CHAPITRE III

A. — Généralités sur les. Spectres (1).

1. Raïes DE FRAUNHOrER. — On a longtemps désespéré de connaitre jamais des astres autre chose que ce que les lunettes nous en montrent. L'invention du Spectroscope a cependant permis d'analyser leur lumière et de savoir de quels éléments chimiques ils sont formés, malgré les distances énormes qui les séparent de nous.

La décomposition de la lumière blanche au moyen du prisme a été signalée pour la première fois par Newton ; mais ce fut l'opticien allemand Fraunhofer qui, en découvrant vers 1814 les raies du spectre solaire, fonda vraiment la Spectroscopie. Pour obtenir ces raies, il suffit de recevoir un faisceau de lumière solaire sur un écran percé d’une fente, puis de placer par derrière un prisme dont l’arête lui soit parallèle. En recueillant sur une feuille de papier blanc la lumière qui a traversé le prisme, on observe l'ensemble des couleurs de l’arc-en-ciel formant le « spectre solaire » : ce dernier est interrompu par une série de raies noires, de largeur inégale, parfois plus ou moins estompées et assez irrégulièrement placées. Ce sont les raies de Fraunhofer.

Les raies de Fraunhofer constituent autant d'images de la fente : elles sont larges si la fente est large et en reproduisent toutes les irrégularités ou les aspérités. Ainsi l'on peut dire que le prisme décompose la lumière qui le traverse

(1) Pour loutes ces généraiilés, on consultera avec fruit : E.-B. Frosr, Scheiner’s Astronomical Spectroscopy, Boslon et Londres, 1894 (Ginn and C0) ; P. Sacër, Spectroscopie Astronomique, Paris, 4909 (0. Doin).

Cours d'Astronomie. — BosLer-1r. 3

en autant de radiations monochromatiques que cette lumière en contient et laisse vide, sous forme de raies noires, la place des radiations manquantes.

2. DirrÉRENTES SORTES DE SPECTRES D'ÉMISSION, — À la suite de la découverte de Fraunhofer, Kirchhoff et Bunsen (1859-1860) étudièrent les spectres d’une multitude de sources lumineuses terrestres et classèrent ces spectres en trois catégories bien tranchées que nous retrouverons dans l’étude des astres. Ce sont :

1° Les spectres continus. — Ils correspondent aux corps

solides ou liquides portés à l’incandescence par suite d’une élévation de température. Exemples : un feu d’anthracite, la lumière de Drummond, un filament de lampe électrique, les parties brillantes d’une flamme (qui doivent, on le sait, leur éclat aux particules solides en suspension).

2° Les spectres de raies brillantes. — Ce sont ceux des gaz incandescents à faible pression. Les raies y sont isolées et séparées par de larges intervalles sombres. Exemples : flamme d'alcool sodé ou lithiné, tubes de Geissler, lumière de l'arc électrique au mercure...

3° Les spectres de bandes brillantes. — Is sont formés de séries de bandes qui d'un côté paraissent nettement délimitées et vont s’estompant de l’autre ; entre les diverses bandes se trouvent des intervalles obscurs. Une forte dispersion, c'est-à-dire un puissant spectroscope, résout ces bandes en fines raies brillantes de disposition régulière (1). Cette régularité se retrouve généralement dans la position des têtes des bandes elles-mêmes, lesquelles se reproduisent périodiquement à travers le spectre entier. Les spectres de bandes correspondent le plus souvent à des corps composés, à des combinaisons chimiques ; on a cru longtemps qu'il en était toujours ainsi et que les a/omes des corps simples ne pouvaient en donner : le contraire est aujourd’hui démontré (2). Quoi qu'il en soit, ces spectres sont en Astronomie fort

(1) Etudiée pour la première fois il y a 40 ans par M. H. Descanpres. (2) Voir notamment : M, Durrieux, Thèse, Paris, 4925 (Masson).

importants : on peut citer comme exemples : Les bandes de l'Azote, celles de l'Oxyde de Titane (Ti0?) (fig. 164 du ch. IV, 4 Partie), le spectre du cône bleu du brûleur Bunsen (spectre de Swan où du Carbone).

La place des raies dans un spectre est déterminée par la période des vibrations lumineuses répondant à chacune d’elles ou par leur longueur d'onde (1) : l'indice de réfraction, dont dépend la position des raies, est en effet, pour chaque espèce de verre, une fonction définie de la période. Pratiquement, on obtient la longueur d’onde d’une raie inconnue en la rapportant, par interpolation graphique par exemple, aux longueurs d'onde de raies connues de corps simples, étudiés avec l’appareil dont on se sert. Quant aux raies servant de base, leurs longueurs d'onde précises sont aujourd'hui déterminées par des méthodes mterférentielles décrites dans les Traités de Physique (2).

