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Fig. 348
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les conditions ordinaires, mais acquérant de l'éclat aux températures élevées en même temps que de nouvelles raies apparaissent dans le jaune et dans le vert.
Le rubidium (rubidus, rouge) offre deux belles raies violettes Rba=4 20 î 2 » Rbg = 42i,6, et deux raies rouges RbY=78o, Rb3 = 793,1, toutes les deux moins réfrangibles que A du soleil, avec d'autres raies de moindre importance.
Au nombre des conquêtes du spectroscope, nous citerons encore ici le thallium(ôaXXa), verdir), trouvé par Crookes, et caractérisé par une
raie simple, très brillante, dans le vert Tla = 534,9; el 1 indium [indicum, indigo), découvert par MM. Reicb et Richter, qui donne une belle raie bleue lna = 45i,o et tout près de h une pâle raie violette In£ = 4io,i, devenant vigoureuse dans l'étincelle.
Le chlorure de strontium manifeste : dans le rouge, six bandes (') très belles mais un peu vagues (la moins vague est Sr£=66g,4), dans l'orangé une bande double assez nette Sr* centrée sur 6o5 environ, et dans le bleu une raie caractéristique Sr2 = 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 Caa correspondant à environ 622 (elle se partage en trois, Caa l =626,5 nuageuse, Caaj = 620,2 nette, Ca« 3 = 618,1 nette), l'autre dans le vert Ca£=554 (on y distingue facilement deui raies, Tune forte mais nuageuse 554,3, l'autre plus faible 55 1,7), 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 Ba£=53i,3, Baa=524,2, Ba(3=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, Kirchhoff et Bunsen admirent que les atomes se révélaient par leurs raies propres, quel que fûtTétatde combinaison où ils pouvaient se trouver : si dans le spectre d'un selon ne voyait que les raies du métal, cela tenait à ce que le métal, dense et opaque, rayonnait incomparablement plus que les corps légers et transparents auxquels il était uni (*).
Les expériences d'A. Milscherlich ( 3 ) et de Diacon ( 4 ) ont établi que les composés donnent des raies spéciales et caractéris-
(t) Une bande, dégradée d'un seul côlé et résoluble en raies fines, ne doit pas être confondue avec une raie large, estompée, qu'une dispersion plus forte ne fait que rendre diffuse.
(*) Déjà toutefois, dans leur second mémoire, Kirchhoff et Bunsen trouvaient probable qu'un composé chimique donnât d'autres raies que les éléments qui le constituent.
( a ) A. Mitscherlich, loc. cit.\ et Pogg. Ann., CXXI; 1864.
(*) Diacon, Thèse inaugurale. Montpellier, Bœhm et fils ; 1 864 ; et Ann. de chim. etdephys., (4), VI, 5; I860.
tiques, pourvu qu'ils existent à la température où se fait l'expérience; en d'autres termes, les molécules ont leurs spectres individuels. C'est ainsi que les spectres des chlorures alcalino-terreux, attribués par Kirchhoff et Bunsen aux métaux seuls, ne renferment en réalité que quelques raies du métal, auxquelles viennent se joindre des bandes du chlorure et le spectre de l'oxyde. Le chlorure, le bromure, l'iodure, le fluorure de baryum ont des spectres différents (A. Mitscherlich). Le chlorure de sodium, volatilisé dans la flamme d'un chalumeau à hydrogène et chlore, n'offre sensiblement aucun spectre (Diacon).
Le chimiste dont les recherches portent sur des composés métalliques devra être en garde contre toutes ces difficultés.
Quant au physicien, la décharge électrique lui procurera d'ordinaire le moyen d'obtenir le spectre d'un corps simple.
Certaines précautions dans l'emploi de l'étincelle condensée jaillissant entre deux pôles métalliques appellent cependant l'attention. Si l'étincelle est longue, son milieu présente presque exclusivement les raies du gaz dans lequel on expérimente, et les quelques raies métalliques que l'on peut y observer sont nuageuses et diffuses ; ses extrémités fournissent spécialement les raies du métal. En rapprochant assez les électrodes, on fait disparaître ou tout au moins on atténue les raies de l'air ; elles se réduisent alors aux raies de l'azote et à la raie (S de l'hydrogène. Kirchhoff^), Angstrôm et Thalén( 2 ), Huggins ( s ) ont étudié par ce procédé les raies brillantes des métaux et les ont comparées aux lignes sombres du spectre solaire.
Parmi ces raies, quelques-unes sont à signaler :
Le magnésium, dont les sels n'émettent aucun spectre à la flamme du bec Bunsen, montre, sous l'action de l'étincelle, dans le vert, une belle raie triple ( 4 ) coïncidant avec la raie solaire b (£ 1 = 5i8,3, b 2 = 5iy,2, i 4 =5i6,6) ( 8 ).
L'aluminium, qui ne manifeste de spectre à aucune flamme,
(*) Kirchhoff, Abhandl. d. K. Acad. d. Wiss. zu Berlin; 4861-63. (*) Thalén, Nova Acta Reg. Soc. Se. Upsal, (3), VI ; 1868; et Ann. de chim. et de phys., (4), XVIII, 202 ; 1869.
( 3 ) Huggins, Proceed. of the R. S. ; 1862-85, passim.
( 4 ) Celle même raie apparaît au chalumeau à gaz tonnant avec la magnésie el le chlorure de magnésium.
( 8 ) ^4 appartient aussi au fer, ainsi que 6 s =5i6,8.
Viollb, Cours de physique. — II. 33
offre, avec l'étincelle, quatre bandes vertes diffuses 572,2 56g,5 5o5,6 466,2.
Le zinc produit de très belles raies, parmi lesquelles brillent dans le bleu 481,2 472,1 468,1 et dans l'orangé 636, 1.
Le cadmium ( f ) a un spectre éclatant où se remarquent principalement dans l'orangé (près de C) 643,8, dans le vert 5o8,5, 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 précieux pour l'élude de cette région (Mascart (*), Cornu ( 3 )).
Le cuivre ( 4 ) se décèle par un spectre compliqué, au milieu duquel on distingue trois raies vertes 5a 1,8 5i5,3 5 10,6, deux raies jaunes 578,1 570,0 et enfin deux raies rouges 616,8 606, 1.
Dans le spectre de l'argent se détachent surtout deux magnifiques raies vertes, situées de part et d'autre de E, 546,4 5ao,8.
Spectres des métalloïdes. — Pour terminer celte rapide esquisse 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.
Plùckera trouvé que, dans ses tubes, les gaz simples émettaient suivant les cas, deux spectres différents : 1° un spectre de bandes [spectre primaire) 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 Plûcker un 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, Hp=486,o6 — — F,
— . bleu, tty= 433,95 — — G',
— violet, H8=4io,i2 — — A,
(*) Les sels de cadmium montrent (faiblement) ces raies dans la flamme.
( 2 ) Mascart, Ann. de VÊcole normale, (i), IV, 7; 4866.
( 3 ) Cornu, Ann. de VÊcole normale, (2), III, 421 ; 1874; et Journal de physique, (1), X, 425; 1881.
(*) Avec un sel de cuivre, la flamme se colore en vert et offre au spectroscope des bandes qui s'étendent depuis G jusqu'au delà de F et qui sont particulièrement 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 l'étincelle
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(C solaire)
H fi (P solaire)
Fig. 349
R7(G' solaire) H *( h solaire)
devient plus forte ou le tube plus étroit. 11 n'y a vraisemblablement que ce spectre de lignes; les autres spectres attribués à l'hydrogène, en particulier par M. Wûllner (*), seraient dus à des impuretés ( 3 ).
Des nombreuses recherches effectuées sur l'azote, il paraît au contraire résulter que ce gaz a réellement deux spectres distincts ( 4 ).
Un tube de Plûcker à azote, traversé par l'effluve, montre un très beau spectre de bandes, qui forment deux séries différentes
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et 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
(*) La flamme de l'hydrogène, lumineuse sous 20 atmosphères de pression (Frankland), donne alors un spectre continu dans la partie visible.
