L-e rubidium {nibidus^ rouge) offre deux belles raies vio
»^M^s Rba=42o,2, RbJ — 42i,(>, et deux raies rouges RbY-^780,
""^::=795,i, toutes les deux moins réfrangibles que A du soleil,
îivec d'autres raies de moindre importance.
'Vu nombre des conquêtes du spectroscope, nous citerons encore ici
^^^hallium(OiXXîi), verdir), trouvé par Crookes, et caractérisé par une
î)12 OPTIQUE GÉOMÉTRIQUE.
raie simple, très brillante, dans le vert Tla = 534,9; ^^ rindium [indicum^ indigo), découvert par MM. Reich et Richter, qui donne une belle raie bleue lna = 45i,o et tout près de h une pâle raie violette Ing = 4^0,1, devenant vigoureuse dans rétincelle.
Le chlorure de strontium manifeste : dans le rouge, six bandes (^) très belles mais un peu vagues (la moins vague est Sr3=:669,4), dans l'orangé une bande double assez nette Sra centrée sur 6o5 environ, et dans le bleu une raie caractéristique Sr$ = 46o,7. C'est la seule raie qui appartienne au métal, comme nous le verrons.
Le chlorure de calcium montre deux belles bandes, Tune dans le rouge Gaa correspondant à environ 622 (elle se partage en trois, Caa| = 626,5 nuageuse, Caaj~ 620,2 nette, Caoj^ 618,1 nette), Tautre dans le vert Cai3 = 554 (on y distingue facilement denx raies, Tune forte mais nuageuse 554,3, l'autre plus faible 55i,;), auxquelles s'ajoute dans le bleu une raie très peu intense 422,6 due au métal.
Avec le chlorure de baryum on a un spectre très compliqué dans lequel se détachent surtout les belles bandes vertes BaS=53i,3, Baa=524,2, Bap=5i3,6, dues au chlorure et la raie BaY=553,6 due au métal.
Chaque métal leur ayant paru présenter un spectre indépendant de la nature du sel et de la température de la flamme, Rirchhoff el Bunsen admirent que les atomes se révélaient par leurs raies propres, quel que fût Tétat de combinaison où ils pouvaient se trouver: si dans le spectre d'un sel on ne voyait que les raies du métal, celatenaitàceque le métal, dense et opaque, rayonnait incomparablement plus que les corps légers et transparents auxquels il était uni (V
Les expériences d'A. Mitscherlich (^) et de Diacon (*) ont éUbli que les composés donnent des raies spéciales et caracléris-
(*) Une bande, dégradée d*un seul côlé et résoluble en rjiies fines, ne doii pas être confondue avec une raie large, estompée, qu*une dispersion plusfortf ne fait que rendre diffuse.
(*) Déjà toutefois, dans leur second mémoire, Kirchhoff el Bunsen trou^-aiw' probable qu'un composé chimique donnai d'aulres raies que les éléments qui le consliluenl.
(') A. Mitscherlich, loc» cU.\ et Vogg, Ann.^ CXXl; 1864.
(*) DiACON, Thèse inaufifura/e. Monlpellier, Bœhmet fils; 1864;el Ann. dechifet de phys,, (4), VI, 5; 1805.
Sy pourvu qu'ils existent à la température où se fait Texpée; en d'autres termes, les molécules ont leurs spectres indiils. C'est ainsi que les spectres des chlorures alcalino-terreux, »ués par Kirchhoiï et Bunsen aux métaux seuls, ne renferen réalité que quelques raies du métal, auxquelles viennent ndre des bandes du chlorure et le spectre de l'oxyde. Le chlole bromure, l'iodure, le fluorure de baryum ont des spectres «Dts(A. Milscherlich). Le chlorure de sodium, volatilisé dans mme d'un chalumeau à hydrogène et chlore, n'otTre sensibleaucun spectre (Diacon).
chimiste dont les recherches portent sur des composés méues devra être en garde contre toutes ces difficultés. ant au physicien, la décharge électrique lui procurera d'orpe le moyen d'obtenir le spectre d'un corps simple, rtaines précautions dans l'emploi de l'étincelle condensée jailt entre deux pôles métalliques appellent cependant l'attention, lincelle est longue, son milieu présente presque exclusivement iesdu gaz dans lequel on expérimente, et les quelques raies méaes que l'on peut y observer sont nuageuses et difl'uses; ses mités fournissent spécialement les raies du métal. En rapprot assez les électrodes, on fait disparaître ou tout au moins on oe les raies de l'air ; elles se réduisent alors aux raies de l'azote la raie 0 de Thydrogène. Kirchhoff(*), Àngstrôm et Thalén(*), ;io8 (') ont étudié par ce procédé les raies brillantes des métaux ont comparées aux lignes sombres du spectre solaire. rmi ces raies, quelques-unes sont à signaler : magnésium, dont les sels n'émettent aucun spectre à la ne du bec Bunsen, montre, sous l'action de rétincelle, dans 't, une belle raie triple (*) coïncidant avec la raie solaire b Si8,3, i,=5i7,2, i^ = 5i6,6) (*).
luminium, qui ne manifeste de spectre à aucune flamme,
OBCHHOFF, Abhandl. d. K. Acad. d, WUs. zu Berlin; 1861-63.
Balén, Nova Acta Reg. Soc, Se, IJpsid, (3), VI ; 1868; et Ann, de chim. et de
(4), XVm, 202 ; 186i).
IcGGiNS, Proceed. of the R. S. ; 1862-85, passiin.
^tle même raie apparaît au chalumeau à gaz tonnant avec la magnésie
hiorure de magnésium.
^4 appartient aussi au fer, ainsi que 6,=5i6,8.
VioLLB, Cours de physique, —II. 33
offre, avec rétincelle, quatre bandes vertes diffuses 5y'2f2 569,5
Le zinc produit de très belles raies, parmi lesquelles brilleat dans le bleu 481,2 472,1 468,1 et dans l'orangé 636, i.
Le cadmium (*) a un spectre éclatant où se remarquent principalement dans Torangé (près de C) 643,8, dans le vert 5o8,3, dans
le bleu 479»9 467»7-
Outre les raies visibles, ces quatre métaux présentent de plus» dans la région ultraviolette, des lignes constituant des repères pré^ cieujL pour Tétude de cette région (Mascarl {*), Cornu (')).
Le cuivre(^) se décèle par un spectre compliqué, au milieu duquel on distingue trois raies vertes 521,8 5i5,3 5 10,6, deux raies jaunei 578,1 570,0 et enfin deux raies rouges 616,8 606,1.
Dans le spectre de l'argent se détachent surtout deux magoifiques raies vertes, situées de part et d'autre de E, 546,4 52o,8.
Spectres des métalloïdes, — Pour terminer cette rapide esquiflK des spectres d'émission, dans leur partie visible, il nous reste à dire quelques mots sur les spectres des principaux métalloïdes qui procurent aussi d'excellents repères et qui sont en outre le siège de phénomènes très curieux.
Plùoker a trouve que, dans ses tubes, les gaz simples émettaient suivant les cas, deux spectres différents : i** un spectre de bandes {spectre prhnaire) avec la décharge à faible tension ; 2* un spectre de lignes [spectre secondaire) avec la décharge à haute tension.
L'hydrogène donne très facilement dans un tube de Plûckeruo spectre de lignes, comprenant quatre raies, dont l'éclat et la netteté vont en diminuant du rouge au violet, savoir : dans le rouge, Ha=656,i8 coïncidant avec la raie solaire C
— vert, H3=486.o6 — F.
— bleu, 117=433,93 — — (j'.
— violet, Ho = 4io,i2 — — A,
(*) Les sels de cadmium montrent (faiblement) ces raies dans la flamme.
(2) Mascart, Afin, de VÊcole normale, (i), IV, 7; 1866.
(3) Cornu, Ann. de VÊcole normale, (2), III, 421 ; 1874; et Journal de physifi^ (1), X, 425; 1881.
