IV

AXALTSB SPECTRAXS OE ImA IiUMliaiS

Qu'est-ce que la lumière?

A côté de ce grand mot Lumière^ comme à côté des expressions qui représentent pour nous les lois générales et les phénomènes permanents de la nature, il y a certain point d'interrogation que nul esprit humain n'a pu efiFacer encore. Puisqu'il faut le dire, avouonsle candidement, la tendance instinctive de notre esprit nous porte à vouloir expliquer tout et à inventer l'explication quand elle nous manque. Lorsqu'elle nous fait défaut, nous nous payons d'un mot qui la remplace; ce mot ne signifierait-il rien par lui-môme, peu nous importe : il nous le faut. La mécanique céleste montrant qu'une force agit constamment entre les astres et les gouverne dans l'espace suivant certaines lois, nous avons appelé cette force attraction^ c'est-à-dire que nous avons exprimé par un mot l'apparence que cette forme revêt pour nos esprits, mais il est clair que ce mot ne renferme pas plus d'explication que s'il n'existait pas. De même, voit-on se produire les phénomènes de la lumière, de la chaleur, de l'électricité? Aussitôt voici des fluides inventés pour l'explication desdits phénomènes, entités qui, sans contredit, expliquent tout, puisqu'en les créant par les besoins qu'on en a, on leur donne toutes les propriétés nécessaires pour satisfaire à ces besoins. Si Ton avait soin de tou-

LA LUMIÈHB. l47

jours aroir devant l'esprit la valeur purement provisoire des hypothèses, et de ne pas à la longue prendre des mots pour des réalités, on ne courrait pas risque de se fausser l'idée sur bien des choses. Uhypothèse ne doit être qu'un auxiliaire destiné à rendre compte des faits, et soumis lui-même à recevoir plus tard la justification ou le discrédit qui pourra résulter d'une eipérimentation ultérieure.

Il était nécessaire de faire ces réflexions en ouvrant notre sujet, afin d'établir tout d'abord que la définition suivante, la plus généralement admise : a la lumière est un mouvement ondulatoire excité au sein des corps lumineux et transmis par un milieu appelé éther, » D'est qu'une manière d'exprimer la cause possible des phénomènes optiques, et que cette hypothèse, malgré ^ facilité avec laquelle elle se plie à l'explication des ^its, n'est cependant qu'une théorie peut-être superficielle et incomplète et qui ne sert qu'à couvrir les apparences. « La lumière, dit Arago, est ce quelque f^*e, matière ou mouvement , qui nous fait voir les ^^Qt8 extérieurs. » Cette définition rappelle celle de 1^ grâce par Voltaire : a La • grâce, disait celui-ci , a feçu bien des définitions, suivant qu'elle est suffisante, actuelle, personnelle, etc.; mais la meilleure est celle du jésuite Bouhours, qui disait que c'est un Je ne sais 7uo/ dont il plaît à Dieu de nous favoriser. »

Nous admettons maintenant sans autre difficulté la théorie des ondulations. Pour donner un exemple de la iQanière dont la lumière se propage, nous rappellerons les ondulations qui se succèdent dans l'air lorsqu'une lame de métal fixée par un de ses bouts et mise en vi-

l48 DKRNIEB8 TftATÂin 1» t'ASTROIfOMIK. J

bration ébranle les molécules d*air qui Fenvironna Les ondes qui se propagent sphériquement dans n dont se rapprochent celles qui se propagent à la si face d'une nappe d'eau dans laquelle on jette une piei produisent à nos oreilles la sensation du son lorsqu'à! frappent notre tympan. Celles qui transmettent la mière sont incomparablement plus rapides : elles p courent 77,000 lieues par seconde. Ainsi, un bol qui marcherait avec la vitesse du son, laquelle ne< fère pas beaucoup de celle du boulet à sa sortie 1 canon, emploierait quinze ans à nous venir du Soft tandis que la lumière de cet astre nous arrive en 8 1 nutes i3 secondes. 1

La lumière se propage toujours en ligne droite^i les vibrations lumineuses dont nous venons de pad sont en même temps calorifiques ; nous verrons M tôt qu'il y a des vibrations calorifiques invisibles, dfl on analyse chimiquement l'intensité, mais qui n'agi sent plus sur les nerfs de notre œil. Les vibrations i la lumière se distinguent les unes des autres svàm qu'elles se rapportent à des couleurs plus ou mdà vives ; elles n'ont pas le même degré de vitesse, et ei différences suivent une décroissance à partir de cef tains points du spectre^ dont nous allons parler, jo9 qu'aux limites de la visibilité, nous pourrions prea que dire, sans métaphore , jusqu'aux couleurs inviâ

blés.