( 2 ) M. WOllner a décrit cinq spectres de l'hydrogène. Sou deuxième spectre, spectre primaire de Plûcker, relevé avec soin par Hasselberg, doit être attribué à l'acétylène (Berthelot et Richard, C. R., LXVI1I, 1546; 1869).
( 3 ) Voir plus loin, p. 530.
(*) Ângstrôm, Pogg. Awn., XCIV, 158; 1855. — Huggins, Phil. Trans., CLIV, 144; 1864.— Plûcker et Hittorf, Phil. Trans., CLV, 1 ; 1865.
Bl« OPTIQUE GÉ0MÉTH1QUE.
reproduisons ici, d'après M. Hasselberg ( l j, à une très forte dispersion, deux bandes de la première série et une de la deuxième.
Si le tube devient très résistant, soit par un amoindrissement considérable de la pression, soit par un rétrécissement extrême, ou si l'on emploie la décharge disruptive, le spectre de bandes dispa-
raît et un spectre de lignes (fig. 353) surgit sur fond sombre. On obtient très facilement ce spectre de lignes avec l'étincelle condensée jaillissant à travers de l'azote contenu dans un tube excitateur comme celui de la figure 346.
(') Hasselberg, Mémoires de l'Académie de Saint-Pétersbourg, XXXII; 1885, Voir aussi Puzzi Shyth, Tram, of Edinburgh, XXXII ; 1883.
Plûcker et Hittorff (*) expliquaient l'existence de deux spectres par deux états allotropiques de l'azote. Àngstrôm et Thalén (') attribuèrent le spectre débandes à un composé oxygéné de l'azote. Une expérience de M. A. Schuster ( 3 ) semble confirmer cette dernière manière de voir : en volatilisant du sodium dans un tube de
4oo
Fig. 353
Plûcker à azote, M. A. Schuster vit disparaître le spectre de bandes. Mais M. Salet a reconnu que le sodium se combine avec l'azote sous l'influence de l'effluve, de sorte que le vide est tel que le tube ne donne plus aucun spectre, ni de bandes, ni de lignes. Si l'on volatilise le sodium dans une partie du tube située en dehors de l'effluve, bien que vraisemblablement tout l'oxygène 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 l'atome. Il attribue à un azote allotropique, plus condensé et plus actif que l'azote ordinaire, un troisième spectre (à bandes cannelées) fourni par la gaine bleue recouvrant l'électrode négative d'une bobine dont l'étincelle éclate dans l'air, ou parla lueur bleue entourant la même électrode à l'intérieur d'un tube de Plûcker à azote ( 5 ).
Selon M. Wùllner( 6 ), le spectre varierait simplement d'une façon continue avec la température, de même que le spectre d'un solide
(i) Plûcker etHiTTORFF, Phil. Trans., CLV, 1; 1865.
( 2 ) Angstrôm et Thalén, Nova acta Reg. Soc. Se. Upsal, (3), IX; 1875.
( 3 ) Schuster, Proceed. of the R. S., XX, 482; 1872.
( 4 ) Ce résultat a été confirmé par M. Deslandres (Ann. de chim. et dephys., (6), XV, 5; 1888). La présence de l'hydrogène reste seule à craindre.
( 8 ) Salet, loc. cit., p. 224. Voir aussi Deslandres, loc. cit. ( 6 ) Wûllner, Pogg. Ann., CXXXVII, 337; et Ann. de chim. et dtphys., (4), XVIII, 483; 1869.
ou d'un liquide. Par une diminution graduelle de la pression à l'intérieur du tube de Plûcker à azote, le spectre de bandes s'obscurcit et s'efface inégalement dans ses diverses parties, tandis que le spectre de lignes apparaît progressivement sur le fond affaibli du premier spectre (*).
D'après M. Schuster, l'oxygène présente dans l'étincelle condensée
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Fig. 354
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Fig. 355
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un spectre de lignes, qu'il appelle spectre élémentaire pour le distinguer d'un autre spectre de lignes, qu'il nomme composé en l'attribuant à un édifice atomique plus compliqué que celui de l'oxygène ordinaire : ce deuxième spectre, que l'on observe avec l'effluve dans un tube de Plûcker, comprend quatre raies, dont la moins réfran-
(') Le fait a été vérifié par M. Grookes dont les expériences sont résumées dans le tableau ci-dessous :
Spectre.
Le spectre de bandes commence à se montrer dans le rouge et dans
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 même éclat.
Les lignes seules persistent.
Les lignes des extrémités (au-delà de 610 et de 400) disparaissent. On voit encore certaines lignes vertes et bleues, entre autres Azp t . Il n'y a plus que quelques traces de raies, à peine visibles dans la
phosphorescence verte du tube.
(Crookes, Phil. Trans., part 11, 414; 1881.)
Pression.
55mm
,oo3
gible semble seule coïncider avec l'une des raies du premier spectre. 11 y a également au pôle négatif un spectre de bandes, décrit d'abord par M. Wùllner.
Le spectre de l'air est essentiellement celui de l'azote, mais l'hydrogène et la vapeur d'eau s'y révèlent aussi, comme M. Kuudt l'a constaté sur le spectre de l'éclair : ici encore l'étincelle (éclair en zigzag) fait surgir le spectre de lignes, et l'effluve (éclair de chaleur) le spectre de bandes.
Le soufre donne très aisément, suivant les cas, un spectre de lignes ou un spectre de bandes (Pliicker et Hittorff). La ligure 353
Fig. 356
montre comment M. Salet dispose l'expérience, les gaines au moyen desquelles on illumine le tube étant utilisées en même temps pour réchauffer. « Si l'on chauffe modérément le soufre de façon à élever fort peu la pression dans l'appareil, et si l'on se sert de la bobine seule, on voit paraître une lumière bleu tendre dont le spectre, véritable type des spectres de bandes, se compose de brillantes cannelures généralement doubles, paraissant régulièrement dégradées du côté
du rouge, mais dans lesquelles une forte dispersion permet de distinguer une foule de lignes élémentaires, séparées par des intervalles obscurs. » Ces bandes, objet des patientes recherches de Plûcker et Hittorff, offrent un mode d'arrangement signalé tout d'abord par M. Mascart (*) dans les spectres du sodium et du magnésium (considérés jusque dans la région ultra violette) : les maxima lumineux, qui, au premier aspect, semblent distribués d'une façon irrégulière, peuvent se partager en plusieurs séries, dans chacune desquelles les distances sont presque égales (elles augmentent lentement et régulièrement vers le violet). « Lorsqu'on illumine le tube à soufre au moyen de la machine de Holtz ou de la bouteille de Leyde avec interruption, la température étant assez élevée pour que la tension de la vapeur de soufre soit sensible, l'étincelle devient grêle et donne un beau spectre de lignes », obtenu pour la première fois par Seguin (il faisait passer l'étincelle dans de l'hydrogène chargé de vapeurs de soufre), décrit et mesuré par Plûcker et Hittorff, et étudié avec beaucoup de soin par M. Salet à qui nous avons emprunté les détails précédents.
De même, l'iode fournit, selon la température, un spectre cannelé qui est l'épreuve négative exacte du spectre d'absorption de l'iode, ou un spectre de lignes qui n'ont rien de commun avec les bandes du premier spectre (*).
Une puissante étincelle condensée éclatant dans l'oxyde de carbone ou l'acide carbonique produit, outre les raies de l'oxygène, un petit nombre de raies, indiquées par Ângstrôm, et qui sont très probablement dues au carbone. On les retrouve dans le spectre des hydrocarbures et dans celui du cyanogène. Avec les tubes de Plûcker, les différents composés carbonés présentent des spectres très variés, parmi lesquels on revoit les bandes observées par Swan dans la flamme des hydrocarbures.
Nous ne multiplierons pas les exemples; ceux que nous avons cités suffisent à mettre en relief les points acquis et les difficultés restantes.
(») Mascart, C. B., LXIX, 337; 1869.
( 8 ) Wûllner, Pogg. Ann. t CXX, 158; 1863.
Spectres d'absorption.
Absorption par les gaz. — En i83a, Brewster ( l ) 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 grand nombre de raies obscures, semblables auxjaies de Fraunhofer ( 2 ).