(*) Avec un sel de cuivre, la flamme se colore en vert et offre au speclro$cop« des bandes qui s'étendenl depuis G jusqu'au delà de F et qui sont particoliért* ment intenses dans le voisinage de E.
plus toute une série de raies ultraviolettes sur lesquelles nous aurons à revenir. Ces raies s'élargissent quand la pression augmente (*) et quand la température s'élève, lorsque Fétincelle
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Fig. 349
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H 7 ( G' solaire) H ^ ( h solaire)
devient plus forte ou le tube plus étroit. 11 n'y a vraisembla- Uement que ce spectre de lignes; les autres spectres attribués i rhjdrogène, en particulier par M. Wûllner (^), seraient dus à des impuretés (').
Des nombreuses recherches effectuées sur Tazote, il parait au contraire résulter que ce gaz a réellement deux spectres dis- Uncts(*).
Un tube de Plûcker à azote, traversé par rcffluve, montre un très beau spectre de bandes, qui forment deux séries différentes
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Fig. 35o
100* 5 IIO V
rr i3op iko y iSo^
^t naissent les unes dans le rouge et le jaune, les autres dans le bleu et le violet (ces dernières sont naturellement plus développées dans les tubes étroits où la température est plus élevée). Nous
P) La tlamme de l'hydrogène, lumineuse sous 20 atmosphères de pression (^fmnkland), donne alors un spectre continu dans la partie visible.
(*) M. WOllner a décrit cinq spectres de Thydro^ène. Son deuxième spectre, •P^ctre primaire de Pliicker, relevé avec soin par Hasseiberg, doit être attribué ^ l'acétylène (Berthelot et Richard, C. fl., LXVIII, 1546; 1860).
(') Voir plus loin, p. 530.
(*) ÂNGSTRôM, Pogg. Aim., XCIV, 158; 1855. — Hlggins, Phil. Trans., CLIV, *U;18e4.— Pi.OcKER et Hittorf, PhU, Trans., GLV, 1; 1865.
MS OPTIQUE GKOMËTniQUE.
reproduisoDS ici, d'après M. Hasselberg (' ), à une très forte dispei
sioQ, deux bandes de la première série et une de la deuxièou
i]iiliiiihi|liiiiiiiiib|iiiiiiiiiiiiiii!iiiLiiiiiL
Fig. 35 1
Si le tube devient très résistant, soit par un amoindrissenniil considérable de la pression, soit par un rétrécissement extrême, h si l'on emploie la décharge disruptive, te spectre de bandes diqit-
lllllililili l;Mil;ji;il;l4;'|j4'|i'l'li''^^^
Fig. 3.-n
ralL et un spectre de lignes (fig. 353) surgit sur fond sombre. O' obtient très facilement ce spectre de lignes avec l'élincelle ci* densée jaillissant à travers de l'azote contenu dans un tube tit\^' teur comme celui de la figure 34<>.
{') II
^•■moires de l'Académie de Saint-Pélersboiu-g, \\\ll; fW*** , Trans. of Edinburgh, XXXII ; 1883.
Plûcker et HittorfT (*) expliquaient Texistence de deux spectres par deux états allotropiques dePazote. Àngstrôm et Thalén (') attribuèrent le spectre débandes à un composé oxygéné de l'azote. Une expérience de M. A. Schusier (^) semble confirmer cette dernière manière de voir : en volatilisant du sodium dans un tube de
Fig. 333
Plûcker à azole, M. A. Schusier vit disparaître le spectre de baDdes. Mais M. Salet a reconnu que le sodium se combine avec razote sous Tinfluence de Teffluve, de sorte que le vide est tel que le tube ne donne plus aucun spectre, ni de bandes, ni de li^es. Si Ton volatilise le sodium dans une partie du tube située en dehors de Teffluvc, bien que vraisemblablement tout Toxygène soit absorbé, les bandes persistent (^).
M. Salet les regarde comme le spectre de la molécule (formée de deux atomes), tandis que les lignes seraient le spectre de Tatome. Il attribue à un azote allotropique, plus condensé et plus tctifque Tazote ordinaire, un troisième spectre (à bandes cannelées) fourni par la gaine bleue recouvrant Télectrode négative d'une bobine dont l'étincelle éclate dans Tair, ou parla lueur bleue Wtourant la même électrode à Tintérieur d'un tube de Plûcker àwoten.
Selon M. Wûllner(*), le spectre varierait simplement d'une façon continue avec la température, de même que le spectre d'un solide
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0) Plôcker etHiTTORFF, PhiL Trans.y CLV, 1 ; 18<i5. (') Angstrôm et Thalén, Nova acta Beg. Soc, Se. Upsal, (3), IX; 1873. (') ScHosTER, Proceed. of ihe R. S., XX, 482 ; 1872.
(^) Ce résultat a été confirmé par M. Deslandres [Ann. de chim, et dcphys., (6), *^' 3; 1888). La présence de l'hydrogène reste seule à craindre. y) Salct, lac. cit.f p. 224. Voir aussi Deslandres, loi\ cit, (*) WoLLNBR,Pogf(/. Ann., CXXXVII, 337; et Ann. de chim, et dephys,, (4), XVIII,
M OPTIQUE CËOHËTRIQUB.
reproduisoDS ici, d'après M. Hasselberg ('), à une très forte <
sion, deux bandes de la première série et une de la deu
Fig. 35.
Si le tube devient très résistant, soit par un amoindris! considérable de la pression, soit par un rétrécissement exlrèi li l'on emploie la décharge disruplive, le spectre de bandes
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Fig. 3iî
ralt et un spectre de lignes (fig. 333) surgit sur fond sombi obtient très facilement ce spectre de lignes avec Félincelle dcnsée jaillissant à travers de l'azote contenu dans un tube t leur comme celui de la figure 346.
Mémoires de l'Académie de Sainl-Pétersbourg, XXXII; t» i.Trom. of Editiburgh,\\\ II; 1883.
Plûcker et HittorfT (') expliquaient Texistence de deux spectres par deux états allotropiques deTazote. Àngstrôm et Thalén (') attribuèrent le spectre débandes à un composé oxygéné de Tazote. Une expérience de M. A. Schuster (^) semble confirmer cette dernière manière devoir : en volatilisant du sodium dans un tube de
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Plùcker à azote, M. A. Schuster vit disparaître le spectre de baodes. Mais M. Salet a reconnu que le sodium se combine avec l^azote sous l'influence de Teffluve, de sorte que le vide est tel que le tube ne donne plus aucun spectre, ni de bandes, ni de lignes. Si Ton volatilise le sodium dans une partie du tube située en dehors de Teffluve, bien que vraisemblablement tout Toxygène soit absorbé, les bandes persistent (^).
M. Salet les regarde comme le spectre de la molécule (formée de deux atomes), tandis que les lignes seraient le spectre de Tatome. Il attribue à un azote allotropique, plus condensé et plus actif que lazote ordinaire, un troisième spectre (à bandes cannelées) fourni par la gaine bleue recouvrant Félectrode négative *d*une bobine dont l'étincelle éclate dans Tair, ou parla lueur bleue entourant la même électrode à Tintérieur d'un tube de Plùcker
Selon M. Wùllner(®), le spectre varierait simplement d'une façon ^otînue avec la température, de même que le spectre d'un solide
0) ^lOoler elHiTTORFF, PhiL Trans., CLV, 1 ; 18(io. ^.*) Angstrôm et Thalén, Sova acta Reg. Soc. Se. Upsal, (3), IX; 1875. (*) ScHDSTER, Proceed. of ihe R. S., XX, 482; 1872.
^*)^^e résultata été confirmé par M. Deslandres {Ann. de chiin. et dcphys.j (6), ^^'^» 1888). La présence de l'hydrogène reste seule à craindre.
(1 ^ALET, loc. cit,, p. 224. Voir aussi Deslandres, hc, cit.
^) M'Ollner, Pogg. Ann.t CXXXVII, 337 ; et Ann. dechim. et dephys., (4), XVIII,
518 OPTIOUB GÉOMÉTRIQUE.
OU d*ua liquide. Par une diminution graduelle de la pr l'intérieur du tube de Plûcker à azote, le spectre de bandes a cit et s'efface inégalement dans ses diverses parties, taadi spectre de lignes apparaît progressivement sur le fond ail premier spectre (*).
D'après M. Schuster, l'oxygène présente dans l'étincelle go
•MO ^ ESo 600
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Fig. 355
un spectre de lignes, qu'il appelle spectre élémentaire pour h guer d'un autre spectre de lignes, qu'il nomme composé en buant à un édifice atomique plus compliqué que celui de l'c ordinaire : ce deuxième spectre, que Ton observe avec l'efflu un tube de Plûcker, comprend quatre raies, dont la moins
(^) Le fait a élé vérifié par M. Grookes dont les expériences sont i dans le tableau ci-dessous :
Spectre.
