SPECTROSCOPIE CALORIFIQUE

Théorie.

L'étude de la distribution de la chaleur dans le spectre solaire présente un intérêt considérable depuis que MM. Fizeau et Foucault, Desains, Lamanski et Ed. Becquerel ont découvert et repéré les intensités maximum et les bandes froides de la région infra-rouge.

La plus grande difficulté de cette manipulation est de former un spectre pur : il faut, pour cela, limiter l'étendue du foyer calorifique par une fente extrêmement étroite. Quand on opère sur la radiatiqn solaire, la largeur de cette fente ne doit pas dépasser un demi-millimètre, d'après P. Desains(*), si Ton veut éviter toute superppsition fâcheuse de rayons différents.

Cette limite n'est point appliquable aux sources artificielles, dont l'intensité est toujours faible comparativement à celle du Soleil : on est, dans ce cas, obligé d'admettre la radiation par une ouverture de o",ooo8 à o",ooi. Il en résulte un mélange nuisible à l'étude des radiations calorifiques simples.

L'exploration du spectre se fait à l'aide d'une pile dont l'étui porte une ouverture linéaire; en théorie, cette fenêtre ne devrait pas avoir de largeur appréciable, afin de permettre d'isoler les raies sans chaleur, dont le champ du spectre est sillonné : en pratique, il faut compter avec les difficultés de construction de ces instruments. Mais il est possible de dé-

(*) Comptes rendus hebdomadaires des séances de l* Académie des Sciences^ t. LXVII, p. «97 et 1097; LXX, p. gSS, et LXXXIV, p. 285; 1868 à 1877.

teiminer très approMmativement, avec une ouverture de pile assez grande, les quantités de chaleur répandues dans des portions beaucoup plus petites que cette ouverture. Il suffit, par exemple, si Ton se sert d'une fente de o",ooi de largeur, de la faire avancer de -^ en ^ de millimètre et de tenir compte à chacun de ses pas de la portion du spectre qu'elle abandonne et de la portion nouvelle qu'elle embrasse. On y parvient en amenant d'abord la pile en un point tel que l'aiguille n'indique aucun effet calorifique; puis on la fait glisser par étapes successives égales à ^ dç millimètre. Appelons o, flf, b^ CfO^. les indications du galvanomètre dans ce mouvement de progression :

mm mm

o correspond à F intervalle o -i

Il est évident que la déviation a est* produite par l'intervalle I à 1,2; (6 — a) par 1,2 à i,4; (c — 6) par i,4 à 1,6; {d — c) par 1,6 à 1,8; (e-^d) par ï,8 à 2; («H-/— e) par 2,0 à 2,2; (b — a H-^— /) par a, 2 à 2,4> et ainsi de suite.

Cette méthode élégante est due à M. Aymonnet (*).

M. Edmond Becquerel (') a indiqué une méthode d'observation toute différente qui permet d'étudier la partie infrarouge du spectre solaire au moyen des effets de phosphorescence.

Ce procédé repose sur ce fait, découvert par M/Soret, que les radiations les moins réfrangibles du spectre détruisent Texcitation produite sur les substances phosphorescentes par les rayons bleus, violets et ultra-violets. Si l'on projette donc

(*) Comptée j-endus hebdomadaires des séances de l'Académie des SeienetSf t. LXXXII, p. xioa; t. LXXXIII, p. ii53 (1876). (») Annales de Chimie et de Physique, 3* série» t. XXII, p. 344-

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un spectre sur un écran phosphorescent préalablement excité, on constate que les régions couvertes par le spectre infra-rouge deviennent obscures; mais les bandes froides de ce spectre sont inactives et se marquent par une persistance de la phosphorescence.

Description.

La pile linéaire destinée à Tétude du spectre i^fig* ^3) est toujours à fente variable : on la monte généralement à cré-

Fig. a3.

maillère sur un chariot qui est conduit par une vis micrométrique, permettant d'apprécier le -^ de millimètre.