Toutes les vapeurs colorées se comportent ainsi ( 3 ). Même la vapeur d'eau, qui semble absolument incolore et transparente, a donné à M. Janssen un spectre d'absorption caractérisé par de nombreuses raies dans le rouge et l'orangé.
Du moment que l'on avait prouvé que certaines vapeurs absorbent certains rayons, on pouvait concevoir que l'origine des raies du spectre solaire fût en effet l'absorption de la lumière par un milieu agissant comme ces vapeurs.
Brewster, puis Forbes, ont donc cherché la cause de ces raies dans l'action de l'atmosphère terrestre sur les rayons solaires, en examinant le spectre à diverses heures de la journée et en différentes saisons. Mais ils n'arrivèrent pas à une conclusion décisive. Si l'influence de l'atmosphère est incontestable, elle s'exerce très inégalement. Tandis que les bandes sombres, découvertes par Brewster dans le spectre du soleil couchant, s'effaçaient vers midi, la plupart des raies décrites par Fraunhofer ne paraissaient pas varier avec l'épaisseur de la couche d'air traversée par les rayons.
Raies telluriques. — H y a dans le spectre des raies telluriques, comme les a nommées M. Janssen ( 4 ), dont les travaux ont plus que
(») Brewster, Phil. Trans. of Edinburgh ; 1833; et Phil. Mag., (3), VIII, 384;
( 2 ) Elles s'étalent de plus en plus à mesure que la densité du gaz augmente et finissent par faire disparaître entièrement le violet. Elles augmentent en nombre et en intensité si Ton chauffe le gaz, et à une certaine température le spectre s'assombrit complètement.
( 3 ) Il faudrait toutefois excepter, d'après Miller, le chlorure de tungstène et le chlore; maisMorren, de Marseille, a obtenu le spectre d'absorption du chlore avec une couche épaisse (2 mètres) de ce gaz.
( 4 ) Janssen, Ann. de chim. et de phys. f (4), XXIII, 274; 1871 (dans ce mémoire est reproduite la carte publiée, en 1860, par Brewster et Gladstone, dans les Phil. Trans.).
tous les autres contribué à démontrer l'origine terrestre des bandes de Brewster. Il a résolu les plus importantes de ces bandes et il a reconnu qu'elles étaient dues à la vapeur d'eau. Angstrôm (') a confirmé cette opinion en constatant la disparition complète des raies voisines de D (et en particulier de la bande de la pluie, 8 de Brewster, longueur d'onde 378), 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. Janssen [*) réussit h obtenir le spectre d'absorption de la vapeur d'eau à l'aide de vapeur surchauffée remplissant un long tube de 37 mètres; et il annonça que ce spectre était identique aux bandes qu'il avait étudiées dans le spectre solaire. Cette identité a été vérifiée indirectement par les météorologistes, qui ont même fait du spectroscope un instrument de prévision du temps : la quantité de vapeur d'eau 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. Cornu ( a ) à
qui nous empruntons le croquis ci-joint des groupes voisins de D. Dans l'observation précitée, Angstrôm a vu que les autres groupes telluriques, A et B de Fraunhofer et a d'Àngstrôm, persistaient par les plus grands froids; ils doivent donc être attribués à quelqu'un des gaz permanents de notre atmosphère {à moins qu'ils
(') Xngsthôm, Recherches sur le spectre solaire. I. Spectre normal du soleil. Upsal ;
(») Janssfn, C. R., LXIII, 289; 1866.
(') Cornu, C. R., XGV, 801 ; 1882; ou Journal de physique, (2), H, 58; 1883; et Journal de l'Ëc. Polyt., LDI' cahier, 175.
ne proviennent d'un milieu existant entre le soleil et la terre (*)) : après avoir examiné directement les spectres d'absorption de ces gaz, M. Egoroff ( 2 ) pense que les groupes A et B, dont M. Langley ( 8 ) avait déjà signalé l'analogie de structure, sont dus à l'oxygène (*); le même gaz produirait aussi a, d'après Thollon ( 5 ), qui a constaté la similitude complète des trois groupes.
Dans un travail remarquable dont nous nous bornons pour le moment à résumer les conclusions, M. Cornu ( 8 ) a prouvé que chacun des groupes A, B et a renferme trois espèces de raies, telles que les représente la figure 358 relative au groupe a ( 7 ) : des raies
( J ) Abney, Nature du 12 octobre 1882.
( a ) Égorofp, C. R., XCVII, 555; 1883.
( 3 ) Langley, Proceed. oftke Aromc. Acad.; 1878.
( 4 ) Le spectre d'absorption de l'oxygène n'est visible que sous des épaisseurs ou des pressions considérables. M. Égoroff l'a obtenu du gaz comprimé à 6 atmosphères dans un tube long de 6o mètres. M. Janssen a opéré avec des tubes dont les longueurs variaient de o m ,42 à 120 mètres et sous des pressions croissant jusqu'à 200 atmosphères. Il a trouvé que l'oxygène présentait deux systèmes spectraux distincts : un premier système, constitué par des raies fines, se montrait, suivant la loi ordinaire, dès que le produit de l'épaisseur par la densité atteignait une certaine valeur; un second système, formé par des bandes estompées, difficilement résolubles, obéissait à la loi du produit de l'épaisseur par le carré de la densité. La plus forte de ces bandes (580-572) apparaît dans un tube de 60 mètres sous la pression de 6 atmosphères. Elle doit donc manquer dans le spectre du soleil examiné au zénith, car l'oxygène traversé équivaut alors à une colonne de 172 mètres à 1 atmosphère de pression, tandis qu'il en faudrait 60 x 36=2i6o pour faire voir nettement la bande du jaune. A l'horizon, cette bande s'observe, l'épaisseur étant alors quatre fois plus grande qu'il n'est nécessaire ; et la faible hauteur pour laquelle elle disparaît satisfait assez bien à la loi énoncée (Janssen, C. R., CI, 649, et CVI, 1118; 1 885-88. Cf. Liveing et Dêwar, Phil. Mag., (5), XXVI, 286 ; 1888). D'autre part, M. Olzewski (Sitzb. d. K. K. ôsterr. Acad. d. Wissensch. in Wien, XGV, 2 Abth ; 1887), a retrouvé les bandes d'absorption, que le soleil donne près de l'horizon, avec une couche de 7 mm d'oxygène liquéfié : l'épaisseur voulue pour rendre perceptible la bande la plus forte sérail, d'après M. Janssen, 4 mm >5.
L'ozone offre un spectre d'absorption caractéristique, le même pour le liquide et pour le gaz. Ce spectre a été étudié par M. J. Chappuis (C. A., XCl, 985 ; 1880; et Journal de physique (2), I, 494; 1882), qui a conclu à la présence des principales bandes de l'ozone dans le spectre du soleil vu à l'horizon, conclusions confirmées par M. Hartley, (Journal of the chem. Soc, n° CCXX, 111; 1881).
( 8 ) Thollon, Journal de physique, (2), III, 421 ; 1884.
( 6 ) Cornu, Ann. de chim. et'dephys., (6), VII, 1; 1886.
( 7 ) On a figuré au milieu le spectre complet (le soleil étant à quelques degrés de l'horizon), en haut les raies d'absorption de l'atmosphère sèche, en bas les raies d'origine solaire; les raies attribuées à la vapeur aqueuse sont celles que Ton n'a prolongées ni vers le haut, ni vers le bas.
difficulté pour la chaleur, elle ne sembla pas s'appliquer aussi aisément à la lumière. Cependant, Foucault fit en 1849 une expérience qui aurait pu déceler l'origine des raies solaires. Une raie très brillante lui ayant paru occuper dans le spectre de Tare Yoltaïque la même position que la raie sombre D dans le spectre du soleil, il voulut s'assurer si les deux raies coïncidaient réellement. A cet çffet, il fit arriver les rayons solaires sur la moitié inférieure de la fente qui couvrait l'arc et il vit : 1° que la raie brillante du spectre voltaïque est la continuation exacte de la raie D du spectre solaire; 2° que celte raie D est infiniment plus obscure 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 constante dans le spectre de Tare), mais encore le renversement àe cette raie qui de brillante devenait obscure quand la vapeur incandescente, au lieu d'agir à l'état de source, intervenait à titre d'absorbant. 11 ne comprit pas toutefois le sens profond de son expérience. D'autres expérimentateurs avaient noté de nouvelles coïncidences et des renversements sans en démêler la vraie cause, lorsque Kirchhoff (*), en 1860, établit la loi suivante par le calcul et l'expérience ainsi qu'il sera expliqué plus loin :
Le rapport entre le pouvoir émissif et le pouvoir absorbant, relatifs à une même radiation quelconque, est le même pour tous les corps à la même température.