Le spectre de bandes commence à se monlrer dans le roug<
le jaune.
Les bandes bleues et violettes se dessinent nettement. Le spectre de bandes est dans toute sa magnificence. Quelques lignes paraissent.
Les deux spectres ont le môme éclat.
Les lignes seules persistent.
Les lignes des extrémités (au-delà de 610 et de 400) disparai On voit encore certaines lignes vertes et bleues, entre autres Il n*y a plus que quelques traces de raies, à peine visibles
phosphorescence verte du tube.
(Grookbs, PhiL Trans.y part 11, 414; 1881.)
Pretiion.
ao
,8ia
,oo3
EViaPKBSION. — ÉTUDE DES DIFFÉRENTES SOURCES DE LUMIÈRE. 519
Q\e semble seule coÏDCJderavecruaedesrniesclu premier spectre.
« a également au pôle négatif un spectre de bandes, décrit d'a-
otd "par M. Wûllner.
\ji spectre de l'air est essentiellement celui de l'azote, mais l'hy-
itogcTie et la vapeur d'eau s'y révèlent aussi, comme M. Kundt l'a eoDSiaté sur le spectre de l'éclair : ici eucore l'étincelle (éclair en nfO&g) fait surgir le spectre de lignes, et l'effluve (éclair de chaleur) te spectre de bandes.
Le soufre donne très aisément, suivant les cas, un spectre de lignes ou un spectre de bandes (Pliicker et Hittorff). La figure 353
*ûn(recommeotM.Salet dispose l'expérience, les gaines au moyen "Quelles on illumine le tube élanl utilisées en même temps pour ' ^auffer. « Si l'on chauffe modérément le soufre de façon à élever '<>ii peu la pression dans l'appareil, et si l'on se sert de la bobine *^Qle, on voit paraître une lumière bleu tendre dont le spectre, véri- ^blelype des spectres de bandes, se compose de brillantes cannelures Sènéralemenl doubles, paraissant régulièrement dégradées du calé
du rouge, mais dans lesquelles une forte dispersion permet i distinguer une foule de lignes élémentaires, séparées par des inte valles obscurs. » Ces bandes, objet des patientes recherches < Plûcker et HittoriT, offrent un mode d'arrangement signalé to d'abord par M. Mascart (^) dans les spectres du sodium et du m gnésium (considérés jusque dans la région ultra yiolette) : 1 maxima lumineux, qui, au premier aspect, semblent distriba d'une façon irrégulière, peuvent se partager en plusieurs série dans chacune desquelles les distances sont presque égales (ell augmententlentement et régulièrement vers le violet), k LorsquV illumine le tube à soufre au moyen de la machine de Holtz ou c la bouteille de Leyde avec interruption, la température étant as» élevée pour que la tension de la vapeur de soufre soit seosibk Tétincelle devient grêle et donne un beau spectre de lignes ) obtenu pour la première fois par Seguin (il faisait passer Tétincell dans de l'hydrogène chargé de vapeurs de soufre), décrit et mesur par Plûcker et Hittorff, et étudié avec beaucoup de soin pa M. Salet à qui nous avons emprunté les détails précédents.
De même, l'iode fournit, selon la température, un spectre can nelé qui est l'épreuve négative exacte du spectre d'absorption d l'iode, ou un spectre de lignes qui n'ont rien de commun avec le bandes du premier spectre (^).
Une puissante étincelle condensée éclatant dans l'oxyde de cai bone ou l'acide carbonique produit, outre les raies de Toxygèa^ un petit nombre de raies, indiquées par Àngstrôm, et qui soottnî probablement dues au carbone. On les retrouve dans le specti des hydrocarbures et dans celui du cyanogène. Avec les tubes c: Plûcker, les différents composés carbonés présentent des spectr* très variés, parmi lesquels on revoit les bandes observées par Swi: dans la flamme des hvdrocarbures.
Nous ne multiplierons pas les exemples; ceux que nousavr»: cités suffisent à mettre en relief les points acquis et les difficul t restantes.
(*) Mascart, C. H., LXIX, 337; 1869.
(2) NVtJLLNKR, Pogg. Ann., CXX, 158; 1863.
Spectres d'absorption.
Absorption par les gaz. — En i832, Brewster (') fit une observation essentielle. Sur le trajet des rayons projetant le spectre continu d'une lampe, il interposa un vase de verre (ballon à orifice étroit) dans lequel il introduisit des vapeurs nitreuses, et il vit le spectre se couvrir, surtout dans le violet et dans le bleu, d'un très jffand nombre de raies obscures, semblables aux raies de Fraunhofer (•).
Toutes les vapeurs colorées se comportent ainsi ('). Même la vapeur d'eau, qui semble absolument incolore et transparente, a donné à M. Janssen un spectre d'absorption caractérisé par de Bombreuses raies dans le rouge et Torangé.
Du moment que Ton avait prouve que certaines vapeurs absorbent certains rayons, on pouvait concevoir que l'origine des raies da spectre solaire fût en efTet l'absorption de la lumière par un milieu agissant comme ces vapeurs.
Brewster, puis Forbes, ont donc cherché la cause de ces raies dans Faction de l'atmosphère terrestre sur les rayons solaires, en eiAinioant le spectre à diverses heures de la journée et en différen- \es saisons. Mais ils n'arrivèrent pas à une conclusion décisive. Si rinflueace de l'atmosphère est incontestable, elle s'exerce très inégalement. Tandis que les bandes sombres, découvertes par Brewster daos le spectre du soleil couchant, s'effaçaient vers midi, la plupart des raies décrites par Fraunhofer ne paraissaient pas varier avec 'épaisseur de la couche d'air traversée par les rayons.
wfV^ ielluriqiips. — Il y a dans le spectre des raies telluriques, comme les a nommées M. Janssen (*), dont les travaux ont plus que
{') Bi^gwsTER, FhiL Trans. of Edinbiirgh; 1833; et Phil. May^y (3), VIII, 384; i836.
' ) ^iles s'élalent de plus en plus à mesure que la densité du gaz augmente
n»ïîssent par faire disparaître entièrement le violet. Elles augmentent en
nombre et en intensité si l'on chauffe le gaz, et à une certaine température le
*P^clre s*assombrit complètement.
l ) Il faudrait toutefois excepter, d'après Miller, le chlorure de tungstène et
^t^lore; maisMorren, de Marseille, a obtenu le spectre d'absorption du chlore
*^ec Uïjg couche épaisse (2 mètres) de ce gaz.
^ ) ^AxssEN, A/m. de chim. et de j)%s., (4), XXIII, 274; 1871 (dans ce mémoire csl Reproduite la carte publiée, en 1800, par Brewster et Gladstone, dans les ^^^^^ Tram.).
Bg2 OPTIQUE GËOHÉTftIOUE.
tous les autrescontribué à démontrer l'origiDe terrestre des bandes de Brewster. Il a résolu les plus importantes de ces baadeset il a reconnu qu'elles étaient dues à la vapeur d'eau. ÂngsIrÔm (') a confirmé cette opinion en constatant la disparition complète des raies voisines de D (et en particulier de la bande de la pluie, S de Brewster, longueur d'onde 37S), des raies voisines de C et de la bande a, à Upsal, au mois de janvier 1864, par un froid de — 27*. Peu de temps après, dans l'usine à gaz de la Villette, M. J&Dssen (') réussit à obtenir le spectre d'absorption de la vapeur d'eau à l'aide de vapeur surchauffée remplissant un long (ube de 87 mètres; et il annonça que ce spectre était identique aux bandes qu'il avait étudiées dans le spectre solaire. Cette identité a été vérifiée indirectemerit par les météorologistes, qui ont même fait du spectroscope un instrument de prévision du temps : la quantité de vapeur d'eaa contenue dans l'air peut en effet s'estimer avec une certaine précision par la noirceur des raies qu'elle détermine comparée à celle des raies métalliques voisines, ainsi que l'a établi M. 0>rnu (*) k
qui nous empruntons te croquis ci-joint des groupes voisins de D Dans l'observation précitée, Ângstrom a vu que les autres groupes telluriques, A et B de Fraunliofer et a d'Âugstrom, persislaie&l par les plus grands froids; ils doivent donc être attribués à quelqu'un des gaz permanents de notre atmosphère (à moins qu'ils
(') A.NGSTH011, Recherches sur le spectre solaire. 1. Spectre normal du soleil. Vptal ;
i"lJAN89EM, C. R., LXIII, 289; 1866.