On pourrait croire qu'à chaque élément chimique correspond un spectre particulier. C’est vrai en général, mais un même élément peut avoir plusieurs spectres suivant les conditions de production. Seulement ces spectres sont en très petit nombre. Un spectre caractérise donc un corps et, en plus, certaines conditions physiques telles que la température, la pression ou le mode d’illumination (électricité, chaleur, phosphorescence, ete.).

3. SPECTRES D ABSORPTION. — Les raies.et les bandes dont nous venons de parler, émises directement par les corps lumineux, sont brillantes sur fond obscur. Or le Soleil et, avec lui, l’immense majorité des étoiles ont des spectres de raies noires sur fond brillant. Quelle est la raison de cette anomalie ?

On l’a cherchée longtemps. La clef du mystère fut donnée par l'expérience du renversement des raies, due à Kirchhoff (1859) : les raies solaires et stellaires sont en général des

(4) Ce qui revient au même, car la longueur d’onde est, par définition, le produit de la période par la vitesse de la lumière.

(2) Par exemple : O. D. Cawozsox, Traité de Physique, t. W, p. 622, Paris, 1906 (Hermann).

‘raies d'absorption et non d'émission. Voici en quoi consiste l'expérience en question (fig. 4).

En S est placée une source lumineuse à spectre continu, par exemple le bloc de chaux incandescente d’une lampe de Drummond. En avant de cette source, se trouve un écran de hauteur réglable E qui la sépare d’une flamme d’alcool sodé Na, c'est-à-dire d’une lampe à alcool contenant du sel marin. Une lentille de projection L donne l’image de tout le système sur la fente F d’un spectroscope À et l'observateur reçoit le spectre soit sur un verre dépoli V, soit dans son œil armé d'une loupe. ‘

Si le bord horizontal de l’écran E est convenablement ajusté, l'observateur voit en V deux spectres superposés : le premier est émis par la flamme sodée ; 1l se compose

Na L F Fig. 4.

principalement des deux raies brillantes du Sodium D, et D,; le second résulte de la superposition de ce spectre à celui de la lumière de Drummond, lequel est continu et brillant; on y voit les raies D; seulement, alors que dans le premier cas, elles apparaissaient brillantes sur fond sombre, dans le second, elles paraissent noires, par ccntraste avec le fond éblouissant du spectre continu. Mais, dans les deux cas, les raies D ont exactement la même intensité réelle, ainsi qu'il est facile de s’en rendre compte, puisque les deux spectres sont contigus.

La conclusion directe à tirer de là n’est autre que la loi de Kirchhoff sous sa forme primitive la plus simple. Un gaz incandescent (ou une vapeur) absorbe les radiations qu'il est capable d'émettre et tend à substituer l'intensité propre de sa lumière à celle des radiations qui le traversent. IL laisse passer sans les modifier les autres radiations. Comme plus un gaz est chaud plus il est lumineux, le seul fait que, dans

un spectre, certaines raics paraissent sombres prouve que le gaz absorbant qui les produit est moins chaud que la source émettrice du spectre continu.

Nous n'insisterons pas sur l'explication de l'expérience du renversement des raies et nous nous bornerons à renvoyer, pour ce point, aux ouvrages de Physique. Disons séulement qu'il y à là un phénomène de résonance analogue à celui, beaucoup plus simple à la vérité, qu'on observe pour le son : l'atome chimique dans les spectres de raies, la molécule dans les spectres de bandes les plus communs jouant iei le rôle du diapason résonnant de l'expérience acoustique.

À. CONSÉQUENCES ASTRONOMIQUES DE LA LOI DE KiRCHHOFF. — On déduit immédiatement de ce qui précède qu'il y a dans le Soleil, et dans presque toutes les étoiles, une source lumineuse sphérique à spectre continu, très intense et très chaude, qu'une couche gazeuse absorbante, plus froide, entoure comme une atmosphère (1).

La nature de la source donnant le spectre continu n'est pas encore complètement élucidée, même en ce qui concerne le Soleil, dont la constitution nous est pourtant, en raison de sa proximité relative, mieux connue que celle des étoiles. Quant à la couche absorbante, gazeuse sans aucun doute mais moins chaude, ses propriétés et son étendue peuvent varier suivant les astres. Son existence a été démontrée pour le Soleil en disposant le spectroscope de façon à n’y recevoir que la lumière émanée du bord extrême du disque : on y retrouve brillantes les raies de Fraunhofer. Nous bornant en ce moment aux généralités, nous n'insisterons pas sur ces questions traitées plus en détail dans un chapitre ultérieur.