Et comme conséquence il formula le renversement des raies.
Stokes ( 2 ) a fait remarquer qu'un système de vibrations lumineuses rencontrant un gaz est dans le même cas qu'un système de vibrations 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 force vive des vibrations incidentes synchrones (force vive qu'elles
(*) Kirchhoff, Pogg.Ann., CIX, 245; et Ann. de chim. et de phys., (3), LIX, 124, el LXII, 160.
( 8 ) Stores, Phil. Mag., (4), XIX, 196; 1860; et Ann. de chim. et de p%s., (3), LIX, 505; 1860.
absorbent pour la dissiper en tous sens), tandis que les autres vibrations traversent cet espace sans affaiblissement.
De même, dans le gaz, les lumières simples qu'il est capable d'émettre sont seules excitées et conséquemment seules absorbées parmi les vibrations incidentes.
Mais cette absorption sera en général incomplète : une partie de la radiation incidente sera transmise et viendra s'ajouter à la radiation de même espèce émise par le gaz. Quel sera l'effet de cette superposition?
Théorie de Kirchhoff (*). — Nous supposerons que la source de la lumière est un corps parfaitement noir, analogue au noir de fumée. Soient 6' la température et e r le pouvoir émissif (absolu) de ce corps, à la température 8', pour une radiation déterminée. Imaginons un tube cylindrique, de section droite égale à l'unité, partant de ce corps et traversant normalement une couche d'épaisseur connue d'un gaz donné. La quantité de force vive relative à la radiation considérée, que la source lance dans ce tube pendant l'unité de temps, est e,,. Le gaz à la température 9 absorbe et retient, sous forme de chaleur, une fraction a % de la radiation reçue, et si l'on désigne par e le pouvoir émissif du gaz à la même température, e a désignant le pouvoir émissif (absolu) et a f =i le pouvoir absorbant (absolu) du noir de fumée à la même température, 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 absorbant a % est alors égal à la différence des quantités de radiation reçue i et transmise f ô
et Ton a
L'observateur placé au delà du gaz reçoit cettp quantités, émise
(!) Nous mettons ici à profit le commentaire des idées de Kirchhoff par M. Duhem (Journal de physique, (2), IV, 221 ; 1885).
par le gaz, plus la portion e , l Q venant de la source et transmise par le gaz, soit en tout
En l'absence du gaz il recevrait La différence
représente la diminution d'intensité due au gaz.
Si à la température 6 le gaz n'émet pas la radiation considérée, e =o, par suite i — t % =o : le gaz est sans action.
Si 1 — * e >o, le signe de la différence est le même que celui de £jf — e ^. Or l'expérience montre que le pouvoir émissif £ croît d'une façon 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 par le gaz sans altération ; ce rayon va donc se projeter en une raie sombre dans le premier cas, lumineuse dans le deuxième. En d'autres termes, la raie du gaz reste brillante s'il est plus chaud que la source, elle est renversée s'il est plus froid (*).
Quand le gaz est coloré, si la radiation examinée n'est pas parmi celles qu'il diffuse, il agit comme un gaz incolore. Mais s'il diffuse une quantité d h de la radiation incidente, on a
(*) Si le pouvoir émissif de la source e ,est inférieur à celui du noir de fumée i 6 on poura poser
et la différence entre les intensités de la radiation avant et après interposition de gaz sera
moindre qu'avec une source douée du pouvoir émissif absolu. Le renversement de la raie exigera une plus grande différence entre les températures 0' et 0.
La diminution d'intensité produite par le gaz devient
toutes choses égales d'ailleurs, elle est plus grande qu'avec un gaz ne diffusant pas la radiation.
On peut donc observer des lignes sombres correspondant à des radiations non émises, mais diffusées par le gaz.
Renversement des raies. — Nous avons déjà dit comment Foucault le premier constata ce renversement pour la raie jaune du
Fig. 359 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 voltaïque la raie brillante du sodium (à l'aide d'un charbon légèrement imprégné de sel marin), on place devant la fente de la lanterne un bec Bunsen dont on limite la flamme à la moitié inférieure de la fente au moyen d'une lame de platine (ou de tôle) ; on porte dans la flamme une petite cuiller de piaf ioe contenant un fragment de sel fondu, on voit aussitôt s'assombrir entièrement la moitié inférieure de la raie (*). Quelques opéra leurs préfèrent dresser devant la fente un tube préparé à l'avance, dans lequel, après y avoir fait le vide, on a introduit un morceau de sodium qu'il suffit de chauffer un peu pour le volatiliser {*).
Mais la forme la plus instructive de l'expérience consiste à poser un fragment de sodium sur le charbon inférieur de la lampe : la
■!') On peul employer la lumière Drummond, avec une rampe à alcool salé ou plus générale ment chargé d'un sel alcalin.
('; Bunsen disposait l'une devant l'autre deux flammes d'alcool salé, de grandeurs très inégales, la plus petite en avant: cette dernière paraissait alors sombre, comme fumeuse (surtout vers les bords) sur le fond brillant de la grande flamme beaucoup plus chaude.
raie D se montre d'abord en noir, la vapeur épaisse, dont le noyau central est enveloppé, amenant le renversement de la raie brillante, qui apparaît quand l'atmosphère absorbante s'est dissipée, pour s'obscurcir de nouveau si une vaporisation plus active a lieu. On retrouve ainsi les phénomènes que M. Fizeau (*) a signalés pour la première fois dans la combustion du sodium et qui caractérisent les raies spontanément renversables. « Une vapeur incandescente, sous faible densité et à basse température, émet une certaine radiation qui correspond, dans l'observation spectrale, à une certaine raie brillante, mais très fine; si l'on augmente progressivement la température et la densité de la vapeur, la raie croît en intensité et en largeur et devient une véritable bande lumineuse à bords estompés : bientôt on voit, sur cette bande, naître une ligne sombre à la place de la raie fixe primitive ; finalement, la bande lumineuse s'étale d'une manière en quelque sorte indéfinie, offrant toujours la ligne sombre qui s'élargit aussi d'une manière à peu près proportionnelle. Sur le fond lumineux produit par l'épanouissement de la bande, les raies brillantes non renversables s'évanouissent complètement ( 2 ). »
Raies spontanément renversables. — Toutes les raies ne sont pas en effet spontanément renversables; celles qui le sont affectent, d'après M. Cornu, une distribution régulière : « Elles vont en se resserrant vers le côté le plus réfrangible et en diminuant d'intensité. Ce caractère est d'autant plus frappant que le nombre des raies renversées est plus considérable et que le champ sur lequel elles se détachent est plus uniforme ; il semble qu'avec l'élévation de température le spectre tende vers un aspect limite, celui d'un fond brillant continu, dépouillé de toute raie autre que celle de la série régulière des raies spontanément renversées. » Parmi les spectres métalliques pouvant donner une série régulière de raies spontanément renversées, M. Cornu cite surtout l'aluminium et le thallium qui présentent chacun une série de doublets obéissant très sensiblement aux mêmes lois de répartition et d'intensité que les raies de l'hydrogène (tant dans le spectre ultraviolet que dans le spectre visible).
(*) Fizeau, C. R., LIV, 393; 1862.
(s) Cornu, C. il., LXXIII, 332, et C, 1181 ; 1871-85; et Journal de physique, V, 93; 1886.