[') Cornu, C. «., XCV, 801 ; 1882; ou Journal de physique, (2), II, 58; 1883: et Jouiiial de J'iV. Pulyt., Ull- cahier, 173.
aepir«vienneDt d'un milieu existant entre le soleil et la terre (')) : après avoir examiné directement les spectres d'absorption de ces gai, oU. EgorofTC) pense que les groupes A et B,dont M. Laagley (') avait déjà signalé l'analogie de structure, sont dus à roxygGae(^); le même gaz produirait aussi », d'après Thollon ('), qui a constaté lasinnilitude complète des trois groupes.
Dans un trayait remarquable dont nous nous bornons pour le moineot à résumer les conclusions, M. Cornu (*) a prouvé que chac Kjn des groupes A, B et <x renferme trois espèces de raies, telles que les représente la figure 338 relative au groupe a Ç) : des raies
(') AantT, Nature du la octobre 1882.
{}) ÉUjohoff, C. R., XGVII, 553; 1883.
1^*1 liANGLET, Proceeil. of the Americ. Acad.; 1878.
\f\ Le speclre d'absorplioii de l'oxygèue n'esl visible que sous des épaisseurs
ondes pressions considérables. U. ÉgorolTI'a obtenu du gai comprimé à 6 at-
nio)?beres dans un tube long de Go mètres. M. Janssen a opéré avec des
tubes dont les longueurs variaient de o"',4i àiao métces et sous des pressions
croissant jusfju'à loo atmosphères. Il a trouvé que l'oxygène présentait deux
sysltmes spectraux distincts: un premier système, constitué par des raies fines,
M montrait, suivant la loi oniinaire, dès que le produit de l'épaisseur par la
'MMilé atteiunait une certaine valeur; un second système, formé par des ban-
■'^s «stouipL'e^, difUcilemenl résolubles, obéissait à la loi du produit de l'épaii-
"*" par le carré de la densité. La plus forte de ces bandes [58o-57a) apparaît
°^a un tube de Go mètres sous la pression de ti atmosphères. Elle doit donc
"laaquer dan^ le speclre du soleil examiné au zénith, car l'oxygène traversé
^uivaut alor^ à une colonne de 171 mètres à i atmosphère de pression, tandis
î" »l en faudrait Gox 36=^aiGo pour faire voir nettement la bande dujaune,
■^ i'faoriion, celle bande s'observe, l'tpaisseur étant alors quatre fois plus
S'^nde qu'il n'est nécessaire ; et la faible hauteur pour laquelle elle disparaît
'■'isfiiit assez bien à la loi énoncée (Janssen, C. R., Cl, eiO, e( CVI, IIIS;
'SBS-SS. Cr. LivEiNG et Df.wab, PhH. M.i;!.. 'oi, XXVI, 280 ; 1888). D'autre part,
■«■ Olzewsu (Si(i6. d. K. K. 6steir. Actui. d. Wùiensch. in Wien, XCV, 2 Abtb ;
'8S7 j a retrouvé les bandes d'absorption, que le soleil donne près de rboriion,
•*ec une couche de 7"'" d'oxygène liijucfié; l'épaisseur voulue pour rendre
''*r^ï«plible la bande la plus forlo sérail, d'après .M. Janssen, 4"°', 5.
^'oïone offre un spectre d'absorption caractérisliiiue, le même pour le ii- J"'»!* et pour le gai. Ce spectre a été étudié par M. J. Chappuis (C. fi., XCI, "* ; 1880; et Journal de physique (2), i, 494; 1882), qui a conclu à la pré- '"^<:« des principales bandes de l'ozone dans le spectre du suleil vu à l'bori- *■"■» conclusions conllrmées par M. ll.tHTLKï, {Journal of the chem. Soc, n''CCXX, "1 ; 1881).
l*i luoLUiS, Journal de physique, (2), III, 421; 1884. t*> CoR-NU, Ann. de Mm. etdephys., (fl). Vil, 1; 1886.
^ * ~> On a llguré au milieu le spectre complet [le soleil èlaul à quelques degrés ^, l'faoriion), en haut les raies d'absorption de l'almospbère sèche, en bas les T^^^ d'origine solaire; les raies attribuées à la vapeur aqueuse sont celles que V1V1 n'a prolongées ni vers le haut, ni vers le bas.
Fig. 358
yenant de la vapeur d'eau ; enfin des raies solaires, p ment dans a.
Raies solaires. — Le plus grand nombre des raies, pre celles que décrivit Fraunhofer, ont en effet leur origi soleil même. C'est encore d'une absorption que résulte) solaires.
La masse incandescente de Tastre, qui offrirait par un spectre continu, est entourée d'une atmosphère de vapeurs à haute température que traversent les rayons photosphère : il y a absorption, et des raies sombres se | inverses des raies lumineuses qui formeraient le spectre de ces gaz et vapeurs.
Cette théorie est l'œuvre puissante de Kirchhoff : en raies solaires les témoins des éléments contenus dans T; du soleil, il a dévoilé la composition chimique de ce phère, et il a ouvert à lastronomie des voies inespér connaissance de la nature intime de l'étoile la plus él l'examen spectroscopique d'un seul de ses rayons. La gi pas accompli par Kirchhoff ne doit pas néanmoins nou
difficulté pour la chaleur, elle ne sembla pas s'appliquer aussi aisément à la lumière. Cependant, Foucault fit en 1H49 une expérience qui aurait pu déceler l'origine des raies solaires. Une raie 1res brillante lui ayant paru occuper dans le spectre de l'arc ique la même position que la raie sombre D dans le spectre leit, il voulut s'assurer si les deui raies coïncidaient réel- . .\ cet effet, il fit arriver les rayons solaires sur la moitié tare de la fente qui couvrait l'arc et il vit : 1° que la linllante du spectre voltaïque est la continuation exacte de I D du spectre solaire; 2' que cette raie D est infiniment lt^)scuro dans le spectre solaire fourni par des rayons ayant ' traversé lare que dans le spectre ordinaire. Ainsi Foucault avait constaté non seulement la coïncidence de la raie D de Fraunhofer avec la raie jaune du sodium (car telle était, comme le montra Swan, la raie brillante qu'il observait d'une manière presque cunslante dans le spectre de l'arc), mais encore le renversement de cette raie qui de brillunle devenait obscure quand la vapeur incandescente, au lieu d'agir à l'état de source, intervenait à titre d'absorbant. Il ne comprit pas toutefois le sens profond de son expérience. D'autres expérimentateurs avaient noté de nouvelles coïncidences et des renversements sans eu démêler la vraie cause, lorsque '^îrchlioir('), en 1860, établit la loi suivante par le calcul et l'ex- P^f'enee ainsi qu'il sera expliqué plus loin :
^ r'^pport entre le pouvoir l'inixsif et le pouvoir absorbant, re- *^tifs fi fiffg mi'me radiation quelconque, e^t le même pour tous les '^orps fi /„ „i4nie température.
£t c:ciinme conséquence il formula le rcnversemeut des raies. Slolces ('] a fait remarquer qu'un syslème de vibrations lumincuus rencontrant un gax est dans le même cas qu'un système de vibniti ORS sonores pénétrant dans un espace rempli de cordes tendues. On sait qu'alors les cordes qui peuvent rendre quelqu'un des sons du système se mettent en mouvement, aux dépens de la lorce vive des vibrations incidentes synchrones (force vive qu'elles
i'I S.iHcuHoFi', Vogrf.Ann., CIX, 243; et Anii, lit (kim. et de pkiji., (3', LI.X, liV « I.X1I, 160.
{*) SïoiBs, Fhit. Mag., ti\ XIX , 196 ; 1860; el Ann. de chim. et de phys., (3), UX. aOii; 1860.
absorbent pour la dissiper en tous sens), tandis que les autres y "^ brations traversent cet espace sans affaiblissement.