Le Spectre, mot terrible dont le suaire cache m charmant fantôme, et que nous allons découvrir poa contempler en lui la source brillante du monde de couleurs. Supposons-nous par une belle journée i

LA LUMliSBB. l49

soleil, enfermég dans une chambre bien close (la supposition n'est pas naturelle, mais elle est indispensable) ; nos volets sont fermés et le plus petit rayon de soleil ne saurait pénétrer. Si dans le volet d'une fenêtre exposée au soleil nous pratiquons une petite ouverture circulaire^ un rayon de lumière entrera immédiatement par cette petite ouverture, et nous le verrons dessiner sa route dans Tair en ligne droite, pour çeu qu'il y ait dans notre chambre des corpuscules de poussière flottante. Si nul obstacle ne l'arrête, ce rayon viendra s'abattre sur le mur opposé à la fenôtre ou sur le plancher, y dessinant un petit cercle blanc. Mais si à une certaine distance de l'ouverture du volet nous plaçons sur le trajet du faisceau lumineux un prisme de verre, la lumière sera réfractée par ce prisme, se ôècompOisera, et en la recevant sur un écran on aura, au lieu d'un cercle blanc, une image oblongue vivement colorée des nuances de l'arc-en-ciel. Cette dispersion de la lumière est visible dès sa sortie du prisme ; le faisceau divergent se compose en réalité d'une infinité de teintes, mais on en distingue principalement sept disposées dans l'ordre indiqué par ce vers alexandrin si connu :

Violet, indigo, bleu, Tert, jaune, orangé, rouge.

Tel est> dans toute sa simplicité, le Spectre solaire^ trouvé par Newton, l'un des fondateurs de l'optique moderne. Les sept couleurs n'occupent pas toutes la même étendue ; c'est le violet qui est le plus large et Torangé qui l'est le moins. Chacune des nuances est ample et inaltérable; c'est une individualité isolée ve-

l5o DERNIERS TRATAUX DE L'ASTRONOMIB.

nant prendre sa place en un Heu précis. On le démontra en faisant passer chacune isolément à travers un se^ eond prisme : elle ne subit aucune décomposition et reste identiquement la même.

La cause de la décomposition de la lumière blanche à travers un prisme est due à Vinégale réfrangibiliu des rayons lumineux. Les rayons rouges sont moînj réfrangibles que les jaunes, ceux-ci moins que les bleus, ceux-ci moins que les violets : de là résulte l'inégaU déviation qui d'un seul faisceau forme une banderole de couleurs. On se représentera facilement en quoi consiste cette réfrangibilité ou cette réfraction des rayons lumineux passant par une masse de verre, si Ton songe que ces rayons sont toujours détournés de leur marche en ligne droite lorsqu'ils passent d'un certain milieu dans un milieu d'une densité différente. Chacun a pu remarquer qu'un bâton plongé dans Teau parait dévié au niveau du liquide et s'incline en coude sous la surface. Cest ce qui arrive pour le rayon lumineux qui passe à travers un prisme.

Nous avons dit en commençant que les sensations de lumière ont pour cause les vibrations extrêmement rapides du milieu éthéré ; or chaque couleur a ses vibrations particulières, tant au point de vue de la longueur de ces vibrations qu'au point de vue de leur rapidité. Ainsi, par exemple, les rayons rouges ont des longueurs d'ondulations égales à 5oo millionièmes de millimètre, et donnent 6ao milliards de vibrations par seconde; le bleu correspond à 65o milliards de vibrations par seconde et à 470 millionièmes de millimètre par ses ondes. La longueur des ondes pour les rayons

LE SPBGTRV. l5l

chimiques ultra- violets ne mesure plus que 3oo millionièmes de millimètre (répaisseur d'un cheveu fin en cacberait encore plus de 3oo); les mêmes rayons donœnt 900 milliards, ci : 900 000 000 000 de vibrations dans l'espace d'une seconde, on dirait presque en un din d'œiL

De la décomposition delà lumière par le prisme, Newton inféra que la lumière blanche de notre soleil est composée de toutes les nuances possibles réunies dans un certain rapport. Cette déduction résulte aussi de Texpénmentation directe. Si à l'aide d'une lentille on réunit les <Iiver8es nuances du spectre, on reconstitue un cercle blanc ; si l'on tourne rapidement un disque sur lequel sont peintes les sept couleurs du prisme, le disque pa- Tatlra blanc. Le groupe de deux couleurs nommées pour cela complémentaires reproduit aussi le blanc primitif : ainsi le rouge et le vert, l'orangé et le bleu, le jaune et le violet; mais sur la palette le mélange de ces couleurs ne saurait produire le blanc, attendu que ce mélange donne lieu à un nouvel agencement moléc^ire qui modifie entièrement les phénomènes optiques des couleurs simples.