Violle, Cours de physique. — II. 3 4
tieuses, et spécialement par un lavage répété avec de l'ozone, il i réussi à obtenir des tubes ne contenant plus que des traces d'impuretés, où tout autre spectre s'efface devant les véritables raies de l'hydrogène, celles-là mêmes que M. Huggins a reconnues dans lu étoiles blanches. Ces raies obéissent exactement à la relation proposée par M. Balmer
ainsi qu'on en peut juger d'après le tableau suivant que M. Vogel a établi en prenant X„= 36^,54 a.
4lO.lI
383, jg
375,oi
Raies courtes, raies longues. — Quand on provoque électriquement les raies d'un métal, on constate que certaines raies persistent dans les régions les plus froides de Tare, tandis que d'autres ne se manifestent qu'au centre de l'espace incandescent et au voisinage des charbons : on ne les aperçoit donc pas sur toute la longueur de la fente comme les premières. M. Lockyer s'est beaucoup occupé des raies courtes et des raies longues ('); selon M. Cornu, ces dernières ne seraient autres que les raies spontanément renversables.
Cartes du spectre solaire. — Pour édifier sa théorie des raies solaires, Kirchhoff ( 2 ) entreprit d'exécuter, avec son spectroscope à quatre prismes, un dessin fidèle du spectre comprenant toutes les raies solaires et en regard les raies métalliques que le prisme à réflexion totale lui permettait de voir juxtaposées.
Il dessina lui-même une bande de plus d'un mètre représentant la région qui s'étend depuis D jusqu'au delà de F; son élève Hoffmann fit le reste. Toutes les raies du fer (plus de 60 dans la partie relevée par Kirchhoff et i3 dans les morceaux étudiés par Hoffmann), du calcium et du magnésium coïncidèrent strictement avec des raies solaires. Les plus brillantes seulement (sans doute les seules spontanément renversables) du baryum, du zinc et du cuivre trouvèrent leurs correspondantes dans le spectre solaire. Le lithium, le strontium, l'aluminium, l'étain (*), le mercure, le plomb, l'argent n'offrirent aucune concordance.
Àngstrôm ( 4 ) reprit ce travail, en se servant non plus de prismes mais de réseaux qui donnent le spectre normal; et, avec le concours de Thalén, il dressa une carte admirable (là figure 362 en montre une portion), sur laquelle deux raies dont les longueurs d'onde diffèrent de 1 millionième de millimètre sont distantes de 1 centi-
(') Dans les expériences faites à la Monnaie de Londres, avec M. Ghandler Roberts, il a pu déterminer la richesse d'un alliage en un certain métal par l'aspect des raies longues de ce mêlai.
( 2 ) Kirchhoff, Untersuchungen ùber das Sonnenspectrum und die Spectren der chemischen Elemente dans les Abhand. d. Berlin. Akad.; et, en lirage à pari, Berlin; 1861-63. Son speclre est rapporté à une échelle spéciale, dans laquelle A occupe la division 404,1, B 529,6, C 694,1, D t 1002,8, D 2 1006,8, E 1522,7, b t 1648,8, F 2080,0, G 2854,4.
( 3 ) La portion ultraviolette du spectre solaire a des raies appartenant à l'aluminium et à l'étain.
(*) Angstrôm, Spectre normal du soleil (Atlas). Upsal; 1868.
mètre. Confirmant et étendant les observations de K.îrchhofT, il noU
les no métall
Sub.Ui
fer 45o
tilane 118
calcium 5y
manganèse 57
. nickel 33
coball 19
chrome 18
baryum sodium ....'.
'magnésium .
hydrogène. .
aluminium. .
vapeurs dans l'atmosphère solaire ne saurait être douteuse,d'a ulaD
que les nombres précédents seraient encore accrus si nous te-
I nions compte des coïncidences rencontrées dans la partie ultra -
I violette, pour laquelle M. Mascart, puis M. Cornu ont continué la
| carte d'Àngstrôm jusqu'à X=295.
Nous reproduisons ici (fig. 363) une partie des spectres du soleil ei du fer, vers >.= 4oo, photographiés sur la même glace par M. Lockyer (').
Depuis le travail d'Àngstrôm, l'étude du spectre solaire (') ne
s'est pas ralentie. Les beaux dessins de Thollon ( a ), auxquels nous empruntons le groupe b; le grand atlas de M. Fiévez ('), d'où nous
détachons la partie afférente à la raie F; et surtout les photographies magistrales de M. Borland en ont fait connaître les moindres
(') Lockyer, Studks in spectrum anaiysis. London ; 1878. ( a ) Il n'est toujours question ici que de la partie visible. . ,( 3 ) Thollon, Journal de physique, VIII, 73; 1879. (') Fiévez, Spectre solaire. Bruxelles; 1882. '
détails. D'un autre côté, les recherches de M. Janssen (*), à Meadon, en Algérie et au sommet du Mont-Blanc ( s ), Font amené à conclure que l'oxygène manque dans l'atmosphère solaire. Cette absence de l'un des éléments de l'eau contraste singulière menl avec l'abondance de l'autre élément qui constitue presque seul les couches élevées de l'atmosphère du soleil.
Tableau des principales raies. — Pour terminer ce rapide résumé 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.
de
millimètre.
Rouge il*... K\ A > *J£ *** |Tellarique (0).
ia 718,45 Principale. Tellurique (HO).
»J B ° fo!'a 8 rw ^M mi JTellurique (0).
f 686,87 Principale (double).) * v '
«o 628,66 Isolée. iTelluriaue (0*
627,69 Principale. ) lelluri q ue V-
|Di 589,5o Na.
,Dj 589,20 Ni.
Jaune (9, 588,90 Na.
L \526,95 Double. Fe et Ca.
h 1526,85 Fe.
b { 5i8,3o Mg.
Verl l b % 5i 7 ,20 Mg.
b 3 5i6,86 Double. Ni et Fe.
b^ 516,67 Double. MgetFe.
Bleu F 486,06 H.
Indigo G' 433,95 H.
Violet ) G h fW I e '
in» • i 1 ul H i 396,80 Ga.
U,trav,olel "IhJouK 393,3o Ca.
Résultats de l'analyse spectrale relativement à la constitution des astres. — Rirchhoff avait deviné l'atmosphère de vapeurs métalliques qui enveloppe le soleil d'après les raies d'absorption dont ces vapeurs sillonnent le spectre. Lors de l'éclipsé totale de 1870,
(«) Janssen, C. B., CVII, 672; CVffl, 1035 et CXI, 442; 1888-90. ( a ) Au sommet du Mont-Blanc, la diminution d'intensité du groupe B a été particulièrement frappante.
au moment où le soleil allait sortir de l'ombre, M. Young vit leur spectre direct sous l'aspect de nombreuses raies brillantes, qui disparurent presque aussitôt, voilées par le spectre de l'astre avec ses raies sombres habituelles.
La photosphère est donc entourée à* une atmosphère très mince de vapeurs métalliques à basse tension. Ces vapeurs se précipitent sans cesse. Ainsi s'amassent des nuages brillants qui constituent essentiellement la surface rayonnante, et dont les déchirures se manifestent à nous avec l'apparence de taches sombres. Si l'image de l'une de ces taches passe sur la fente du spectroscope, la plupart des raies s'élargissent (particulièrement la raie D qui souvent devient diffuse), attestant une absorption plus énergique. Au contraire, les raies de l'hydrogène s'effacent, parfois même elles se mettent à briller. Par toutes les déchirures s'échappent en effet des torrents immenses d'hydrogène, formant les protubérances qui présentent la teinte de l'hydrogène dans les tubes de Geissler (*). Quelquefois visibles à l'œil nu, tant elles sont gigantesques, les protubérances ont été très anciennement signalées; mais, comme elles restent presque toujours masquées par l'éclat du soleil, elles semblaient ne pouvoir être étudiées que pendant les éclipses, quandM.Janssen('), à Guntoor (Inde), et M. Lockyer (*), à Londres, montrèrent que Ton peut les observer en tout temps au moyen du spectroscope, qui donne une image monochromatique (rouge G) de la portion de la protubérance projetée sur la fente. En déplaçant la fente devant cette image, on pourra donc en relever successivement toutes les parties. 11 est même possible d'élargir beaucoup la fente de façon à voir une fraction notable de la protubérance, sans que l'image cesse d'être nette.