De même, dans le gaz, les lumières simples qu'il est capal^ ;^ d'émettre sont seules excitées et conséquemment seules absorba ^ parmi les vibrations incidentes.
Mais cette absorption sera en général incomplète : une partie ^^ la radiation incidente sera transmise et viendra s'ajouter à la ra. diation de même espèce émise par le gaz. Quel sera Teffet de celte superposition?
Théorie de Kirchhoff (*). — Nous supposerons que la source Je la lumière est un corps parfaitement noir, analogue au noir lo fumée. Soient 0' la température et e^. le pouvoir émissif (absolu) J^ ce corps, à la température 6\pour une radiation déterminée. Ima^ginons un tube cylindrique, de section droite égale à Tunité, par-* tant de ce corps et traversant normalement une couche d'épais^ seur connue d'un gaz donné. La quantité de force vive relative ^k la radiation considérée, que la source lance dans ce tube pendaii 4 Tunité de temps, est e^,. Le gaz à la température 6 absorbe et re — tient, sous forme de chaleur, une fraction a^ de la radiation reçue -i et si Ton désigne par e^ lo pouvoir émissif du gaz à la mérm ^ température, e^ désignant le pouvoir émissif (absolu) et «,=1 B. < pouvoir absorbant (absolu) du noir de fumée à la même temp^^rature, la loi de Kirchhoff s'exprime par la relation
Admettons que le gaz soit incolore, c'est-à-dire qu'il ne réfléchisse ni ne diffuse sensiblement aucune lumière. Le pouvoir absorbo. ol a^ est alors égal à la différence des quantités de radiation reçuo / et transmise t^
et Ton a
L'observateur placé au delà du gaz reçoit cette quantité e, ém»^
(*) Nous mêlions ici à profil le commenlaire des idées de Kirchhoff p*^ M. DuuEM (Journal de physique, (2), IV, 221; 1885).
Siirle gaz, plus la portion e^^t^ venant de la source et transmise ci.r le gaz, soit en tout
En Tabsence du gaz il recevrait
La différence
représente la diminution d'intensité due au gaz.
Si à la température 0 le gaz n'émet pas la radiation considérée, f^=o, par suite i — /,=o : le gaz est sans action.
Si I — ^|!>o, le signe de la différence est le même que celui de tj, — e,. Or Texpérience montre que le pouvoir émissif e croît d'une Taçon continue avec la température. Donc l'interposition d'un gaz plus froid que la source diminue la radiation, l'interposition d'un gaz plus chaud l'augmente. Mais dans le spectre continu de la source, les plages qui sont situées de part et d'autre du rayon proposé et qui possèdent sensiblement même intensité sont transmises f>ar le gaz sans altération; ce rayon va donc se projeter en une 'aie sombre dans le premier cas, lumineuse dans le deuxième. ^n d'autres termes, la raie du gaz reste brillante s'il est plus hatid que la source, elle est renversée s'il est plus froid (^).
Duand le gaz est coloré, si la radiation examinée n'est pas parmi ^11 es qu'il diffuse, il agit comme un gaz incolore. Mais s'il diffuse ^e quantité âf^ de la radiation incidente, on a
(*) Si le pouvoirémissif de la source e^.esi inférieur à celui du noirde fumée i^ •^ poura poser
^ ^^ différeoce enlre les intensités de la radiation avant et après interposition ^ Razsera
T^^^odre qu^avec une source douée du pouvoir émissif absolu. Le renversement ^ la raie exigera une plus grande dilTérence entre les températures 0' et 0.
5S8 OPTIQUE GËOHÉTaïQUE.
La diminutioQ d'ialensité produite par le gaz devieat
toutes choses égales d'aillettrs, elle est plus grande qu'ayec u^ gaz ne diffusant pas la radiation.
On peut donc observer des lignes sombres correspondant à dc^ radiations non émises, mais difTusces par le gaz.
Retwersement des raies. — Nous avons déjà dit comment Foa— cault le premier constata ce renversement pour la raie jaune da
Fig. 36o
sodium. Voici la manière d'opérer, d'après Frankland. L'eipérience étant disposée ainsi que nous l'avons indiqué pour obtenir dans le spectre vottaïqiie la raie brillante du sodium {a l'aide d'oB charbon légèrement imprégné de sel marin), on place devant I) fente de la lanterne un bec Bunseo dont on limite la tlammei la moitié inférieure de la fente au moyen d'une lame de plalint {ou de tôle) ; on porte dans la Hainme une petite cuiller de plaliiK contenant un fragment de sci fondu, ou voit aussitôt s'assombrir entièrement la moitié inférieure de la raie ('). Quelques opén teurs préfèrent dresser devant la fente un tube préparé à l 'avanrï. dans lequel, après y avoir fait le vide, on a introduit un morKiu de sodium qu'il suffit de chauffer un peu pour le volatiliser (')■
Mais la forme la plus instructive de l'expérience consiste à postr un fragment de sodium sur le charbon inférieur de la lampe : 1)
(') On peul ernpioj'er la lumière Drummond, avec une lampe h alcool h'' ou plus généralement chargé d'un si'l alcalin.
('j Bunsen disposait l'uue devant l'autre deux flammes d'alcool salé, de fii'i' deurs très ini'gales, la plus petite en avant: cette dernière paraissait il')" sombre, comme fumeuse (surtout vers les bords) sur le fond brillaot de ^ grande tlamme beaucoup plus cbaude.
e D se montre d'abord ea noir, la vapeur épaisse, dont le noyau L Irai est enveloppé, amenant le renversement de la raie brillante, i apparaît quand l'atmosphère absorbante s'est dissipée, pour :>SGiircir de nouveau si une vaporisation plus active a lieu. On rouve ainsi les phénomènes que M. Fizeau (^) a signalés pour la iinière fois dans la combustion du sodium et qui caractérisent nies spontanément renversables. « Une vapeur incandescente, 18 faible densité et à basse température, émet une certaine radia- D qui correspond, dans l'observation spectrale, à une certaine e brillante, mais très fine ; si l'on augmente progressivement la Dpératore et la densité de la vapeur, la raie croit en intensité et lirgenr et devient une véritable bande lumineuse à bords lompés : bientôt on voit, sur cette bande, naître une ligne som- » à la place de la raie fixe primitive ; finalement, la bande lumi- 61186 8*étale d'une manière en quelque sorte indéfinie, offrant Qjoars la ligne sombre qui s'élargit aussi d'une manière à peu rës proportionnelle. Sur le fond lumineux produit par l'épanouisiment de la bande, les raies brillantes non renversables s*évaouissent complètement ('). »
Baies spontanément renversables. — Toutes les raies ne sont pas i effet spontanément renversables; celles qui le sont affectent, ^près M. Cornu, une distribution régulière : « Elles vont en se isserrant vers le côté le plus rcfrangible et en diminuant d^intenlé. Ce caractère est d'autant plus frappant que le nombre des raies 'QYersées est plus considérable et que le champ sur lequel elles se ^tachent est plus uniforme ; il semble qu'avec Télévation de tempéture le spectre tende vers un aspect limite, celui d'un fond brillant *Qtinu, dépouillé de toute raie autre que celle de la série régulière ^ raies spontanément renversées. » Parmi les spectres métalli- ■es pouvant donner une série régulière de raies spontanément ûversées, M. Cornu cite surtout l'aluminium et le thallium qui êsentent chacun une série de doublets obéissant très sensiblement 31 mêmes lois de répartition et d'intensité que les raies de Thydro- De (tant dans le spectre ultraviolet que dans le spectre visible).
«) FiiBAC, C. fi., LIV, 393 ; 1862.
») CoBNU, C. fi., LXXIII, 332, et C, 1181 ; 1871-80 ; et Journal de physique, V,
ViOLLB, Court de physique, — II. 3 4
no OPTIQUE GfiOMKTRlQUE.
Type hydrogène. — Les raies de l'hydrogène marquées i figure ci-contre sont (outre C et F] les seules qui appartienn ce gaz, comme l'a démontré M. Corau. Par des précautions e
Kig. 35i
tîeuses, et spécialement par un lavage répété avec de I'oioim réussi à obtenir des tubes ne contenant plus que des traces dli retés, où tout autre spectre s'efface devant les véritables nie l'hydrogène, celles-là mêmes que H. Huggina a reconnues au étoiles blanches. Ces raies obéissent exactement & la relaliooj posée par M. Balmer
ainsi qu'on en peut juger d'après le tableau suivant que M. Vd a établi en prenant ),(,= 3(>4,542.
