l’un ou l’autre bout du spectre d’une légère quantité qui permet de connaître la vitesse de la source lorsque celle-ci s’approche ou s’éloigne de nous, c’est-à-dire sa vitesse radiale. Lorsque la source s’éloigne de nous, les raies spectrales ont leur longueur d’onde augmentée, c’est-à-dire se déplacent vers le côté rouge du spectre ; elles sont déviées vers le violet dans le cas contraire. On mesure très facilement ces déplaceinens. S’il s’agit par exemple d’une étoile dans-le spectre de laquelle on veut observer les raies de l’hydrogène, on projette sur la fente du même spectroscope les rayons d’un tube de Geissler contenant de l’hydrogène et on juxtapose ainsi au spectre stellaire un spectre artificiel, qui permet de connaître et de mesurer facilement, — surtout lorsqu’on opère par la photographie, — les déplacemens des raies du premier.
Dans le cas de la rotation solaire, c’est beaucoup plus simple encore : il suffit de juxtaposer sur la fente du même spectroscope (et sans qu’il soit besoin de spectre artificiel) les images des deux bords opposés du soleil situés aux deux bouts de l’équateur ou d’un parallèle dont on veut mesurer la vitesse de rotation. Chaque raie paraît dédoublée, puisque l’un des bouts s’éloigne de nous et que l’autre s’en approche, et la grandeur de ce dédoublement fait connaître la différence des vitesses linéaires des deux bords, d’où on déduit facilement la vitesse de rotation. Il y a pourtant certaines raies qui ne sont pas-dédoublées ; ce sont des raies dues à l’absorption des rayons solaires par notre atmosphère et surtout par l’oxygène. Janssen les a appelées raies telluriques et c’est même là un moyen de les découvrir.
Par ce procédé, on a déterminé récemment avec une grande précision la rotation du Soleil. L’observation des taches ne permettait pas de la connaître d’une façon complète, d’abord parce qu’elles ne sont pas toujours visibles, ensuite parce qu’il n’y en a jamais près des pôles solaires, presque jamais au-dessus de la latitude 45° et qu’elles ne s’écartent guère de deux zones privilégiées, qui s’étendent de part et d’autre de l’équateur entre les parallèles de 5° et de 30°. Les récentes mesures faites par la méthode de Doppler-Fizeau ont confirmé et étendu jusqu’au pôle la loi de décroissance de la rotation solaire avec la latitude : tandis que la rotation sidérale du Soleil s’opère en un peu moins de 25 jours à l’équateur, elle exige 26,3 jours, à la latitude de 30° ; 31,2 jours à 62° et 35,3 jours, à la latitude de 80°. Ces énormes différences sont une chose surprenante. Elles sont cependant constamment mises en évidence, quelles que soient les raies spectrales auxquelles on s’adresse. Il y a d’ailleurs quelquefois des différences