Le soleil est encore environné d'une région lumineuse changeante, qui s'étend à une distance presque égale au diamètre de l'astre et que l'on nomme la couronne : elle émet à la fois un spectre à raies brillantes (principalement les raies de l'hydrogène et la
(*) Outre l'hydrogène, on a signalé dans les protubérances le magnésium et une substance inconnue, que M. Lockyer nomme hélium (&to;, soleil), produisant une raie jaune, près de D.
(*) Janssen, C. H., LXY1I; oct. 1868 ; et Annuaire du Bureau des longitudes pour 1869, p. 584.
( 3 ) Lockyer, Proceed. R. S. ; oct. 1868.
fameuse raie 1474 de Kirchhoff, 53i,5g d'Àngstrôm, due probablement 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
Fig. 366
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 spectre solaire, avec les raies de Fraunhofer voisines et une échelle en longueurs d'onde.
Les spectres des étoiles ont été spécialement étudiés par le P. 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 ( 8 ) : ainsi, d'après M. Huggins, Sirius contient de l'hydrogène, du sodium, du magnésium, du fer.
(*) Ce spectre continu, sur lequel on distingue quelques raies obscures, entre autres D (Janssen), paraît dû à la réflexion des rayons solaires, la lumière de la couronne étant polarisée.
(*) Un astre de diamètre apparent insensible donnerait un spectre linéaire difficile à étudier. Pour l'élargir, Fraunhofer plaçait devant l'oculaire de la lunette astronomique une lentille cylindrique, de façon à obtenir une image linéaire réelle qu'il examinait à travers un prisme. La même disposition peut être conservée avec un speclroscope, la fente du collimateur étant amenée sur l'image. Dans certains appareils, le système de prismes est disposé entre l'objectif et l'oculaire, dont le verre collecteur est alors remplacé par une lentille cylindrique.
( 3 ) Le spectre d'Arcturus montre plus de 3o des raies solaires.
-Oq remarque toutefois des différences assez grandes qui ont conduit le P. Secchi, puis M. Vogel, à classer les étoiles en trois groupes :
i° Les étoiles blanches, c'est-à-dire la moitié environ des étoiles, et entre autres a de la Lyre (Véga), a du Grand Chien (Sirius), a de l'Aigle (Altaïr), a du Lion (Régulus), a du Petit Chien (Procyon), a des Gémeaux (Castor), caractérisées par un 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.
2 Les étoiles jaunes, dont le type est notre Soleil et parmi lesquelles on peut citer a du Cocher (Chèvre), a du Taureau (Aldébaran), a du Bouvier (Arcturus), a de la Petite Ourse (Polaire), £ des Gémeaux (Pollux), 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), (J de Pégase, parvenues à un degré encore plus avancé de refroidissement, de larges bandes d'absorption indiquant une décomposition incomplète ( a ).
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 Az5 ; deux autres appartiennent à l'hydrogène (F et G'), la quatrième semble coïncider avec la raie 49^,67 du fer (Huggins) ('). Il y a donc des nébuleuses qui ne sont point des amas d'étoiles, mais de simples masses gazeuses incandescentes, et dont la distance à la terre n'est pas nécessairement supérieure à celle des étoiles, tandis que les nébuleuses résolubles, composant des systèmes analogues à celui dont notre soleil fait partie, doivent être supposées beaucoup plus éloignées.
(*) 7 de Cassiopée présente ces raies brillantes.
( 8 ) Le P. Secchi distinguait un quatrième groupe, peu nombreux, composé de petites étoiles, de couleur rouge sang, dont le spectre trahit deux larges interruptions, et qui paraissent à un état de condensation peu avancé, nébuleux.
( J ) Voir Maurat, Journal de physique, I, 403 ; 4872.
Le noyau des comètes émet un spectre consistant en trois bandes lumineuses, 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 Fraunhoferetqui semble dû par conséquent à de la lumière solaire réfléchie par des particules solides.
Le spectre de l'aurore boréale (') ne rappelle aucun des spectres connus (*) : Zôllner croit qu'il provient de décharges électriques dans de l'air beaucoup plus froid qu'à l'intérieur des tubes de Geissler; ce serait le spectre de l'azote très froid et très rare.
Résultats de l'analyse spectrale relativement au mouvement des astres ( 3 ). — 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 la couleur d'une lumière exactement comme sur la hauteur d'un son (399). Si le centre se rapproche, la raie caractéristique de cette 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 ( 4 ), a été appliqué à quelques étoiles fixes 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 ^ de la
distance des deux raies D. Or D 4 — D 8 = o,6o millionièmes de millimètre, la vitesse de la lumière est 3oo,ooo kilomètres. On a donc pour la vitesse de Sirius, en kilomètres,
w=3ooooo--7rr^ = 4o environ - 400,00
(') Voir Ângstrôm, Journal de physique, UL, 210; 1874. L'historique des premiers travaux relatifs à ce spectre a été donné par Bertin, Afin, de chim. et de phys., (4), XXVI, 269; 1872.
( 8 ) La raie principale est 556 dans le jaune.
( 3 ) Voir Cornu, Sur la méthode Dopp 1er- Fizeau dans Y Annuaire du Bureau des longitudes pour 1891.
(*) Fizeau, Bulletin de la Société philomatique, déc. 1848; et C. A., LXIX, 743; LXX, 1062; 1869-70.
Pour évaluer ces faibles déplacements, Zôllner (') a construit un spectroscope à réversion, dans lequel deux systèmes prismatiques, semblables mais opposés, projettent deux spectres aux couleurs étalées en sens inverse. Ces deux spectres sont observés avec une lunette dont l'objectif, 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'image de l'une des extrémités du 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 resteront fixes, tandis que le déplacement des raies solaires par rapport à ces dernières sera très appréciable. On pourra donc distinguer ainsi les deux sortes de raies. Ce procédé a été employé par Thollon ( 3 ); mais la pratique en est fort délicate, le déplacement étant très petit (*) et relatif.
(») Zôllner, Ann. de chim. et de phys., (4), XVIII, 475 et XXVI, 274; 1870-72.
(') La précision des mesures avec le réseau est devenue si grande que Ton réussit aujourd'hui à mesurer la rotalion solaire non seulement sur l'équateur, mais sur chaque parallèle.
( 3 ) Thollon, C. R., XCI, 369; 1883.
(*) La différence des vitesses aux deux bords étant de 4 km > I e déplacement
n'est que —z de l'intervalle des deux raies D.
M. Cornu (') est arrivé à des résultats très précis en produisant la substitution rapide et alternative de l'un des bords à l'autre, le spectroscope étant réglé aplanétiquement. Les raies telluriques éprouvent alors un balancement qui permet de les distinguer à coup sûr des raies solaires. C'est par ce moyen que M. Cornu a pu débrouiller les groupes A, a, B.
Absorption par les liquides et les solides. — Nous avons déjà indiqué que l'oxygène liquide offre les bandes de l'oxygène gazeux. De même l'acide hypoazotique liquide montre les bandes les plus importantes de la vapeur (').
Si Ton vise une lumière suffisamment intense à travers un tube d'au moins 2 mètres, plein d'eau filtrée, on voit les bandes d'absorption qui révèlent dans l'atmosphère la présence de la vapeur d'eau ( 8 ). On retrouve facilement ces mêmes bandes en observant à travers une eau limpide un fond clair illuminé par le soleil. M. Vogel.( 4 ) dit que l'eau de la grotte de Capri éteint le rouge jusqu'à la raie D (comme une solution de sulfate de cuivre ammoniacal), tout en donnant nettement la bande d'absorption sur 6E; les substances étrangères modifient en effet profondément le spectre ainsi que la couleur de l'eau ( 6 ).
. Le sang, en solution étendue, présente entre D et E deux bandes d'absorption qui se réunissent en une seule par l'addition de quelques gouttes de sulfhydrate d'ammoniaque ou d'acétate de fer ammoniacal ( 6 ).
• La chlorophylle a des bandes non moins caractéristiques, 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 C, une deuxième entre C et D, une troisième un
( ! ) Cornu, loc. cit.