5. LIMITES DE VALIDITÉ DE L'ANALYSE SPECTRALE. — Le spectroscope nous renseigne sur la composition chimique des astres, mais non sans d'importantes restrictions. Ainsi l’on observe rarement dans le Ciel le spectre d’un corps exactement tel qu'il se manifeste à nous au laboratoire, ce qui est

(1) Voir plus loin p. 139.

une cause fréquente d'incertitude. On peut cependant dire que la présence démontrée, dans un spectre, de raies d’un élément connu, avec leurs longueurs d’onde précises, surtout si les coïncidences sont nombreuses, suffit à établir la présence de l'élément dans la source : les différences d’intensité, l'absence de certaines raies même peuvent être mises sur le compte des circonstances de production. Le fait que: les astres sont à des températures, des pressions ou dans des états électriques mal connus rend, en ce qui les concerne, cette hypothèse fort admissible. Il est d’ailleurs souvent difficile d'obtenir des corps chimiquement purs et, au cours d'une étude de laboratoire, on n’est jamais absolument sûr que quelques-unes des raies qu'on à classées ne sont pas dues à des impuretés : l'absence de telle ou telle raie ne peut done, a fortiori, avoir de signification bien nette.

Un autre point sur lequel on ne saurait trop insister, c’est que l'analyse spectrale ne permet de r1en affirmer au point de vue quantitatif. Certains éléments émettent très facilement leur spectre; d’autres non. Ainsi 1/14.000.000° de milligramme de Sodium fait apparaitre les raies D de ce corps dans la flamme d’un brûleur Bunsen, alors que, pour apercevoir celles du Cuivre, il en faudrait 1/285° de milligramme,. soit 50.000 fois davantage (1). Par contre, les Métalloïdes donnent en général difficilement leur spectre, à part l’'Hydrogène. Avec cela, la présence dans une flamme de corps étrangers ou d'impuretés peut non seulement faire apparaitre de nouvelles raies, mais encore empêcher l'apparition de celles du corps étudié : 30 0/0 de Fer dans un arc au charbon suffisent à balayer du spectre les bandes du Car-. bone. Il faut 10 0/0 d'Hélium dans un mélange d'Hydrogène et d'Hélium pour qu'on observe les raies de ce dernier

(1) Cawozsox, Traite de Physique, t. IL, p. 290. La proportion de matière qui permet de déceler un corps dans un spectre varie du reste considérablement suivant la raie envisagée, ainsi que M. A. DE GRAMONT, au cours d’une série de recherches minutieuses sur les raies appelées par lui « ultimes », l’a fait ressortir avec évidence {Comptes Rendus de l’Académie des Sciences, tnmes 166, 19147 ; 472, 1990 ; 173, 1921 ; 475, 1922, passim).

gaz, tandis que 1/100.000° d'Hydrogène suffit à montrer le spectre de l’'Hydrogène dans une masse d'Hélium.

Tout cela montre bien que les caractères négatifs n'ont aucune valeur en Spectroscopie, surtout. en Spectroscopie astronomique où l’on à affaire à des mélanges de corps variés, placés dans des conditions physiques très différentes de celles observées sur la Terre.

6. CAUSES PHYSIQUES DE VARIATIONS DES RAIES SPECTRALES. — À ces remarques s’aJoute le fait qu’un certain nombre de causes physiques, assez multipliées même pour que leur étude détaillée suffise à justifier un ouvrage spécial, peuvent amener, dans l’aspect ou la position des raies, des différences parfois considérables. Nous ne ferons ici que passer rapidement en revue ces divers facteurs sur lesquels nous aurons fréquemment l’occasion de revenir.

La largeur d’une raie d'émission ou d'absorption dépend tout d’abord de l’épaisseur de la couche de gaz ou de vapeur qui la fait naître : elle varie par exemple avec les dimensions. de la flamme ou, ce qui revient au même, avec la richesse de celle-ci en matière active. Elle dépend aussi, on le verra dans un instant, de la température de la source. Nous nous bornerons à mentionner les renversements de raies qui peuvent être amenés par la présence d’une couche périphérique de vapeurs plus froides ou plus chaudes : ce sont là des apparences assez capricieuses qui s'observent souvent en Spectroscopie.