En réalité, les sept couleurs indiquées plus haut sont autant de types fondamentaux dont les autres iiuances se rapprochent plus ou moins ; mais ce ne sont V^ les seules nuances existantes, car le nombre des nuances de la lumière parait infini, et dans le spectre inême elles se fondent Tune dans l'autre par une harmonieuse transition. Si même on a distingué l'indigo entre le bleu et le violet, ce n'est point là, à vrai dire, nn type, mais bien plutôt une création des amateurs

l5a DERNIERS TRAVAUX DE L ASTRONOMIE,

d'analogies qui voulaient retrouver partout le dîvia nombre VII.

Nous avons vu que les vibrations les plus longues et les plus lentes ont lieu au-delà du rouge extrême ; c'est la région de la chaleur obscure. On reconnaît à l'aide des thermomètres que le maximum de chaleur des rayons solaires se trouve dans cette partie du spectre. Les vibrations les moins rapides sont donc celles qui agissent le plus facilement sur les corps et les échauffent. Les vibrations moyennes sont celles qui excitent le plus vivement le sens de la vue, comme on lé reconnaît par la portion jaune du spectre, qui est la plus brillante et à partir de laquelle Tintensité décroît des deux côtés. Les vibrations enfin qui sont les plus rapides et les plus courtes n'agissent plus que chimiquement, sur des corps inorganiques, ou même organiques, préparés à les recevoir.— On voit que les forces lumineuses, calorifiques, chimiques contenues dans un rayon solaire sont déployées en front de bataille dans le spectre, suivant la valeur réciproque de leur position dans les ailes ou au centre. Nous allons reconnaître maintenant, dans cette môme ligne stratégique, des forces nouvelles non moins remarquables.

Frauenhofer, opticien bavarois, étudiait avec soin le spectre solaire et cherchait à découvrir en lui quelques points fixes qui fussent indépendants de la nature des prismes, et qui pussent être regardés comme points de repère auxquels on pourrait rapporter les zones et les couleurs du spectre, lorsqu'il s*apercut qu'en donnant au prisme certaine position spéciale , on voyait brusquement apparaître dans l'image spectrale des raies

LB SPEGTMB. l53

ùbscures coupant transversalement la banderole aux sept couleurs. C'était vers i8i5. Or en i8oa, — coï'n* cidence assez fréquente dans l'histoire des sciences, -* Wollaston avait fait, de son côté, la même découverte. Ces deux savants s'occupaient, chacun pour leur part, d'une étude nouvelle qui plus tard devait créer une nouvelle branche de la science : celle de la chimie

Frauenhofer chercha tout d*abord si la production et la disposition de ces raies était due à quelque loi, et itô trouva rien. Il eut alors l'idée de choisir parmi ces stries nombreuses qui divisaient le spectre les lignes les plus visibles et les plus nettes, aBn de les prendre pour point de départ des recherches qu'il se proposait de faire dans ce nouveau genre d'études. Il prit les huit principales et les désigna par les huit premières lettres de Falphabet ; elles sont distribuées comme il suit : la première à la limite du rouge, la deuxième au milieu de cette couleur, la troisièmç auprès de l'orangé, la ^atrième à la fin de cette nuance, la cinquième dans le vert, la sixième dans le bleu, la septième dans l'indigo, la huitième à la fin du violet. Ce sont là les lignes noires principales que l'on distingue dans le spectre ; quant au nombre total de ces lignes, il parait prodigieux; Frauenhofer en avait déjà compté 600 avec une lunette grossissante; plus tard, sir David Brewster porta ce nombre à aooo ; aujourd'hui, nous en comptons 3ooo et plus.

Chacun peut se rendre compte de l'existence de ces stries; mais il faut pour cela s'entourer de grandes précautions. Voici un moyen facile : recevoir sur un

l54 DERNIERS TRÀVAITX DE l'ASTRONOHIE

miroir les rayons du soleil et les renvoyer dans une pièce obscure au moyen d'une fente large de i millimètre ; à 3 mètres de la fente , placer son prisme transversalement et le faire tourner jusqu'à ce que les stries apparaissent nettement dans le prisme. Comme pour les lentilles, chacun ici a son point particulier de vision. Il est bon de remarquer que pour apercevoir les raies du violet il faut un jour excellent et rapprocher Pœil du sommet du prisme, tandis que pour les lignes situées dans les autres couleurs, un jour moins vif est préférable, et Ton doit regarder de plus bas. Ce sont là des détails que Ton remarque dès le commencement dé la pratique.