Quand on se propose de mesurer les angles auxquels correspondent les divers points du spectre, on fixe la pile à l'extrémité d'une alidade mobile de o™,6oo environ. Perpendiculairement à sa direction se trouve une petite règle

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d*ivoire finement divisée. Desains a décrit un instrument dans lequel cette division se trouve à o",574 du centre; le degré a donc une longueur de o^^^oio et le demi-millimètre vaut trois minutes. Par conséquent, pour mesurer à moins de trois minutes la valeur angulaire d*un déplacement de Talidade, il suffit de compter le nombre de divisions de la règle qui passent devant un repère fixe pendant que s'accomplit le déplacement dont il s'agit.

Desains s'est astreint à donner même largeur à la fente qui limite l'étendue du foyer et à celle de la pile : cette largeur commune était ordinairement comprise entre o™,ooo3 ei o">,ooo6. Quand on adopte le procédé Aymonnet, la fente de la pile peut avoir o«,ooi d'ouverture.

Les sources calorifiques qu'on emploie communément sont les suivantes :

i"* Un fil de platine chauffé au cerise clair, par un brûleur Bunsen ;

2* Une flamme de gaz formant un papillon qu'on présente en long devant la fente d'admission;

3° Une lampe à modérateur ou bien une lampe à pétrole à bec annulaire;

4® Une lampe de Drummond ou un bec Auer;

S'» Une lampe aérhydrique Bourbouze et Wiesnegg;

6° Un régulateur Duboscq;

7*» Le Soleil.

La lampe Bourbouze doit être préférée dans les laboratoires d'enseignement : elle se compose d'une sorte de dé en tissu de platine, à mailles serrées, que l'on porte à une vive incandescence à l'aide d'une flamme de gaz alimentée par un jet d'air comprimé fourni par une trompe hydraulique de Sainte- Claire Deville ou de Damoiseau : le courant d'air doit avoir une pression d'au plus o'^'jaoo de mercure. Le maximum d'éclat el de chaleur de cette source correspond toujours à son minimum de sonorité : à ce moment, la combustion parait avoir lieu dans le cylindre seul. Les trompes exigent une pression de io°* d'eau environ, pour qu'on puisse régler le débit d'air d'une manière bien constante. Pour comparer les températures successives de ce foyer, M. Aymonnet place ào°',65 un actinomètre thermo-électrique; ses indications

XV' M. -- SPEGTROSGOPIE CALORIFIQUE. 7I

doivent rester invariables pendant le cours des expériences.

Desains se servait d*une lentille dont la distance focale est de o™,i5o; il la plaçait à o", 280 de la source pour former une image nette à environ o'^'jSoo. Un prisme équîangle était disposé tout contre cette lentille, à la déviation minimum du rouge sombre.

Quand on opère sur les rayons solaires, on peut employer sans grand inconvénient une lentille et un prisme de flint; mais il est préférable que la substance dispersive soit du sulfure de carbone, de la sylvine ou du sel gemme. Pour les sources peu intenses, il est absolument nécessaire que tout l'appareil réfringent soit de sel gemme ou de sylvine.

Il convient que la partie obscure du spectre aiFaïi moins o"»,oi5 à o™,o2o de long.

Dans ces conditions, les raies de Fraunhofer s'observent très bien dans la région lumineuse, pourvu toutefois que les surfaces réfringentes soient nettes : à cet égard, les lentilles et les prismes de flint sont d'un usage très commode, qui peut compenser en certains cas rihconvénicnt qu'ils présentent de diminuer l'intensité des effets et surtout de ne pas former de spectre normal.

Dans le procédé Becquerel, on emploie deux faisceaux parallèles : le premier donne, à l'aide d'une lentille et d'un prisme, un spectre pur, qu'on étale sur une matière phosphorescente, particulièrement sur" la blende hexagonale de M. Sidot; le second faisceau sert uniquement à impressionner cette matière par ses radiations ultra-violettes.

Manuel opératoire.

1° Les appareils étant installés, l'opérateur explorera le chao^ du spectre en faisant avancer la pile linéaire et en relevant les positions successives du chariot ou de l'alidade mobile. Il est préférable ici d'observer les déviations définitives de l'aiguille du rhéomètre plutôt que les arcs de première impulsion, contrairement à ce qui se pratique généralement dans les mesures de chaleur rayonnante.