Parmi les causes principales qui peuvent affecter Les positions des raies, on peut citer :

1° L'Effet Doppler-Fizeau (1) qui les déplace soit vers le rouge soit vers le violet, selon que la source lumineuse et l'observateur s'éloignent ou se rapprochent l’un de l'autre. Le décalage est proportionnel à la vitesse relative de la source et aussi à la longueur d’onde de la raie envisagée pour une raie de longueur d’onde À 5.000 À et une source animée par rapportà l'observateur d’une vitesse de 30 km./sec., il est de l’ordre de 0,5 À. +

(1) Voir p. 128.

C’est ce phénomène qui, du seul fait que les atomes lumineux ont des vitesses d’agitation désordonnées, exigées par la théorie cinétique des gaz (1), donne aux raies spectrales une largeur finie, proportionnelle à la racine carrée de la température absolue.

2% L'Effet Humphreys-Mohler ou déplacement dû à la pression. En général un accroissement de pression entraine une déviation proportionnelle des raies spectrales du gaz lumineux. Cette déviation, habituellement vers le rouge, est différente suivant les éléments : elle ne varie en raison directe de la longueur d’onde que pour les raies qui, chez un élément donné, appartiennent à une même « série », au sens que donnent à ce mot les recherches modernes (2). Les déplacements sont de l'ordre de 0,1 À pour un changement de pression de 10 atmosphères : il est à noter cependant que les spectres de bandes paraissent en général excessivement peu sensibles à la pression. — MM. W.J. Humphrevs et J. F. Mohler (3), M. W.-G. Duffield (4) et M. A.S. King (5) notamment ont étudié avec soin l'action de ce facteur, auquel les conditions qui règnent dans les astres confèrent un intérêt très grand.

En plus des décalages ci-dessus, une augmentation de pression amène un élargissement des raies, déjà très sensible pour une dizaine d'atmosphères ; au delà, les raies tendent à se rapprocher les unes des autres et à se confondre, si bien qu'aux pressions élevées le spectre devient pratiquement continu, chose d'autant moins surprenante que les molécules sont alors très voisines (à l'instar de celles des liquides ou des solides).

3° L’Effet Zeeman. La présence d’un champ magnétique

) Voir plus loin p. 306.

2) Celles inaugurées par MM. Rypser6, puis surtout Kayser et RuNGE. (3) Astrophysical Journal, t. HI, 1896, p. 114; t. IV, 1896, p. 249; t. VI, 14897, p. 469.

(4) Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Série A, volume 208, 1908, p. 114; 209, 1909, p. 203 et 211, 1912, P. 39

(Ô) Astrophysical Journal, t. XXXIV, 1911; XXXV, 14912 (passim) notamment et années suivantes. ;

puissant exerce sur les raies spectrales une influence sui generis (1), en général symétrique mais non pas toujours : le champ les décompose en un nombre plus ou moins grand de composantes, polarisées circulairement ou rectilignement de façons diverses que la théorie permet, dans la plupart des cas, de prévoir. L'écartement des composantes, très variable suivant les raies. est proportionnel au champ magnétique et, pour les raies d'une même « série » tout au moins, au carré de la longueur d'onde : il est, avec les raies D du Sodium ( ÀA 5890 et 5896), de l'ordre de 0.5 À, dans un champ magnétique de 10.000 gauss.

C'est surtout en Physique Solaire, dans les taches notamment — où il a fait l'objet en 1908 d'une brillante découverte de M. Hale — que ce phénomène offre une importance astronomique.

4 L’Eftet Stark (2). Un champ électrique intense provoque, dans l’aspect des raies d’un corps, des modifications rappelant les précédentes, mais qui s’en distinguent pourtant nettement dans les détails. L'écart des composantes. très variable suivant les cas, atteint souvent quelques unités d'Angstrôm pour des champs statiques se chiffrant par dizaines de milliers de volts par centimètre. L'Effet Stark n’a pas encore trouvé jusqu'ici d'applications astronomiques.

5 L’Effet Einstein (3). Enfin un champ de gravitation puissant doit faire naitre, d'après la Théorie de la Relativité généralisée de M. Einstein, un léger déplacement des raies spectrales vers le rouge, proportionnel à la masse du corps attirant et en raison inverse de son rayon. Pour le Soleil, à la surface, le décalage serait de l’ordre de 0,008 À. Des écarts de cette nature auraient sur toutes nos conceptions

(2) On trouvera de nombreuses données numériques, avec indications bibliographiques, sur l’Effet Stark dans les « Données numériques de Speclroscopie », rassemblées par L. Buüniséenaus, Extrait des Tables annuelles de constantes et données numériques, publiées par M. Cu. Marie, Paris, 1926, p. 591 (Gauthier-Villars),

(3) A.-S. Ennixcrow, The Mathematical Theory of Relativity, Cambridge (University Press), 1923, p. 91

physiques de graves répercussions, mais leur vérification dans le Soleil est encore discutée (1).