On conçoit que cette méthode fort simple mais peu minutieuse n'est pas la méthode employée dans les recherches scientifiques. Wollaston, cependant, se borna d'abord à observer directement le spectre de la source lumineuse en plaçant convenablement l'œil près du prisme lui-même. Frauenbofer compliqua cette disposition en armant l'œil d'une lunette située derrière le prisme et dirigée sur l'image prismatique ; en grossissant ainsi les détails du spectre^ il lui fut possible de pousser plus loin ses rechercheSt De plus, la lumière émise par la source était transmise au prisme au travers d'un tube garni d'une lentille.

Ces raies du spectre solaire sont constantes et invariables toutes les fois que le spectre qu'on étudie est celui d'une lumière émanée du Soleil, quelle que soit d'ailleurs cette lumière. On les retrouve dans la lumière du jour, dans celle des nuages et dans l'éclat réfléchi par les montagnes, les édifices et tous lés objets ter-

ANALYSE SPECTRALB DH AfflBBS. l55

iBStres. On les retrouve de même dans la lumière de la Lune et dans celle des planètes, corps célestes qui, comffle on sait, ne brillent que par la lumière qu*ils reçoivent du Soleil et qu'ils réfléchissent dans Tespace.

Signalons en passant, et pour ne pas laisser de lacune, qu'il y a dans le spectre d'autres raies qui dépendent de causes locales dans l'établissement du prisme, ou de causes terrestres, comme l'état de Tatmosphère, les saisons et les diverses heures du jour, Ifô orages, etc., et que ces raies inconstantes et passagères, bien déterminées et nommées raies atmosphériques on telluriques, n'affectent en rien la nature des lignes fflgnalées plus haut.

Que les spectres des planètes soient au fond semblables au spectre du Soleil, c'est ce que Fon pouvait prévoir, puisque leur lumière n'est autre que celle du Soleil lui-même revenant sur ses pas. Par contre, on pouvait penser que très-probablement les spectres des étoiles différeraient du précédent, attendu que là lumière de ces soleils lointains est complètement indépendante de celle de notre astre du jour. C'est effectivement ce que l'on a constaté. Chacune des étoiles présente, dans son image irisée, un nombre particulier de raies, distribuées suivant un ordre particulier. Pour en citer quelques exemples, le spectre de Sirius ne présente pas de raies dans le jaune et l'orangé, mais deux dans le bleu et une très-marquée dans le vert : aucune de ces trois lignes n'a son analogue dans le Soleil. Le spectre de Castor ne diffère pas essentiellement de celui de Sirius. On a de même étudié les images spectrales

l56 DEBiaBBS TRAVAUX DB l'ASTRONOMIB.

de Pollux, de la Chèvre, de Procyon, etc. Mais voiâ en quoi consiste réellement la valeur analytique de ces déterminations.

Deux physiciens de l'université d*HeideIbei^ , MM. Kirchhoff et Bunsen, avaient reconnu par Texpé* rience la vérité du principe suivant : Le spectre de toute source lumineuse artificielle présente dans la dis tribution de ses raies (brillantes et obscures) un ordre invariable, offrant un caractère précis pour distinguer cette source d'avec toute autre. Dès lors ils firent passer à rétat d*ignition un certain nombre de substances destinées à être chimiquement comparées , et comparèrent leurs spectres. Une nouvelle loi chimique se révèle d'elle-même : Tout élément mis en suspension dans une flamme coordonne les raies de son spectre suivant une distribution qui lui est propre.

Quelle que soit la ténuité du corps chimique que Ton analyse, ne serait-ce qu'un fragment invisible et impondérable, le foyer prismatique en révèle Texistence. Soit un milligramme de soude, un milligramme, c'est fort peu de chose ; partageons ce milligramme en un million de parties : ce millionième de milligramme, dont la pensée même ne saurait entrevoir la ténuité» fera preuve d'existence en peignant, par l'arrangement des lignes lumineuses, la figure qui lui appartient.

Mais non-seulement l'image d'un corps isolé se fait reconnaître sans difficulté, ce corps entrerait-il dans une combinaison, à un titre presque insignifiant, oo peut parvenir à démêler les spectres des différents corps, spectres rassemblés mais non confondus, et reconstruire physiquement la présence et la quantité do

ANÀLTSB GHIHIQUB DBS ÉTOILBS. iSj

chacQn des Bels tenus en suspension dans le mélange. L'analyse spectrale révèle des traces d'une substance donnée là où tous les autres procédés de la chimie sont impuissants. Elle a déjà conduit à la découverte d*élé* ments inconnus, restés inaperçus jusqu'à ce que Ton eût en main cette nouvelle science : tels sont les métaux césium, rubidium et thaliium.

