CHAPITRE I

4. GÉNÉRALITÉS ET MOYENS D'ÉTUDE. — Jusqu'ici nous n'avons parlé que de ce qu'on voit dans le Soleil avec les lunettes : passons maintenant à ce que nous apprend le Spectroscope. On étudiait surtout autrefois le spectre solaire au moyen d'appareils formés de plusieurs prismes très dispersifs ou même parfois de prismes liquides. Les prismes laissent perdre relativement peu de lumière, avantage qui n’a pas avec le Soleil un très grand intérêt ; par contre ils ont l’inconvénient d’altérer l'échelle des longueurs d'onde, de sorte qu’on leur préfère presque toujours aujourd'hui Les réseaux, pour lesquels la déviation des rayons est rigoureusement proportionnelle à la longueur d'onde et qui donnent par suite directement le spectre « normal ».

On emploie aussi avec succès des réseaux tracés sur un miroir concave, qui donnent des images réelles de la fente, sans interposition d'aucune autre pièce optique, lentille ou objectif, ce qui permet de pousser plus loin dans l’ultraviolet l'étude du spectre. L’astigmatisme que présentent les réseaux concaves devient même ici une qualité : d’un point lumineux, ils fournissent un spectre de largeur appréciable, débarrassé de ces stries qu'amènent d’ordinaire les poussières de la fente. C'est grâce à un réseau de ce genre qu'a été obtenu le grand Atlas du Spectre Solaire de Rowland, atlas dont les planches mises bout à bout mesurent 13 m. 247 de long entre le rouge et la fin de l’ultra-violet (de À 6.953 à À 2.967) : sur ces épreuves, 20.000 raies sont figurées et les longueurs d'onde en ont été mesurées avec un soin

extrême pour former la Table encore considérée aujourd’hui comme une des bases des recherches solaires (1).

Les progrès de la spectroscopie ont montré le rôle capital que joue la précision des mesures quand il s’agit d'attribuer telle ou telle raie à un élément terrestre déterminé : les premiers chercheurs et notamment Lockyer avaient été bien souvent dupes de coïncidences qui n'étaient qu'approchées. Aussi apporte-t-on maintenant le plus grand soin possible aux déterminations de longueurs d’onde. On a reconnu (2) que celles des Tables de Rowland sont en légère erreur d’une

quantité variant de 0,11 à 0,21 À, suivant l'intensité et la. position de la raie considérée — écart qui correspond à une erreur relative de 1/30000°. Les mesures de MM. A. Perot et Ch. Fabry, basées sur la raie du Cadmium À 6438,470, et publiées avec 7 chiffres, ont une précision relative de 1/2.000.000° : telle est à peu de chose près le maximum de ce qu'il est possible d'espérer.

Le spectre du Soleil n’est pas limité à la région visible explorée par Fraunhofer, laquelle ne s’étend guère que de la raie A À 7594, dans l'extrême rouge, à la raie K X 3934, dans l'extrême violet. En deçà du rouge, toute une série de radiations échappent à la rétine humaïne ; il en est de même au delà du violet : nous étudierons à part ces deux régions infra-rouge et ultra-violette du spectre solaire.

Quant aux radiations visibles, voici la liste des principales, avec leurs longueurs d'onde et leurs désignations dans la notation de Fraunhofer, ainsi que les éléments auxquels elles. correspondent :

NT 004 050) - b, 5183,792 Mg 3 6867,461 O0 b 5172871 Mg CG 6563,054 IT (b:b,) 5168,366 Mg(gr. deraies} Dr: 5896,154 Na F 4861,496 H D: 5890,182 Na (G) 4307,988 Fe Id.

(E) 5270,106 Fe (gr. de raies) H 3968,620 Ca KES 5953;S09 CA

(1) Astrophysical Journal, 1. F, Il, IE (1895-1896). ve (2) Voir là-dessus et pour la bibliographie : P. Sauer, Spectroscopie astronomique, Paris, 1909 (Doin), p. 141.

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