GS6,i8
486,oC
la
37S,oï
DISPERSION. — ËTUOE DES DIFFÉRENTES SOCEICES DE LUMIÈRE. 531 Baies courtes, raies longues. — Quand on provoque électriquemeot les raies d'un métal, on cooslate que certaines raies persistent daos les régions les plus Troides de l'arc, tandis que d'autres ne se sitestent qu'iiu ceatfe de l'espace incandescent et au voisinage iiarboDS : on ne les aperçoit donc pas sor toute la longueur de ble comme les premières. M. Lockyer s'est beaucoup occupé nés courtes et des raies lojtgues {^) \ selon .M. Cornu, ces der- |ne seraient autres que les raies spontanément renversables. tes du spfictre solaire. — Pour édifier sa Ihéorie des raies , Kirchlioff (') entreprit d'exécuter, avec son spectroscope à ■ prismes, un dessin fidèle du spectre comprenant toutes les lolaires et en regard les raies métalliques que le prisme à luon totale lui permettait de voir juxtaposées. I desïiina lui-même une bande de plus d'un mètre représentant la région qui s'étend depuis 1> jusqu'au delà de F; son élève Hoffmann fit le reste. Toutes les raies du fer (plus de 60 dans la partie relevée par Kirchlioff et l'S dans les morceaux étudiés par Hoffmann), du calcium et du magnésium coïncidèrent stricte- "lent avec des raies solaires. Les plus brillantes seulement (sans (Joule les seules spontanément renversables) du baryum, du zinc *' du cuivre trouvèrent leurs correspondantes dans le spectre claire. Le lithium, le strontium, l'aluminium, l'élain {*), le "lei-cQpe, le plomb, l'argent n'offrirent aucune concordance.
■^ngslrôm (*) reprit ce travail, en se servant non plus de prismes' txaîs de réseaux qui donnent le spectre normal ; et, avec le concours ^^ Thalén, il dressa une carte admirable (la figure 36a en montre "ne portion), sur laquelle deux raies dont les longueurs d'onde '''Bèrent de t millionième de millimètre sont distantes de i centi-
^ C*) Dans les expériences faites à la Monnaie de Londres, avec M. Chandier Koberts, il a pu déterminer la richesse d'un alliage en un certain mélal par * ^Spect des raies longues de ce mélal.
t*) KiHCHHorF, Untersuchwigen iiber das Sotmenspcctntm utui die Speetren der ^ewiieAen Eltmentt dans les .46han(j, d. Berlin. Aka'i.; et, en lirage à pari, "«rtin; 1861-63. Son speclre esL rapporté ii un-; échelle spéciale, dans laquelle ^ occupe la division 40i.t, B 1)39,6, C 69i,l, D, 1002,8, D, 1006,9, E l322,7, **» 16*8,8, F 2080,0, G 28:14,4.
raies appartenant à l'alu-
(') ÂncsTAôii, Speclre normal du soleil (Allas). L'psal; 1868.
B32 OPTIQUE GÉOHfiTRlQUE.
mètre. Confirmant et étendant les observations de Kirchhoff, il nota
les nombres suivants de coïncidences entre raies solaires et niet métalliques :
fer
titane
calcium
manKaDëie..
nickel
coball
chrome
cuiïTe
magnésium .
hydrogène. . .
18 I aluminium
En présence de tels chiffres, l'existence de ces métaux à l'état d^
vapeurs dans l'almospbèrc solaire ne saurait être douteuse, d'autant
DISPERSION. — ËTUOE DES DIFFÉRENTES SOURCES DE LL'HIËRE. S33 'De les nombres précédents seraient encore accrus si nous telioas compte des coïncidences rencontrées dans la partie ultrablette, pour laquelle M. Mascart, puis M. Cornu ont continué la arle d'ÀagstrÔm jusqu'à X=295.
Nous reproduisoDS ici (ûg. 363) une partie des spectres du soleil t du fer, vers À.= 4*>*>i photographiés sur ta même glace par L Lockyer (').
Depuis le traTail d'Ângslrôm, l'étuda du spectre solaire (*) ne
est pas ralentie. Les beaux dessins de Thollon ('), auxquels nous nprunlons le groupe b; le grand attas de M. Ficvez ('), d'où nous
la partie afférente à la raie F; et surtout les photograiUm magistrales de M. Rowland en ont fait connaître les moindres
(*] LoaYEh, Studiet inipectrum analysif. LonJoti; 1878. (*} Il n'eil toitjours question ici que île la pnrlie visible. (*) Tbollo:«, Journal Je physique, VIII, 73 ; 1BT9. (*) Fttitz, Spectre loiaire. Uruxelles; 1^82.
détails. D'un autre côté, les recherches de M. Janssea (*), à Me don, en Algérie et au sommet du Mont-Blanc (*), l'ont amené conclure que Toxygène manque dans l'atmosphère solaire. Gett absence de Tun des éléments de Teau contraste singulièremeo avec Tabondance de l'autre élément qui constitue presque seuUef couches élevées de l'atmosphère du soleil.
Tableau des principales raies, — Pour terminer ce rapide résum des travaux consacrés à la portion visible du spectre solaire, nous réunirons dans le tableau ci-joint les résultats relatifs aux principales raies :
Longueur
d'onde
Désigna- en
tion. millionièmes Remarques. Origine.
do
millimètre.
Rouge exlrème. AJ^o ^f^»^* }^^^ff' llellurique (0).
^ { 759,81 Double. ) n \ /
/ a 718,45 Principale. Tellurique (HO .
oo 6-28,66 Isolée. JTellurique (0;.
627,69 Principale. ) ^ ^
jDi 589,50 Na.
.D 589,20 Ni.
Jaune 'Dj 588,90 Na.
' ^526,95 Double. Fe et Ca.
^ /5!i6,85 Fe.
\ bi 5i8,3o Mg.
Veï'l b. 5i7,20 Mg.
f b.^ 5i6,86 Double. Ni et Fe.
\ b.^ 516,67 Double. MgetFe.
Bleu F * 486,06 H.
Indigo G' 433,95 H.
Violel )^ , f^'^- S'-
TTi» • 1 . u\H, 396,80 Ca.
U'^^^^^^l^^ "ÎhIouK 393.30 Ca.
Résultats de r analyse spectrale relativement à la constitution dt> astres, — Kirchhoff avait deviné Tatmosphère de vapeurs mcUlliques qui enveloppe le soleil d'après les raies d'absorption don» ces vapeurs sillonnent le spectre. Lors de Téclipse totale de i8;o.
(«) Janssen, C. a., CVII, 672; GVIII, 1035 et CXI, 442; 1888-90. (2) Au sommet du Mont-Blanc, la diminution d'intensité du groupe BaéU particulièrement frappante.
le
If
' Al
■ -in - .1'
moment où le soleil allait sortir de Tombre, M. Youog vit leur ctre direct sous Taspect de nombreuses raies brillantes, qui parurent presque aussitôt, voilées par le spectre de Tastre avec raies sombres habituelles.
êà photosphère est donc entourée d'une atmosphère très mince de eurs métalliques à basse tension. Ces vapeurs se précipitent sans le. Ainsi s'amassent des nuages brillants qui constituent essenlement la surface rayonnante, et dont les déchirures se manifest à nous avec l'apparence de taches sombres. Si Timage de Tune :es taches passe sur la fente du spectroscope, la plupart des raies argissent (particulièrement la raie D qui souvent devient dif- 3)y attestant une absorption plus énergique. Au contraire, les 28 de rhydrogène s'effacent, parfois même elles se mettent à lier. Par toutes les déchirures s'échappent en effet des torrents nenses d'hydrogène, formant les protubérances qui présentent eînte de Thydrogène dans les tubes de Geissler ('). Quelquefois blés à Tœil nu, tant elles sont gigantesques, les protubérances été très anciennement signalées; mais, comme elles restent sque toujours masquées par Téclat du soleil, elles semblaient ne voir être étudiées que pendant leséclipses, quandM.Janssen('), untoor (Inde), et M. Lockyer(^),à Londres, montrèrent que Ton it les observer en tout temps au moyen du spectroscope, qui me une image monochromatique (rouge G) de la portion de la tubérance projetée sur la fente. En déplaçant la fente devant te image, on pourra donc en relever successivement toutes les lies. 11 est même possible d'élargir beaucoup la fente de façon à r une fraction notable de la protubérance, sans que Timage %e d'être nette.
je soleil est encore environné d'une région lumineuse channte, qui s'étend à une distance presque égale au diamètre de tre et que l'on nomme la couronne : elle émet à la fois un spectre aies brillantes (principalement les raies de Thydrogène et la
] Outre rbydrogëne, on a sip;nalé dans les protubérances le magm;sium et une stance inconnue, que M. Lockyer nomme hélium (rMo;, soleil), produisant une jaune, prés de D.
