raies stellaires, en les comparant aux raies données par une source terrestre éclairant une autre partie de la fente. Mais la fente est inutile à la formation même du spectre de l’étoile, puisque son image est un point lumineux sans diamètre appréciable : on peut donc la supprimer. Le faisceau des rayons qui proviennent de l’étoile est un faisceau de rayons parallèles ; le système lunette-collimateur ne sert plus, une fois la fente supprimée, qu’à rassembler 
Fig. 11 sur le prisme tout le flux lumineux reçu par l’objectif de la lunette : sauf pour les étoiles très faibles, nécessitant l’emploi d’objectifs de grande ouverture, il peut aussi être supprimé.
On arrive ainsi à l’appareil désigné du nom de prisme-objectif ou chambre prismatique (fig. 11) : les rayons de l’étoile, reçus directement sur le prisme A, viennent former un spectre linéaire sur la plaque photographique P — spectre linéaire auquel on peut donner la hauteur que l’on veut en laissant l’étoile se déplacer parallèlement à l’arête du prisme pendant la pose. C’est ainsi que la plupart des spectres du Henry Draper Catalogue (p. 7) ont été obtenus avec un objectif de 28 cm d’ouverture et de 3 m 90 de distance focale précédé d’un prisme d’angle réfringent égal à 15° : l’épaisseur à la base d’un tel prisme, pour des faces de 28 cm de largeur, est d’environ 8 cm ; la dispersion