Tous ces effets sont inhérents aux corps célestes euxmêmes que nous étudions ; il faut encore tenir compte en Spectroscopie astronomique de causes d'erreur affectant les spectres terrestres servant de comparaison : avant d’affirmer que telle raie d'un astre offre un déplacement attribuable à telle ou telle influence, il faut d’abord connaître avec: précision la longueur d’onde de la raie terrestre correspondante. Toutes sortes de facteurs jouent ainsi, dans les recherches spectrales, leur rôle : nous renverrons pour leur étude aux ouvrages spéciaux (2). Nous nous contenterons de citer, comme exemple d’un de ceux qui ont le plus occupé les physiciens dans ces derniers temps, le « Pole Effect » (3), lié, dans l’observation des raies de l’arc électrique, à la région lumineuse particulièrement visée : son intervention est fort gênante dès qu’il s’agit de mesures délicates.

B. — Spectroscopes Astronomiques (4).

1. DIFFÉRENTES SORTES DE SPECTROSCOPES. — Les premiers spectroscopes étaient fondés sur la propriété que possède le prisme de décomposer la lumière. On à imaginé depuis d’autres appareils dispersifs, notamment les réseaux fondés. sur la diffraction et les appareils interférentiels tels que le spectroscope à échelons de Michelson ou l’interféromètre Fabry-Perot. Ces instruments commencent à recevoir des applications astronomiques : ils ont cependant été long-

(1) Le satellite de Sirius semble présenter un cas remarquable d’observation de ce genre (Voir p. 560).

(2) Par exemple : H. Kayser, Mandbuch der Spektroskopie, Leipzig, 1900 et années suivantes (S. Hirzel).

(3) Données numériques et bibliographie dans l'ouvrage déjà cité de L BrünivGnaus, p. 615.

(4) Nous renverrons sur ces questions aux ouvrages cités au début du Chapitre (de Frosr et de P. Sazer) et aussi: à E. C. C. Bay, Spectroscopy, 3° édit., 1924, Londres (Longmans, Green et Co). Ce dernier ouvrage est particulièrement précieux en ce qui concerne les spectroscopes de laboratoire.

temps peu employés. Leur principal défaut est leur pea de

‘luminosité. La lumière est, en Astrophysique, chose infiniment précieuse ; on n’en a jamais assez ; le manque de pose est toujours à craindre, surtout quand il s'agit d’astres faibles, presque seuls aujourd’hui à fournir des clichés spectraux vraiment intéressants. Or les spectroscopes à prismes sont, de tous, de beaucoup les plus lumineux : c’est donc à eux que l’on s'adresse de préférence.

2. RAPPEL DE QUELQUES PROPRIÉTÉS DU PRISME. — Les propriétés élémentaires du Prisme sont décrites dans tous les Cours de Physique : nous dirons seulement quelques mots de celles qui nous seront le plus utiles ou qui ne sont pas toujours clairement mises en évidence.

Fig. 5. Fig. 6.

On sait que, quand un faisceau issu d’un point lumineux, situé pour plus de simplicité à l'infini, traverse un prisme (fig. 5), il existe une position de celui-ci pour laquelle la déviation À subie par les rayons passe par un minimum : on dit alors que le prisme est au minimum de déviation. Quand cette condition est réalisée, le faisceau émergent et le faisceau incident font avec les faces des angles égaux.

Le minimum de déviation a une autre propriété très importante. Considérons un faisceau monochromatique émis par un point lumineux A (fig. 6). On démontre en Optique qu’en général le faisceau émergent n’est pas homocentrique, c'està-dire que les rayons qui le constituent ne viennent pas en. général passer tous par un point unique A’ (qu'on pourrait

appeler l’image de A) ainsi que cela aurait lieu pour une lentille mince. En d’autres termes, un point lumineux à distance finie n’a, dans un prisme, habituellement pas d’«image». Pour qu’il en ait une, on démontre qu'il faut que le prisme soit au minimum de déviation, c’est-à-dire que les angles d'incidence et d’émergence soient égaux. Dans ce cas, on établit également en Physique que, » et r” étant Les distances au prisme du point À et de son image (virtuelle, bien entendu) A’, on a » — 7". Cette condition est satisfaite quelle que soit la longueur d'onde de la radiation considérée : elle joue, nous le verrons, un rôle dans la construction des spectroscopes.