2*» On construit la courbe des intensités calorifiques.

Quand on recourt h la méthode Becquerel, on projette les

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deux spectres dont il a été question sur un écran impressionnable, recouvert de sulfure phosphorescent. On n'interpose pas de lentille sur le chemin du faisceau d'excitation, car il n'y a pas lieu de soigner sa mise au point; par la même raison, on donne une largeur assez grande à l'ouverture du volet par laquelle on fait passer ce faisceau, et l'on place sur son trajet une lame de verre bleue au cobalt. On élimine de la sorte la partie inutile du spectre et l'observation est facilitée. L'expérience ne réussit très bien que pour une intensité déterminée de la lumière excitatrice : il faut une certaine pratique pour acquérir le tour de main nécessaire à sa parfaite réalisation.

Résultats.

Le spectre solaire présente dans sa région obscure trois minimum d'intensité nettement accusés et, par conséquent, quatre maximum successifs.

Leur position dépend de la disposition et de la nature des appareils réfringents employés, mais on observe une très faible différence entre le flintet le sel gemme. Les variations qui ont été signalées sont tributaires de l'heure et de l'époque des observations et elles paraissent tenir surtout à l'action absorbante de l'atmosphère, dont la composition et l'épaisseur ne sont pas constantes : de 9^ du matin à midi. Desains a constaté des déplacements de 8' dans la position des minimum. Ldifig. 24 représente le spectre observé par M. Lamanski, le 11 septembre 1871, entre lo*» et iîi*»5o", avec une lentille et un prisme de sel gemme; j'ai porté en abscisse les pas de la vis micrométrique (le pas =o°*">,469) et en ordonnée les indications du thermomultiplicateur (*).

L'aire de la courbe représentant l'intensité de la chaleur obscure est environ les \ de l'aire totale.

Dans le spectre des sources artificielles, le maximum est d'autant plus rapproché de la partie la moins réfrangible que la température de la source est plus basse; ainsi le point le

(*) Lamanski, Annales de Poggendorff^ GXLVI, p. 30o (1872); DESARfS, Journal de Physique, t. I, p. 335 (1872); — AymonNBT, Compter rendus de l'Académie des Sciences^ 3o décembre 1895.

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plus chaud du spectre de la lampe Bourbouze est à i<*i5' du rouge vif, alors qu'avec le même appareil réfringent, disposé identiquement, il était à 5i' dans le spectre solaire (Desains).

Fig. 24.

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Jlu/l

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Le spectre normal de la chaux incandescente n'offre pas de minimum successifs ; mais si, avant de disperser les rayons de cette source par un prisme de sel gemme, on les fait passer à travers une auge de verre de o"»,oio d'épaisseur, pleine soit d'eau pure, soit d'une solution de sulfate de didyme, on trouve des bandes d'absorption aussi nettement accusées que les minimum du spectre solaire.

La chaleur lumineuse émanée d'un fil de platine incandescent est une portion insignifiante de la chaleur obscure; dans la radiation de l'arc vollaïque, la chaleur lumineuse est environ le sixième de la chaleur obscure; cette proportion est donc croissante avec l'intensité de la source.

Isolons dans des spectres bien purs des faisceaux formés de rayons dont les déviations à travers un même prisme soient identiques entre elles; ces faisceaux seront très inégalement transmis à travers un même absorbant s'ils proviennent de sources différentes. Ainsi les f| des radiations obscures émises par le platine sont absorbés par une couche d'eau de

o™,oo2 d'épaisseur, tandis que P. Desains n*a pu trouver de rayons solaires complèlement dépourvus de transmissibilité à travers l'eau.

Toutes ces expériences peuvent être répétées sans difficulté et avec le plus grand profit pour les élèves.

Ils s'intéresseront davantage encore aux expériences de M. Becquerel, qui forment une image négative du spectre infra-rouge et permettent de reconnaître sans peine l'existence des bandes froides et de repérer leur position.

La fig. 25 présente en noir les bandes du spectre calori-

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Fig. 25.

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fique obscur : A*' correspond à une longueur d'onde moyenne égale à 1260 millionièmes de millimètre ; pour A', ). =r 84o et pour A, )v = 761,5.