Du jour où rinspection de l'image spectrale d'une source lumineuse quelconque put révéler à l'observateur la présence des éléments en ignition dans cette Bource, la première question de la chimie céleste était résolue, et le domaine de cette nouvelle science nous était ouvert. Quelle est la cause des raies du spectre solaire? C'est la question que Frauenhofer s'était posée mais n'avait pu résoudre, et qui, d'après les travaux de MM. Balfour-Stewart , Foucault, Miller, Huggins et Kirchhoff, se trouvait posséder ses principaux éléments de solution. C'est à ce dernier observateur surtout que l'on doit les recherches fondamentales sur la constitution du Soleil d'après l'analyse de son spectre.

Nous n'entrerons pas dans les détails techniques relatifs aux différentes catégories de raies spectrales, et &nx procédés employés pour reconnaître qu'en certains cas des raies de catégories différentes ne sont que les mêmes lignes interverties ; mais nous dirons que par la comparaison attentive et minutieuse des spectres de tous les métaux avec le spectre solaire, M. Kirchhoff parvint à déterminer les substances qui se trouvent dans cet astre et celles qui lui font défaut. Il fut ainsi constaté et démontré que le Soleil renferme le fer, la magnésie, la soude, la potasse, la chaux, le chrome,

l58 DBBHIUS TRAVAUX DB l'ASTRONOXIB.

iams qu*il ne renferme pas d'or, d'argent, de cuivre, da zinc, de plomb ni d*antimoine.

Nous avons déjà vu (t. I) quels résultats Tanalysa spectrale a apportés dans la connaissance de la constitutioD physique du Soleil et dans la théorie de sa na* ture. Nous avons maintenant à nous entretenir de travaux plus récents qui ont eu pour objet les autres corps célestes, planètes, étoiles, nébuleuses.

Cest en Angleterre que ces observations délicates ont commencé. Voici en quels termes le D' Phipson, de Londres, les annonça le i^ octobre 1864 :

< MM. Miller et Buggins s'occupent depuis quelque temps de la détermination des spectres des planètes et des étoiles. On sait que le docteur Miller a déjà publié plusieurs mémoires intéressants sur les spectres des corps, mémoires qui datent de Tannée 1 835 environ. Pour obtenir le» spectres des planètes, les auteurs ont essayé de les comparer avec celui du Soleil ; cette méthode ayant été trouvée trop difficile, on s'est contenté de comparer le spectre d'une planète quelconque à celui de la lumière du ciel. On voulait ainsi déterminer si la lumière du Soleil, après avoir été réfléchie à la surface planétaire et après avoir passé nécessairement à travers l'atmosphère de cette planète, donnerait dans le spectroscope quelques-unes de ces lignes d'absorption qui se font remarquer dans le spectre solaire lorsque la lumière a passé à travers une certaine épaisseur de notre atmosphère terrestre. On a trouvé que tel est en effet le cas, et que l'atmosphère de Jupiter donne lieu à une certaine ligne d'absorption d'une manière beaucoup plus marquée que ne le fait l'atmosphère de

ANALYSE GHIMIQUK DES MOIVDES. iSg

notre Terre; tandis que la couleur de la lumière de Mars est également due à une absorption exercée par (pœlque chose dans la planète et dans son atmosphère. On a trouvé aussi des effets d'absorption dans les spectres de certaines étoiles doubles diversement colorées. Enfin M. Huggins seul a porté son observation sur te spectre des nébuleuses planétaires. Contrairement à ce qu'on avait supposé, ces nébuleuses donnent un spectre assez distinct et fort curieux : Ce spectre ri est pas continu comme s*il était produit par des corps solides^ mais il présente seulement quelques raies brillantes, telles que nous en obsersfons dans les gaz fortement échai'ffés. — Ces lignes brillantes sont en fort petit nombre, et une nébuleuse particulière ne s'est mon» trée composée que dhydrogène et dazote. — Ce mémoire n'a été présenté à rAssociàtion britannique qu'en résumé; le travail complet doit paraître dans les Transactions philosophiques. — Il paraît que les auteurs ont été portés à faire leurs observations sur les planètes après avoir lu Touvragede M. Flammarion, notre collaborateur au Cosmos^ sur la Pluralité des mondes habités^ et qu'ils ont l'intention de les continuer au moyen d'appareils perfectionnés. Le mémoire présenté par ces savants physiciens à FAs^ sociation britannique pour l'avancement des sciences offre un intérêt remarquable, tant en ce qui concerne les planètes qu'en ce qui a rapport aux nébuleui Les résultats obtenus peuvent être divisés en troîî classes : les spectres des planètes, ceux des' étoiles doubles et ceux des nébuleuses.