(») Kundt, Pogg. Ann., CXLI, 157; fB70. — Gernez, C. R., LXXIV, 465; «872.
( 3 ) Schônn, Pogg. Ann.,Erg. 8,670; 1878.
( 4 ) Vogel, Practische Spedralanalyse. Berlin, Oppenheim; 1889; p. 320.
( 6 ) Le spectre d'émission de l'eau apparaît dans la flamme de l'hydrogène. L'œil n'y voit qu'une lueur verte continue ; mais la photographie y décèle plusieurs raies brillantes dans l'ultraviolet.
. ( 6 ) Le spectre n'éprouve aucun.changement sous l'action des réducteurs si le sang contient de l'oxyde de carbone. Dans ce cas d'ailleurs les raies sont plus pâles, plus effacées, et un peu déplacées du -côté du vert.
peu plus loin que D, une quatrième dans le vert immédiatement avant E.
Les verres colorés 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 l'oxydule de cuivre, qui procure une lumière presque monochromatique, voisine de C. On a encore, mais beaucoup plus difficilement, de bons verres violets et 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 recounaît 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, ou même par réflexion.
Aux spectres d'absorption appartiennent effectivement ceux qui proviennent de la lumière réfléchie à la surface de§ corps ; car, la couleur superficielle d'un corps se compose dçs éléments foon absorbés de la lumière incidente. On étudie très bien la couleilr d'un papier peint en projetant un spectre sur un écran qui porte l'une 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, l'aide du prisme. — Méthode générale. — Le prisme fournit le moyen le plus ordinairement usité 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-
(*) Eu dissolvant* dans l'eau 22* r ,32i de perchlorure de fer et 27^,191 de chlorure de nickel, on obtient un liquide qui ne laisse passer que la lumière. de longueur d'onde 58a, d'après M. Crova (Comptes rendus dû Congrès des 'électriciens tenu à Paris en 1889, p. 211). ■ •
lation suivante, qui résulte immédiatement des équations (a) éljblies plus haut (426),
Ah
Nous avons déjà vu (414) comment s'évalue l'angle A do prisme. Les mêmes appareils et toutes les dispositions prises pour l'ajustement serviront à mesurer ensuite 3, Après s'être assuré que les rayons traversent le prisme au minimum de déviation, on aura directement S en relevant l'angle formé par les rayons déviés el par les' prolongements des rayons incidents, si certains rayons se prolongent effectivement au dehors du prisme jusqu'à la lunette. Sinon, en faisant tourner sur elle-même la plate-forme qui supporte le prisme de manière à produire la déviation minimum de l'autre côté, on mesurera l'angle compris entre les deux positions de la lunette recevant successivement les rayons déviés dans deui directions symétriques par rapport au rayon incident : cet angle sera égal à ii.
Ces mesures n'auront d'ailleurs de signification précise que si l'on opère sur une lumière simple et à une température détermi-
née. Quand on fait usage de la lumière blanche, le résultat se rapporte grossièrement à la partie la plus éclairée du spectre toi-
sine de D. Mais pour avoir des mesures définies il faut recourir à une lumière monochromatique, soit que Ton éclaire la fente avec la flamme du sodium, du lithium, du thallium, avec un tube de Plûcker à hydrogène, ou toute autre source donnant des raies brillantes, soit que l'on utilise comme repères les raies obscures du spectre solaire.
La figure 367 représente un goniomètre de Fraunhofer, construit par Brûnner. Cet instrument, muni d'un collimateur, permet d'effectuer de très bonnes mesures : chaque angle se lisant (sur un cercle die Gambey) à 5" près, on peut avoir l'indice avec 4 décimales exactes (*).
Vérification de la loi de Descartes. — Au moyen d'un appareil de ce genre il est aisé de vérifier la loi de Descartes (422).
On a, en général, entre l'indice n, l'angle A du prisme, l'angle d'incidence i et la déviation D, les relations (1).
L'indice pour la raie considérée et l'angle du prisme étant
(*) On a, en effet,
sin- ,. cos «
dn=: 1
sin 2 — sin -
Or Terreur probable est la même sur la mesure de D que sur la mesure de A; et comme l'on doit supposer que les deux erreurs, que nous désignerons Tune et l'autre par &a, s'ajoutent arithmétiquement, on a pour Terreur probable de n
Toutes choses égales d'ailleurs, $n est d'autant plus petit que A est plus grand. Mais A doit être inférieur au double de l'angle limite (426). Pour la plupart des corps, n est plus petit que 2 ; on pourra prendre A = 6o°. Admettons cette valeur de A et supposons n = i,5, Terreur probable sera
L'arc de 5" ayant pour longueur 0,000024 dans le cercle de rayon 1, $n = o,oooo32.
Pour avoir l'indice à une unité près de la 5 e décimale, il faudrait que les erreurs de lecture n'atteignissent pas 2", ce qui sera très difficile, moins encore à. cause des imperfections de l'appareil et du réglage que par suite du manque de plané ité des faces.
connus, on mesure l'angle d'incidence (en fait l'angle (180-21*) que le rayon réfléchi par la face d'entrée fait avec le prolongement du rayon incident) ainsi que la déviation ; et l'on reconnaît que dans tous les cas les observations sont absolument d'accord avec les formules. La loi de Descartes est donc démontrée d'une façon péremptoire.
Mesure des indices des solides et des liquides. — La méthode du prisme s'applique immédiatement aux corps solides. Un liquide sera introduit dans un prisme creux dont on aura préalablement déterminé l'action à vide, les glaces qui forment les parois n'étant pas à faces exactement parallèles ( i ). On prendra toujours soin de noter la température du corps soumis à l'expérience.
Indices des gaz. — La réfraction d'un gaz s'étudiera de même à l'aide d'un prisme creux ; mais, comme cette réfraction est très faible, qu'elle dépend essentiellement de la densité qui varie ellemême dans des proportions considérables avec la température et la pression, il faut nécessairement tenir compte de toutes ces circonstances.
A la fin du dix-huitième siècle, Hawksbee, sur l'invitation de Newton, essaya d'évaluer la réfraction atmosphérique en regardant un objet éloigné à travers un prisme (de petit angle) successivement vide et rempli d'air; les moyens dont il disposait étaient trop imparfaits pour conduire à. un nombre quelque peu précis. Borda reprit la question, mais il mourut avant d'avoir terminé ses expériences et l'on n'a pas même pu retrouver un seul de ses résultats.
Déterminations de Biot et Arago ( 2 ). — Biot entreprit de mener ce travail à bonne fin avec le concours d' Arago qui sortait à peine de l'Ecole polytechnique. Ils se servirent du prisme même de Borda ; c'était un gros tube, dont les extrémités, taillées en biseau et fermées par des glaces à faces parallèles, comprenaient entre elles un angle de i43°7'28". Ce prisme, muni à la partie supérieure d'un
(*■) Pour atténuer cette imperfection, on prend les deux glaces dans une même lame bien travaillée, que Ton coupe suivant une direction autant que possible parallèle à l'arête du petit angle qui reste encore, et Ton oppose les deux morceaux l'un à l'autre, de sorte que leurs effets s'entredétruisent mu-* tu elle ment.
( 2 ) Biot et Arago, Mémoires de V Académie des sciences, VII, 301 ; 4806.
manomètre et à la partie inférieure d'une tubulure à robinet, fut monté sur un axe vertical ; et on l'installa dans une salle du palais du Luxembourg en même temps qu'un cercle répétiteur de Borda, destiné à la mesure des angles. Un paratonnerre de l'Observatoire, situé à i4oo mètres de distance, tint lieu de mire. Pour mesurer la déviation, on visait le signal à travers le prisme, on lisait la position de la lunette sur le cercle, puis on faisait tourner le prisme de i8o° autour de son axe; on amenait de nouveau la lunette sur le signal, et pour cela il fallait la déplacer d'un angle 2d, double de la déviation cherchée, l'action du prisme étant égale et contraire dans les deux positions successives (*).
