmes.

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vaudoise des Sciences naturelles (année 1860, n^ 47), une Table de réduction calculée de 10 en 10 degrés de hauteur de l'étoile, et dans la supposition d'une élévation de l'atmosphère égale à -^V du rayon terrestre^ ou 79*'",5 à peu près. M. de Montigny a construit uno Table semblable en la calculant pour chaque degré de distance zénithale.

Son premier soin, en abordant Tétude de la scintillation dans ses rapports avec la composition de la lumière spectrale des étoiles, a été de s'assurer si la deuxième loi de M. Dufour s'applique tout aussi bien aux observations avec le scintillomètre que pour les mesures de l'intensité relevées à l'œil nu, et si les nombres de variations obtenus à Tégard de la même étoile, pendant la même soirée, à des distances zénithales différentes, se réduisent à une même valeur à la distance de 60 degrés, qui est celle qu'il a choisie pour la réduction de ses observations. Le tableau suivant présente des exemples de ce calcul appliqué à la scintillation de six étoiles principales.

Les variations ramenées à 60 degrés de distance zénithale, par le calcul, à l'égard d'une même étoile observée dans la môme soirée, concordent entre elles d'une manière très -satisfaisante, pour la plupart, quoique les nombres absolus mesurés aux diverses distances zénithales varient parfois du simple au double et même au triple (la Chèvre, le 17 octobre). Les distances apparentes ne diffèrent guère, il est vrai, que de 8 à 10 degrés au plus, parce que les observations ont été généralement comprises entre 5o et 7a degrés.