«Le télescope qui servit aux recherches sur les spec-

l6o DBANIBM TEAVAUX DB L'aSTBONOMIS.

ires planétaires a huit pouces de diamètre et dix pi de distance focale. Au moyen d'une lentille cyi drique, on a transformé le point lumineux donné la planète en une petite ligne mince qui , à son se résolut en une image spectrale, en passant à ira^ un prisme. Chacun sait que, dans les cas ordii on peut facilement superposer deux images specti et les comparer entre elles, lorsqu'elles se trouve^ ainsi Tune sur Fautre ; mais lorsqu'il s'agit de con^ rer au spectre solaire le spectre d'une planète, cek devient plus difficile, attendu que ce dernier ne peil être analysé que pendant la nuit, et le premier pendaat le jour. Les observateurs tranchèrent la difficulté ai prenant un spectre intermédiaire : celui de la lumièn atmosphérique après le coucher du soleil et en hn comparant le spectre de la planète dès sa première visibilité au déclin du jour. »

C'est par ce moyen que Ton put comparer les Ugsm du spectre donné par Jupiter aux lignes de Frauenhofer. D'après les observations antérieures, on avait généralement admis, et l'on avait lieu de croire, en effet, que les images spectrales des planètes correspondent avec celles de la Lune et des autres corps illuminés par le Soleil ; mais voici que des expériences plus dédsi^es ont montré dans la constitution et dans la composition de l'atmosphère des planètes de nouvelles lignes indi-

tives de substances étrangères à celles que repré-

inte le spectre solaire. Faut-il admettre de suite qu'il

y ait làV en effet, de nouvelles substances? Il est plus

prudent d'agir avec lenteur et de bien sonder le terrain

ivant de rien décider. En effet, il n'est pas si facile

LA COMPOSinON CHIXIQUB BBS MONDBS. l6l

qu'on pourrait le croire de bien définir le spectre vrai d*une planète. La lumière que nous envoient ces astres provient d'un disque, une partie seulement passe par le spectroscope , et Tirnage est extrêmement faible, tandis que pour une étoile la lumière vient d'un point étincelant et arrive tout entière au foyer.

En comparant au spectre solaire les lignes de ce nouveau spectre de Jupiter, on voit deux lignes nouvelles et remarquables. Uune se trouve à peu près au milieu du chemin, entre les lignes C et D ; elle est beaucoup plus intense dans le spectre de la planète que dans le spectre solaire. L'autre, au-delà de D, est plus faible dans le spectre de Jupiter que dans le spectre de l'atmosphère. Maintenant, il faut remarquer que la lu* mière qui nous vient de Jupiter, quoique originairement semblable à celle que la Terre reçoit, ne peut parvenir à notre œil qu'après avoir passé deux fois par l'atmosphère de Jupiter et une fois par le nôtre, ce qui fait que l'influence d'absorption qui réside dans ces atmosphères doit être considérable. D'un autre côté, la lumière réfléchie par le ciel lorsque le soleil vient de descendre au-dessous de l'horizon, ayant à traverser les couches basses de l'atmosphère, subira nécessairement une absorption plus grande que celle qui nous vient de la planète, celle-ci se trouvant à une certaine hauteur dans le ciel. Il ne faut pas oublier de tenir compte de ces diverses circonstances.

n résulte également de l'inspection du spectre de lupiter que les lignes qui représentent les composés d'oxygène et de nitrogène dénotent de plus grandes proportions de ces substances dans l'atmosphère de

l6l MBMIBB8 TBAYAUX W l'ASTROIKMUB.

Jupiter que dans ratmosphère de la Terre. L'atm sphère de Mars absorbe certaines raies à rextrémitéi bleu de l'image spectrale, et cette absorption offre i caractère particulier ; leur perte n'est pas due sim(J ment à la diminution de la lumière, mais semble pra ver l'eiistence d'un gaz absorptif inconnu à la Ten

Nous avons vu au conmiencement de ce volui qu'il existe un certain nombre d'étoiles doubles dive sèment colorées ; les unes offrent la couleur de T range, d'autres paraissent bleues, d'autres pourpre d'autres' vertes, etc. Il est extrêmement difficile < les examiner l'une à côté de l'autre dans le spe troscope, à cause de leur différence de grandeur et ( lumière. Il arrive aussi que par suite de leur grafi( proximité, l'instrument, exposé à être dérangé, rM facilement l'une ou l'autre de ces étoiles hors à champ de la vision. Malgré ces difficultés, les obseï vateurs ont étudié certaines étoiles doubles. Dans lei nombre, nous citerons a d'Hercule et p du Cygne, o| les lignes spectrales affirment la différence réelle dd couleurs observées.