) Janssen, C. a., LXVII; oct. 1868 ; et Annuaire du Bureau des longitudes pour ), p.o84.
) Lockyer, Proceed. R. S.; oct. 1868.
fameuse raie 1474 de Kirchboff, 53 1,59 d'Àngstrôm, due probablemeat au fer) et un spectre continu (^), surtout intense dans le violet, ce qui a permis à M. Huggins d'en prendre des photographies à la lumière monoactinique que laisse passer une dissolution concentrée de permanganate de potasse.
La lune, éclairée par le soleil, offre le même spectre sans aucun indice d'absorption décelant une atmosphère autour de notre satellite. Les spectres des planètes (') y révèlent au contraire une atmosphère d'autant plus développée qu'elles sont plus éloignées du soleil (Vogel). La figure ci-contre représente, d'après
M. Huggins, le spectre d'Uranus, auquel on a joint en haut les raies de l'azote N, en bas les principaux groupes telluriques du spcclrc solaire, avec les raies de Fraunhofer voisines et une échelle en longueurs d'onde.
Les spectres des étoiles ont été spécialement étudiés parleP. Secchi, M. Vogel, M. Huggins. Toutes ont, comme le Soleil, un spectre lumineux sillonné de raies obscures, correspondant à quelqu'un des éléments reconnus dans le Soleil (') : ainsi, d'après M. Huggins, Sirius contient de l'hydrogène, du sodium, du magnésium, du fer.
(*) Ce spectre coiilinu, sur lequel on distingue quelques raies obscures, eolr» autres D (Janssen), parait dû à la réflexion des rayons solaires, la lumière (ic la couronne étant polarisée.
(^) Un astre de diamètre apparent insensible donnerait un spectre linéaire difficile à étudier. Pour l'élargir, Fraunhofer plaçait devant Toculaire de 1» lunelle astronomique une lentille cylindrique, de façon à obtenir uoe iœM* linéaire réelle qu'il examinait à travers un prisme. La même disposition peut être conservée avec un speclroscope, la fente du collimateur étant araenéesar l'imaf^e. Dans certains appareils, le système de prismes est disposé entre Tobjertif et l'oculaire, dont le verre collecteur est aloi*s remplacé par une lentille cvliudrique.
(^) Le spectre d'Arcturus montre plus de 3o des raies solaires.
O mrk remarque toulerois des difTérences assez grandes qui oot condvjitle P. Secchi, puis M. Vogel, à classer les étoiles en trois g r-oupes :
a* Les étoiles blanches, c'est-à-dire la moitié environ des étoiles, et entre autres a de la Lyre (Véga), a du Grand Chien (Sîrius), a de l'Aigle (Altaïr), a du Lion (Régulus), a du Petit Gliien (Procyon), a des Gémeaux (Castor), caractérisées par uo spectre intense dans le violet et à raies sombres peu abondantes (parmi lesquelles dominent les raies de l'hydrogène (^), larges et estompées), ce qui annonce une température très élevée. a* Les étoiles jaunes, dont le type est notre Soleil et parmi lesquelles on peut citer a du Cocher (Chèvre), a du Taureau (Aidébaran), a du Bouvier (Arcturus), a de la Petite Ourse (Polaire), M^s (jémeaux (PoUux), où une absorption plus énergique et accusée par de nombreuses raies obscures dans le* rouge et dans le bleu, dénote une température moins haute.
3* Les étoiles rouges, telles que a d'Hercule, a d'Orion (Béteigeuse), a du Scorpion (Antarès), g de Pégase, parvenues à un degré encore plus avancé de refroidissement, de larp^es bandes d'absorption indiquant une décomposition incomplète (').
Le spectre des nébuleuses résolubles est analogue à celui des étoiles. Les nébuleuses non résolubles donnent un spectre très dissemblable, qui témoigne d'une constitution toute différente : il est formé de quatre raies brillantes, dont la moins réfrangible, toujours présente, est Ac3; deux autres appartiennent à l'hydrogène (F et G'), la quatrième semble coïncider avec la raie 495,67 du fer (Huggins) (^). 11 y a donc des nébuleuses qui ne sont point des amas d'étoiles, mais de simples masses gazeuses incandescente8,et dont la distance à la terre n'est pas nécessairement supérieure Scelle des étoiles, tandis que les nébuleuses résolubles, composant d^ systèmes analogues à celui dont notre soleil fait partie, doivent ^tre supposées beaucoup plus éloignées.
(*) 1 de Cassiopée présente ces raies brillantes.
(') Le P. Secchi distinguait un quatrième groupe, peu nombreux, composé ^^ petites étoiles, de couleur rouge sang, dont le spectre trahit deux larges ^'^terruptions, et qui paraissent à un état de condensation peu avancé, nébuleux.
{*) Voir Maurat, Journal du physique, I, 403 ; 1872.
Le noyau des comètes émet un spectre consistant en trois bandeslumineuses, que M. Huggins attribue à la vapeur de carbone ; la chevelure produit un spectre continu dans lequel on distingue nettement plusieurs des raies sombres de Fraunhoferet qui semble dû par conséquent à de la lumière solaire réfléchie par des particules solides.
Le spectre de Taurore boréale (') ne rappelle aucun des spectres connus (') : ZôUner croit qu^il provient de décharges électriques dans de Tair beaucoup plus froid qu'à l'intérieur des tubes de Geissler; ce serait le spectre de Fazote très froid et très rare.
Résultats de l'analyse spectrale relativement au mouvement des astres (^). — Ce n'est pas seulement la constitution des astres, c'est aussi leur marche que la spectroscopie peut nous dévoiler.
Le mouvement du centre d'ébranlement influe en effet sur 1^ couleur d'une lumière exactement comme sur la hauteur d'an son (399). Si le centre se rapproche, la raie caractéristique de celte lumière avance vers le violet; s'il s'éloigne, elle recule vers le rouge; et la grandeur du déplacement est liée à la vitesse du centre, de telle sorte que la mesure de cette grandeur conduit à détermination de la vitesse.
Ce principe, formulé pour la première fois par M. Fizeau 1^)9 a été appliqué à quelques étoiles flxes par le P. Secchi mais avec des appareils insuffisants. Des instruments plus délicats ont permis à M. Huggins de constater dans le spectre de Sirius un déplacement de F vers le rouge (relativement à la même
raie donnée par un tube à hydrogène), égal à peu près au r de la
distance des deux raies D. Or Dj — D2 = o,6o millionièmes de millimètre, la vitesse de la lumière est 3oo,ooo kilomètres. On a donc pour la vitesse de Sirius, en kilomètres,
^/— 3ooooo ,'/ ^. — 46''" environ.
4o6,ob
(») Voir Angstrôm, Journal de physique, III, 210; 1874. L'historique des p^^ miers travaux relatifs à ce spectre a été donné par Bertin, Ann. de chim. <^ * phys., (4), XXVI, 269; 1872.
(^) La raie principale est 556 dans le jaune.
(2) Voir Cornu, Sur la méthode Doppler-Pizeau dans V Annuaire du BureoMéa longitudes pour 1891.
(*) FizEAU, Bulletin de la Société philoinatique, déc. 184^; et C. H., LXIX. TW: LXX, 1062; 1869-70.