On ne se contentait pas d'une seule mesure : remettant le prisme dans sa position initiale, on ramenait la lunette sur la mire, en manœuvrant, non la lunette fixée momentanément au cercle, mais le cercle luimême. Puis, retournant à nouveau le prisme, on rejoignait l'image en faisant mouvoir la lunette sur le cercle, comme la
première fois : elle décrivait une seconde fois l'arc 2D qui se portait sur le cercle à la suite du premier; et en recommençant de la même manière, on pouvait multiplier indéfiniment les observations ( 2 ).
Cela posé, laissant le prisme librement ouvert dans l'atmosphère (le manomètre enlevé), on détermina d'abord la déviation due au prisme en raison du défaut de parallélisme entre les deux faces de chaque glace. Elle se trouva être de 16", 6 (du côté de la base du
Fig. 368
(*) On remarquera que le rayon qui se meut suivant Taxe du tube traverse le prisme au minimum de déviation, de sorte que si le retournement n'est pas exactement de 180 , le déplacement n'en sera pas affecté d'une quantité sensible, résultat fort important pour la sûreté des observations.
( 2 ) Ne pas confondre celte méthode de multiplication avec la méthode de réitération (116)..
Violle, Cours de physique. — II. 3 5
prisme), quantité très petite quand on la compare à la déviation totale, qui, avec le prisme vide, dépassait 6' en sens contraire.
On faisait en effet le vide dans le prisme ; et si Ton avait pu enlever tout l'air, la déviation (qui se produisait vers le sommet du
prisme), augmentée de i6",6, eût fait connaître l'indice - du vide
relativement à l'air extérieur, et par suite l'indice n de cet air. Mais il restait toujours une certaine quantité d'air dans le prisme;
ce que Ton mesurait, c'était donc l'indice -7 de l'air intérieur relativement à l'air extérieur,
Or, d'après Newton, la puissance réfractive n l — 1 est proportionnelle à la densité d, ou, en d'autres termes, le pouvoir réfringent
— -y— est constant.
Si donc on appelle :
n l'indice de l'air sec sous la pression j6 em et à o°,
n< l'indice de l'air intérieur sous la pression résiduelle h et à la température t (marquée par deux thermomètres en contact avec les faces extérieures du prisme),
n t l'indice de l'air extérieur sous la pression H (*) et à la température t y
on aura
TlJ— I~~ 76(1+^)'
et
d'où
n\—i 76(1 -haf)^ 1 __ 76(1 -h af)
76(1 -h OLt)
(') L'état hygrométrique de l'air ne joue aucun rôle, la vapeur d'eau ayant à peu près le même pouvoir réfringent que l'air atmosphérique à pression égale (voir Biot, Traité de physique, III, 317. Paris, Deterville; 1816).
ou très approximativement, les deux termes de la fraction différant peu de i,
Biot et Arago trouvèrent ainsi (nous transcrivons toutes leurs
décimales)
ou
Ils introduisirent ensuite dans le prisme sous la pression atmosphérique successivement divers gaz et ils mesurèrent les déviations correspondantes. Avec un gaz, dont l'indice serait n' dans les conditions normales de température et de pression, l'expérience
donnait le rapport p de l'indice de ce gaz sous la pression H' à
l'indice de l'air sous la pression H, et l'on avait
(„* i)H -(n?- i)H'=(A"- 1)76(1+ «*), d'où l'on tirait
Leurs mesures portèrent sur l'oxygène, l'azote, l'hydrogène, l'ammoniaque et le gaz des marais.
Pour plusieurs de ces gaz, et en particulier pour l'air, ils vérifièrent que le pouvoir réfringent est de fait constant, quand la pression varie de quelques millimètres à 76 centimètres, et la température de — 1°,5 à 25°.
Ils reconnurent en outre que la puissance réfractive d'un mélange gazeux est égale à la somme des puissances réfractives des gaz constituants sous la pression qui leur appartient dans le mélange.
Ainsi, pour l'air atmosphérique, en appelant N l'indice de l'air, n celui de l'oxygène et n 1 celui de l'azote, on aura
N 2 - i=o,2i(**- O + o^»' 1 - 1), (*) Le pouvoir réfringent -2-= — est par suite, à un facteur constant près,
453o. Newton avait déduit de la réfraction atmosphérique 52o8. En combinant un grand nombre d'observations avec la formule de Laplace, Del ambre trouva 45a5.
ou, N, n et n'étant très peu différents de i ('}, N = 0,2 1 n •+- 0,79 n'.
Si l'on substitue à n et n' leurs valeurs, 1,000272 et i,ooo3oo,il
vient en effet N=i, 000294.
Mesuresde Dulong ('). — La constance du pouvoir réfringent duo gaz étant admise, Dulong détermina les indices relatifs à l'air d'une manière très simple,
Le prisme étant d'abord rempli d'airs la pression atmosphérique H, on amène sous le fil du réticule de la lunette l'image de la mire vue à travers le prisme, oa immobilise la lunette. On remplace dans le prisme l'air par le gaz à étudier, que nous supposerons plus réfringent que l'air; on diminue graduellement la pression du gaz jusqu'à ce que la mire paraisse de nouveau sous le réticule ( 3 ). Soit alors^ la pression du gaz, la température étant restée constante pendant la durée de l'observation, on a tout uniment
Avant chaque expérience, le prisme était
lavé à plusieurs reprises avec le gazsoi-
Fig. 36g gneusement préparé. Quand il s'agissait
d'opérer sur une vapeur, on produise
cette vapeur dans l'appareil même en laissant arriver parle petit
tube quelques gouttes de liquide.
Expériences de M. Le Roux (*). — M. Le Roux a repris et étendo
(') Posant « = i+i, oa a «*— i=m+i', ou, en négligeant «» (ce quiesl permis au degré d'exactitude des expériences), m — i— a (n— 1).
{*) Dulong, Ann. de chim. et de phys., (2), XXXI, 154; 1826.
( 3 ) Si legazétaitmoînsréfringent que l'air, lamanœuvresefaisaitenseosimerse- Pour ie chlore, qui attaque le mercure, le prisme fut d'abord rempli de chlore directement sous la pression atmosphérique, puis de cyanogène dont on réduisit la pression jusqu'à ce que sa puissance réiraclive devint égale à celle du chlore-
(*) Le Roux, Ann. de chim. et de phys., (3), LXI, 383; 1861.
les mesures relatives aux vapeurs à l'aide d'un appareil tout semblable à celui de Biot et Arago, sauf que le prisme était enfermé dans une enceinte pouvant être chauffée jusqu'à 000". Le prisme, était formé par un tube en fer, que terminaient deux glaces inclinées de 1 25°, et qui se prolongeait de chaque côté par un tube en fer étroit,
Fîg. 3;o
sortant de l'enceinte et refroidi à sa partie extérieure : les deux faces du prisme se trouvaient ainsi en contact avec deux colonnes d'air qui, l'équilibre établi, se composaient respectivement d'une série de tranches à température constante (la température variant d'une tranche à l'autre depuis la température de l'enceinte jusqu'à celle de l'air extérieur), de sorte que la déviation observée était due uniquement (on l'admettait du moins) à la différence des indices de la vapeur et de l'air considérés tous les deux à la température de l'enceinte. Le prisme, mobile autour d'un axe vertical, était installé entre un collimateur fixe et une lunette également immobile, mais pourvue d'un micromètre oculaire que l'on pouvait déplacer de . façon à mesurer le déplacement angulaire de l'image (') quand on faisait tourner le prisme de 180" autour de son axe.
Ces expériences ont montré que les vapeurs lourdes sont en général très réfringentes (la vapeur de soufre bouillant, dont la den-
('} La tangente de cet angle est égale au déplacement du micromètre divisé par la dislance focale de la lunette, qui était d'environ 2 mètres.
site est 6,6, a pour indice 1,001629); que certaines d'entre elles ont un pouvoir dispersif considérable (avec la vapeur de phosphore le spectre avait une étendue de iW : toutes les couleurs y étaient bien visibles) ; que la vapeur d'iode réfracte plus énergiquement le rouge que le violet. C'était le premier exemple de dispersion anomale, phénomène qui a été relevé depuis sur un assez grand nombre de substances (').