L'étude des spectres des nébuleuses offre des résultai remarquables, malgré la difficulté qu'il y a à obserrer des spectres aussi faibles. M. Huggins a étudié six nébuleuses planétaires, et un nombre égal de nébuleuses présentant un centre lumineux plus ou moins intense. Dans quelle condition se trouve la matière nébuleuse? Telle est la question qui se renouvelle à l'aspect de ces recherches. Est-ce une substance gazeuse, cosmique, occupant une étendue immense, et lumineuse par ellemême ? estpce au contraire une agglomération de soleils

ANALYSE DE LA LUMliBE DBS NiBULVDBES. l63

loiiitains, que leur distance confond pour nos yeux en «ne masse diffuse? Nous avouons que nous avons toujours penché pour la dernière hypothèse. Cependant nous n'enregistrons pas avec moins d'intérêt les résultats obtenus par les savants observateurs dont nous parlons, quoique ces résultats tendent en faveur de la première. Les observations de M. Huggins semblent, en effet, montrer que dans certaines nébuleuses il n'y a pas de matière solide. Quelques-uns de ces corps enregistrés par Herschel restent uniformes dans leur illuminalion, et quelques-uns du catalogue de lord Rosse ne se laissent pas résoudre davantage. Mais est-ce une raison pour prononcer? Les trois quarts des nébuleuses considérées d'abord comme des nuages cosmiques sont actuellement résolues en amas d'étoiles.

Parmi les nébuleuses analysées, nous citerons 87 H du Dragon. On remarque dans son spectre une ligne très-brillante entre b et F, environ à un tiers de la distance à partir de b, qui correspond à la ligne brillante ÔQ spectre de Tazote, et auprès de F, une autre ligne, celle du baryum. Il y a aussi une autre ligne plus faible, près de F, très-probablement due à l'hydrogène. Ces résultats ne démontrent pas encore, cependant, que ladite nébuleuse ne soit qu'une atmosphère immense, composée de ces divers gaz. Herschel a établi qu'une nébuleuse planétaire moyenne, en supposant sa distance égale à celle de la 6i* du Cygne, remplirait un espace dont le diamètre serait égal à sept fois celui de l'orbite de Neptune. Les savants observateurs n'ont rien trouvé dans la lumière de ces nébuleuses qui inàique, comme dans le cas du Soleil, un globe solide

l64 DBRinERS TRAVAUX DE L*ASTaONOMIE«

lumineux derrière la photosphère brillante, et leur lumière leur a présenté les caractères qui appartiennent à la luminosité des gaz.

La science du ciel sera redevable à MM. Miller et Huggins d'une brillante partie des progrès qu'elle est en voie d'accomplir ; on ne peut qu'admirer la persévérance avec laquelle ces observateurs consciencieux traversent les obstacles, et l'habileté aVec laquelle ils triomphent des difficultés si nombreuses qui entravent la pratique.

Nos lecteurs seront sans doute intéressés à connaître les méthodes d'observations auxquelles nous devons les merveilleux résultats de l'analyse spectrale. Peutêtre, comme tous ceux qui épousent avec ardeur une théorie trop aimée, les savants anglais dont nous exposons ici les travaux ne lui trouvent-ils aucun défaut et comptent-ils avec un peu trop de complaisance sur les résultats qu'elle leur promet ; peut-être Técoutent-ils avec trop peu de liberté et reçoivent-ils avec une confiance prématurée la solution des problèmes qu'elle leur propose. Mais en mettant quelque réserve dans ses jugements, l'observateur peut enregistrer sans crainte les résultats directs de l'étude expérimentale. On peut accepter les faits sans en tirer pour cela des conclusions absolues.

Les observateurs dont nous parlons basent sur les principes suivants leur interprétation des phénomènes observés dans les pectre des corps célestes. Trois ordres sont à distinguer :

i^ Un spectre continu, non coupé par des lignes brillantes ou sombres, indique que la lumière n'a subi

PRINCIPES DE l'aNALTSB SPECTRALE. l65

aucane modification sur son chemin de l'astre à nous. Sa source est un corps opaque, presque certainement à rétat solide ou liquide. Un spectre de ce genre ne donne aucune indication sur la nature chimique de la substance d'où la lumière émane.

a"" Un spectre de lignes brillantes séparées par des espaces sombres nous informe que la source de la lumière est une substance à Tétat gazeux. Par la comparaison des lignes brillantes d'un spectre de ce genre avec les lignes données par des flammes terrestres, on peut découvrir si quelqu'une de ces substances terrestres existe on cette lointaine et inconnue source de lumière. Les spectres d'un grand nombre de nébuleuses appartiennent à cette classe.