Pour évaluer ces faibles déplacements, Zôllner (*) a construit a rï spectroscope à réversion, dans lequel deux systèmes prismaticjueSy semblables mais opposés, projettent deux spectres aux couleurs étalées en sens inverse. Ces deux spectres sont observés a^ec une lunette dont Tobjectif, aménagé comme un héliomètre, présente deux images de chacun des spectres. A cet effet, il est coupé en deux moitiés qu'une vis micrométrique permet de rapprocher ou d*éloigner. On agit sur la vis de façon à faire coïncider dans deux spectres inverses une même raie, F, fournie par une source fixe. Puis on dirige l'appareil sur la source en mouvement. Les deux moitiés de la raie, déplacées en sens contraires, se séparent d'une quantité qui est double du déplacement réel et que Ton mesure en rétablissant la coïncidence à l'aide de la vis micrométrique. L'appareil est très sensible, mais peu sûr : les deux faisceaux à comparer ne traversant pas les mêmes surfaces, il y a toujours un certain dédoublement avec une source fixe. On a pu toutefois s'en servir utilement pour démontrer la rotation du soleil : la coïncidence étant effectuée pour la raie F quand l'jmage de l'une des extrémitésdu diamètre équatorial tombe sur la fente, on amène ensuite sur la fente l'image de l'autre extrémité de ce diamètre : le déplacement n'est pas douteux. Contrairement, une raie tellurique, B, ne devrait pas changer, si l'appareil n'était entaché d'aucune erreur propre (*).
Laissons de côté la réversion qui complique le phénomène, et faisons tomber successivement les images des deux bords de l'équateur solaire sur la fente d'un spectroscope, les raies telluriques ''esteront fixes, tandis que le déplacement des raies solaires par •apport à ces dernières sera très appréciable. On pourra donc distinguer ainsi les deux sortes de raies. Ce procédé a été employé P^T ThoUon ('); mais la pratique en est fort délicate, le déplace- «ï^ent étant très petit (*) et relatif.
(') ZÔLLNER, Afin, de chim, ci de phys.y (4), XVIIÏ, 475 et XXVI, 274; 1870-72.
(*) La précision des mesures avec le réseau est devenue si grande que Ton ''^ussit aujourd*hui à mesurer la rotation solaire non seulement sur Téqualeur, ^ais sur chaque parallèle.
(') Thollon, C. fl., XCI, 369; 1883.
(*) La différence des vitesses aux deux bords étant de 4''"ï le déplacement
^*est que -^ de l'intervalle des deux raies D.
540 OPTIQUE GfiOMÉTRIQUB.
M. Gorau (*) est arriyé à des résultats très précis en produisaa la substitution rapide et alternatiTe de Fun des bords à Tautre, h spectroscope étant réglé aplanétiquement. Les raies teliuriqoei éprouvent alors un balancement qui permet de les distinguer i coup sûr des raies solaires. C'est par ce moyen que M. Como i pu débrouiller les groupes A, a, B.
Absorption par les liquides et les solides. — Nous aToas déjà indiqué que l'oxygène liquide offre les bandes de Toxygène gaxeox. De même Tacide hypoazotique liquide montre les bandes les plus importantes de la vapeur (').
Si Ton vise une lumière suffisamment intense à travers un tab« d'au moins si mètres, plein d'eau filtrée, on voit les bandes d'tb sorption qui révèlent dans l'atmosphère la présence de la vaprai d'eau (*). On retrouve facilement ces mêmes bandes en obsennaf & travers une eau limpide un fond clair illuminé par le soleiL M. Vogel (^) dit que l'eau de la grotte de Gapri éteint le rouge jiif> qu'à la raie D (comme une solution de sulfate de cuivre ammoniical), tout en donnant nettement la bande d'absorption sur 6E;kf substances étrangères modifient en effet profondément le spedn ainsi que la couleur de l'eau (**).
Le sang, en solution étendue, présente entre D et E deux budes d'absorption qui se réunissent en une seule par l'addilioD de quelques gouttes de suirhydrate d'ammoniaque ou d'acétale (k fer ammoniacal (^).
La chlorophylle a des bandes non moins caractéristiqoeSr signalées par M. Stokes. M. Hagenbach en compte sept très nettes sur les dissolutions alcooliques ou éthérées; les plus notables sont une première bande qui commence à la raie B et s'allonge vers G, une deuxième entre G et D, une troisième m
(*) GoBNU, loc. cit.
(«) Kdndt, Pogg. Ann., CXLI, 137; 1870. — Gernez, C. H., LXXIV, 465; i^
(') ScHôNN, Pogg. Ann.<tErg. 8,670; 1878.
(^) VoGKL, Practische Spectralanalyse. Berlin, Oppeoheim; 1889; p. 320.
(*) Le spectre d'émission de Peau apparaît dans la flamme de rbjdrogèie> L'œil n*y voit qu'une lueur ?erte continue ; mais la photographie y décèle pi** sieurs raies brillantes dans Tultraviolet.
(S) Le spectre n'éprouve aucun changement sous Taction des rédacteaiss^ sang contient de l'oxyde de carbone. Dans ce cas d'ailleurs les raies foal pi' pâles, plus effacées, et un peu déplacées du cdlé du vert.
DISPERSION. — MESURE DES INDICES A L'AIDE DU PRISME. b41
p^mji plus loin que D, une qualrième dans le vert immédiatement avant E.
I^es verres colores agissent par absorption. On s'en sert couramment dans les laboratoires pour obtenir des rayons d'une certaine couleur. Le meilleur est le verre rouge, à Toxjdule de cuivre, qui procure une lumière presque monochromalique, voisine de C. On a encore, mais beaucoup plus difficilement, de bons verres violets cl verts.
Brewster employait plus volontiers des lames de gélatine colorée, qui ont en effet des teintes très variées, dont certaines sont assez simples (on le reconnaît aisément avec un petit spectroscope de poche). La dissolution de sulfate de cuivre ammoniacal est souvent utilisée pour isoler le bleu. Un mélange de perchlorure de fer et de chlorure de nickel permet d'isoler le jaune (*).
Les sels de lanthane et de didyme manifestent de remarquables spectres d'absorption, qu'on les examine en dissolution, en cristaux, 00 même par réflexion.
Aux spectres d'absorption appartiennent effectivement ceux qui proviennent de la lumière réfléchie à la surface des corps ; car la couleur superficielle d'un corps se compose des éléments non absorbés de la lumière incidente. On étudie très bien la couleur d'un papier peint en projetant un spectre sur un écran qui porte Tune au-dessus de l'autre une bande de papier peint et une bande de papier blanc.
IL — Mesure des indices de réfraction.
436. Mesure des indices à, Faide du prisme. — Méthode 9^nérale. — Le prisme fournit le moyen le plus ordinairement '•site pour la mesure des indices.
Quand des rayons lumineux traversent un prisme d'angle A au Minimum de déviation, l'indice n du prisme pour les rayons Considérés est lié à l'angle A et à la déviation minimum D par la re-
0)Eu dissolvant dans Teau 22«^32I de perchlorure de fer et 27«',i9i de chlorure de nickel, on obtient un liquide qui ne laisse passer que la lumière de ^OQgueur d'onde 682, d'après M. Crova (Comptes rendus du Conçrés des éko ^idem tenu à Paris en 1889, p. 2il).
5M OPTIQUE GËOHÉTEtIQUE.
latioD suivante, qui résulte immédiatemeut des équatious {■i)éii
blies plus haut (426),
Nous avons déjà vu (414) commeot s'évalue l'angie A , prisme. Les mêmes appareils et toutes les dispositions prises poi l'ajustement serviront à mesurer ensuite d. Après s'être assuré qo, les rayons traversent le prisme au minimum de déviation, on aun directement i en relevant l'angle formé par les rayons déviàel par les prolongements des rayons incidents, si certains rayoDiK prolongent eiTeclivement au dehors du prisme jusqu'à la lunellt. Sinon, en faisant tourner sur elle-même la plate-forme qui supporte le prisme de manière à produire la déviation minimum de l'autre cAté, on mesurera l'angle compris entre les deux posiliou de la lunette recevant successivement les rayons déviés dans dtu directions symétriques par rapport au rayon incident : cet angle sera égal à sa.
Ces mesures n'auront d'ailleurs de signification précise que a l'on opère sur une lumière simple et à une température délermi-
née. Quand on fait usage de la lumière blanche, le résultai » rapporte grossièrement à la partie la plus éclairée du spectre toi-