Malheureusement, précisément en raison de la dispersion, un prisme ne peut être exactement au minimum pour toutes les radiations à la fois. On ne peut donc jamais, semble-t-il, obtenir simultanément des images nettes d’un point lumineux à distance finie, pour toutes les radiations qu'il émet.

Un autre défaut des prismes est la courbure des raies spectrales produites par une fente rectiligne éclairée. Les propriétés ci-dessus impliquent en effet que la source lumineuse envisagée est située dans le plan de la section principale du prisme, normal au milieu de l’arête réfringente. S'il n’en est pas ainsi, les choses se passent en gros, pour les extrémités de la fente, comme si l'angle réfringent était accru et les raies sont incurvées du côté du violet. Cette circonstance, de peu d'importance en général, devient dans certains appareils fort génante (1).

3. INSTRUMENTS A GRANDE DISPERSION. — Un prisme de verre unique ne donne jamais une dispersion angulaire bien grande, la différence d'indice, du rouge au violet, n'étant jamais fort élevée. On remédie d'ordinaire à cela en employant un «train » de plusieurs prismes, deux ou trois par exemple ; mais on est limité dans cette voie par les pertes de lumière et notamment par l'absorption provenant du

(1) Dans le spectrohéliographe, notamment. Voir plus loin p. 159.

SPÉCTROSCOPIE ASTRONOMIQUE A5

trajet relativement considérable des rayons à travers le verre.

C’est là un inconvénient d’autant plus grave que Lord Rayleigh a démontré que le « pouvoir séparateur » d’un spectroscope est proportionnel à l'épaisseur de matière traversée ; autrement dit, pour séparer nettement les deux raies D du Sodium (dont l'intervalle est de 6 À), il ne servirait à rien d'observer le spectre avec une lunette ou une chambre photographique à très long foyer; il est indispensable que l'épaisseur /otale à la base du ou des prismes employés atteigne une certaine valeur, en l'espèce 27 millimètres (1).

On a cherché à accroître la dispersion en utilisant comme milieux dispersifs des liquides contenus dans des cuves de verre prismatiques. Certains liquides ont en effet, comparés au verre, des dispersions considérables, le Sulfure de Carbone entre autres. Par malheur leurs indices varient beaucoup avec la température, ce qui a fait en général, à cause du trouble ainsi apporté aux images, renoncer à leur emploi. Le dernier mot n'est cependant pas dit dans cette voie et certaines expériences récentes, avec l’eau, semblent assez encourageantes (2).

4. PRISMES A VISION DIRECTE. — On se sert souvent, dans le but d’avoir des faisceaux plus sensiblement homocentriques, de prismes à vision directe tel que celui d’'Amici (fig. 4), formé d’un groupe de trois prismes collés ensemble, de grand angle réfringent et disposés comme dans la figure le prisme du milieu est en flint, les deux autres en crown. Grâce à l’inégale-dispersion du flint et du crown, ce système ne dévie pas sensiblement les rayons lumineux, tout en les dispersant. Il se comporte à leur égard, pour les rayons non déviés, comme une lame à faces parallèles : Le faisceau émergent issu d’un point est donc, pour toutes les couleurs, à peu près homocentrique et les images sont théoriquement nettes.

(1) Bazy, ouvrage cité, p. 66.

(2) J. Duczaux et P. Jeanter, Revue d’Optique, t. 2, 1993, p. 384.

Ce principe est appliqué en Astronomie dans divers Spectroscopes visuels et en particulier dans le Spectroscopeoculaire de Züllner (1) (fig. 7). Cet appareil se monte sur l’oculaire d’une lunette astronomique ordinaire, entre l'œil et l’oculaire L. Il est formé d'un petit prisme à vision directe, suivi d'une lentille cylindrique Cy contre laquelle se place l’œil et qui est destinée à donner une largeur finie au spectre de l'étoile, afin d'en faciliter l'observation.

Le. principal avantage de loculaire spectroscopique de Lüllner est sa commodité. Le faisceau qui le traverse est celui qui émerge d’un oculaire ‘ordinaire ; il passe tout entier à travers l’anneau oculaire (image de l’objectif dans l’oculaire) et 1l est par suite très étroit. Le prisme peut donc être fort petit et peu coûteux, tout en étant de bonne qualité

ALAN | û :

optique. Malheureusement les images sont évidemment virtuelles et ne se prêtent pas aux mesures micrométriques précises, de sorte que l'appareil ne peut guère servir qu’à une reconnaissance qualitative des spectres.

Un autre dispositif analogue est celui du P. Secchi (fig. 8) où le prisme est placé près du foyer, mais en avant (du côté de l'objectif); une lentille cylindrique Cy élargit l’image réelle du spectre qu'on observe alors avec un oculaire ordinaire L (2). lei les images sont réelles ; malheureusement

(1) Frost, Scheiner’'s Astronomical Spectroscopy (déjà cité),,p. 37.

(2) Frosr, loc. cit., p. 30. Bien entendu, l’interposition du prisme qui agit comme une épaisse lame à faces parallèles à pour effet d’allonger légèrement la distance focale de l'objectif.

les imperfections des systèmes optiques traversés Les rendent trop souvent défectueuses (1).

5. MONTAGE D'UN SPECTROSCOPE À PRISMES ORDINAIRES. — Il est difficile d'obtenir de bons prismes à vision directe avec de fortes dispersions : aussi préfère-t-on, dans les grands instruments, employer des prismes ordinaires. On s'appuie alors, pour avoir des images nettes, sur ce qu'un faisceau parrallèle est toujours homocentrique, quelle que soit son incidence, même si le prisme n'est pas au minimum.

On dispose habituellement les différentes pièces de la manière suivante (fig. 9).

SSI

Fig. 9. — Marche des rayons dans un spectroscope astronomique.

Le grand objectif O de la lunette astronomique donne de l'astre observé une image réelle dans le plan focal F, où Pon place la fente du spectroscope, fente destinée à limiter étroitement le faisceau étudié. Afin de transformer ce dernier en faisceau parallèle, on place en C, une lentille collimatrice achromatique, ayant son foyer en F. Les rayons parallèles issus de C, pénètrent alors dans le prisme P (ou les prismes) qui les dévie; en les dispersant, sans leur faire perdre leur parallélisme, puisque le faisceau est homocentrique. Les rayons émergeant du prisme tombent ensuite sur un second objectif C, qui est celui de la chambre photogra-

- (4) Avec le montage de Zoziner, l'étroilesse du faisceau final réduit beaucoup cet inconvénient.

phique et qui donne, sur la plaque (1) placée en P', autant d'images réelles de la fente F que la lumière de l'astre renferme de radiations monochromatiques distinctes.

Voyons maintenant les conditions que doivent satisfaire les diverses pièces. Pour ne pas perdre de lumière el pour ne pas avoir de dimensions inutilement grandes, l'objectif du collimateur C, doit avoir le même rapport d'ouverture que le grand objectif O. IL doit de plus être très bien achromatisé afin que le faisceau GP soit sûrement RAS pour toutes Les radiations du specire

En principe, le prisme n'a pas besoin d’ être au minimum de déviation. On l'y met cependant toujours. Ceci de façon à corriger les défauts inévitables d’achromatisme du grand objectif O ou de l'objectif CU, du collimateur. Si en effet, pour certaines radiations, le foyer de O ou de C; n’est pas dans le plan de la fente, le faisceau entrant dans le prisme n’est plus parallèle. Si l'on veut alors qu'il reste homocentrique à sa sortie (faute de quoi il ne saurait donner d'images nettes dans l'objectif C, sur la plaque), il faut que le prisme soit au minimum.

L'objectif C, de la chambre est généralement achromatisé, au moins pour le domaine spectral que l’on a surtout en vue ; mais son imperfection à cet égard peut se corriger dans une certaine mesure. Il suffit d'incliner la plaque, dans un sens ou dans l’autre.

Tout ce qui précède suppose bien entendu que la fente F est exactement dans le plan focal du grand objectif.

6. Guivace pe LA Lunetre. — Pendant la pose, l’image de l'étoile observée ne reste pas d’elle-même en F : les variations de la réfraction atmosphérique, les ondulations de l'air et surtout les irrégularités du mouvement d'horlogerie tendent sans cesse à l’écarter de cette position : il faut l'y ramener constamment en agissant sur les manettes de rappel de la lunette en ascension droite et en déclinaison.

(1) L'observation visuelle est aujourd’hui, sntout en ce qui concerne les instruments puissants, presque entièrement abandonnée.

On atténue Les effets des irrégularités du rouage en orientant la fente parallèlement au mouvement diurne. Pour maintenir ensuite l'image rigoureusement en place, on peut : 1° soit employer une fente F à joues métalliques réfléchissantes et légèrement inclinées par rapport à l'axe optique principal : on s’assure alors que l'étoile n’a pas bougé à l’aide d'une petite lunette auxiliaire et, dans le cas contraire, on corrige le déplacement ; 2° soit profiter de ce qu'une partie de la lumière se perd par réflexion sur la première face du prisme et recevoir cette lumière dans une petite lunette L'; on aperçoit alors la fente par derrière et, celle-ci étant supposée parallèle au mouvement diurne, dès que l'étoile vient à quitter sa position en déclinaison, elle disparait ; si elle la

quitte en ascension droite, on le voit fort bien : dans les deux cas on la ramène à sa position comme précédemment (fig. 10). — L'inconvénient du second procédé est que, quand la fente est fine, on perd parfois l'étoile de vue. Le premier système, quoique peut-être moins souvent employé, nous parait préférable.

7. SpecrRe DE comparaison. — Une fois le spectre de l'étoile obtenu, il faut avoir, sur la plaque même, des points de repère permettant d'évaluer, par interpolation, les longueurs d'onde des raies de l'étoile. A cet effet, quand la pose est terminée,-on masque, à l’aide d’un petit diaphragme, l'endroit précis de la fente où se formait l'image de lastre. Puis on place devant la fente un tube de Geissler, conte-

nant un gaz connu (Hydrogène, Hélium, Néon, etc.) ; on Cours d'Astronomie. — BosLER-In 4

excite alors électriquement le tube, qui donne un spectre de raies brillantes sur la plaque, en respectant la partie impressionnée par l'étoile et protégée par le diaphragme (fig. 11). Le spectre de l'étoile apparaît ainsi au milieu du cliché et le spectre de comparaison au-dessus et au-dessous, disposition évidemment très favorable à des mesures précises (fig. 163, p. 501).

Les tubes de Geissler ne donnent en général que des spectres de gaz formés d’un petit nombre de raies. On les remplace souvent par une étincelle électrique de bobine d’induction, qu’on fait éclater devant la fente éntre deux électrodes d’un métal connu (le Fer, le Titane, ...) donnant beaucoup de raies (fig. 163).

8. RÉGLAGE D'UN SPECTROSCOPE ASTRONOMIQUE. — Tout ce qui précède suppose le spectroscope réglé : c'est là une opération parfois délicate dans la pratique. Le mieux est de procéder par tàätonnements au moyen de la photographie. 1) On met le prisme au minimum de déviation, puis on place approximativement la fente au foyer de la lentille collimatrice C;. 2) On dispose alors une source artificielle devant la fente — tube de Geissler, étincelle au Fer — et on exécute une série de clichés de son spectre, en faisant varier par degrés successifs le tirage (1) de l'objectif de la chambre C, : on note le tirage qui donne, au milieu de la plaque, les raies les plus nettes et on l’adopte provisoirement. 3) Ceci fait, on cherche à perfectionner de la même façon le tirage de l'objectif C, du collimateur, en le faisant seul varier et en appréciant photographiquement les résultats. 4) Une fois les deux objectifs C, et C, au point, il ne reste plus qu'à corriger, par une inclinaison de la plaque, les défauts d’achromatisme de C, ; on y parvient, par le même procédé, en faisant varier cette inclinaison de degré

(1) Nous supposons ici les objectifs de la chambre et du collimateur susceptibles de se déplacer dans le sens de leur axe optique le long d’une échelle divisée, dont la lecture constitue le « tirage ».

en degré et en adoptant la meilleure position, après examen des raies extrêmes des clichés.

En recommençant, par échelons plus rapprochés, les mêmes opérations, dans leur ordre, on obtient une seconde approximation du réglage qui est toujours suffisante. La netteté des raies a, dans ces réglages, une importance capitale : il est done nécessaire d'opérer avec une fente très fine (de l’ordre du 1/50° de millimètre) dont la pratique révèle la largeur optimum.

L'appareil une fois réglé, il faut encore‘le mettre en place sur la lunette astronomique, de façon que la fente soit dans le plan focal du grand objectif. On ne peut guère songer à déplacer tout le spectroscope, généralement lourd, le long de l’axe optique : il doit en effet être attäché au tube de la lunette d'une manière très rigide et, si l’on veut éviter tout fléchissement, mieux vaut que le mode de fixation soit définitif. Pour tourner la difficulté, le moyen le plus simple est de monter le tube de la lunette collimatrice — dont une extrémité porte la fente et l’autre l'objectif C, — de manière qu’il puisse coulisser suivant son axe optique : on peut alors, au moyen d’une crémaillère par exemple, déplacer tout l’ensemble à volonté par rapport au plan focal principal. Les choses étant ainsi disposées, on vise une belle étoile en ouvrant largement la fente (pour avoir plus de lumière) et on fait coulisser la lunette collimatrice jusqu’à ce que le spectre observé en P' à la loupe apparaisse comme une ligne aussi mince que possible : l'appareil est alors au foyer.