3* Un spectre continu , interrompu par des lignes sombres, montre que le rayon lumineux a dû traverser des vapeurs qui l'ont privé de certaines réfrangibilités par un pouvoir d'absorption.

Depuis que Kirchhoff a montré que ces lignes sombres coïncident exactement dans leurs positions avec les lignes brillantes qu'émettent les vapeurs en combustion et lumineuses, la comparaison de ces lignes sombres avec les lignes brillantes des vapeurs terrestres indique si quelques-unes de celles-ci sont présentes dans les vapeurs que la lumière a traversées. Les spectres des étoiles fixes sont de cette classe. Dans le cas de ces corps, les vapeurs qui donnent naissance aux lignes sombres les entourent immédiatement et sont celles des substances de leur surface. La constitution chimique des atmosphères stellaires correspond, au moins en partie, avec celle des étoiles elles-mêmes.

l66 DEBNRES TBÀVAin: DE L'aSTBONOMIB.

Les professeurs ont comparé les spectres des étoiles avec ceux de plusieurs substances terrestres, et ces! comparaisons ont été faites par la méthode de Tobservation simultanée, excellente méthode.

L'appareil est adapté à Toculaire d'une lunette achromatique de 8 pouces d'ouverture. La lunette est montée sur un pied équatoriai, et suit dans son cours l'étoile vers laquelle elle est pointée, par le moyen d'un mouvement d'horlogerie.

Le point lumineux que forme Tétoile au foyer de Fobjectif est allongé dans une seule direction par une lentille cylindrique. La petite ligne de lumière tombe sur une fente étroite, et les rayons divergents sont rendus parallèles par une lentille achromatique. Us sont alors réfractés par deux prismes de flintglass dense, à 60''. On examine le spectre à Taide d'une petite lunette achromatique, qui marche sur une vis micrométrique. Par ce moyen, l'observateur peut mesurer avec une grande précision la position des lignes stellaires relativement à celles du spectre solaire.

On tire les spectres de comparaison de l'étincelle d'une bobine d'induction prise entre des électrodes de divers métaux. Quelquefois on a employé un 61 de platine entouré d'un coton imbibé de la substance requise. La lumière de l'étincelle est réfléchie par un petit miroir mobile sur un prisme réQecteur couvrant la moitié de la fente. Par cet arrangement, le spectre de l'étoile et le spectre du métal de comparaison sont vus en juxtaposition, et la coïncidence ou la position relative d'une ligne sombre dans le spectre stellaire avec une ligne brillaote dans le spectre métallique peut être déter-

CHIMIE ASTBONOmQUB. 167

minée avec une très-grande précision. Ces comparaisons sont d'une grande délicatesse.

Voici le résultat des observations faites sur la lune et sur les planètes.

Certaines régions particulières de la surface de la Lune ont été examinées sous des conditions variées d'illumination. On n'a découvert aucune modification sensible de la lumière solaire qui puisse indiquer rexistence d'une atmosphère lunaire d'une étendue importante. Le mode de disparition du spectre d'une étoile, lorsqu'elle est occultée par la Lune, est négatif, quant à l'existence d'une atmosphère autour de cet astre.

Dans Jupiter^ plusieurs lignes du spectre indiquent une absorption puissante par l'atmosphère de cette planète. Elles furent comparées avec celle de notre atmosphère. L'air de Jupiter renferme quelques-uns des gaz ou des vapeurs constitutives de l'air terrestre ; mais la substance générale n'est pas identique.

Les observations de la planète Saturne sont moins affirmatives, à cause de la faiblesse de sa lumière. Un certain nombre de lignes produites par son atmosphère paraissent identiques avec celles que l'on voit dans l'image spectrale de Jupiter.

Dans Mars^ on ne retrouve plus les lignes caractéristiques des atmosphères de Jupiter et de Saturne* On distingue des groupes de lignes dans la partie bleuo du spectre^ et celle-ci , en causant la prédominance des rayons rouges, peut être la cause de la couleur rouge qui distingue la lumière de cette planète.

Toutes les fortes lignes du spectre solaire sont visibles dans la brillante lumière de Fénus^ mais aucune

l68 DBUfIBBS TRAYAmC 0S L*A8tAOROHIB.

raie additionnelle n'indique une action absorptive d| Tatmosphère de la planète.

Dans le cas général de Texamen des planètes, la Iih mière solaire est probablement réfléchie, non pas del^ surface planétaire, mais des nuages situés à une cei^ taine élévation au-dessus d'elle. En de telles drcoon tances, la lumière ne serait pas soumise à Tactioo absorbante des régions plus basses et plus d^ises di Tatmosphère de la planète, qui sont précisément cellei de notre atmosphère qui produisent le plus formelle* ment les lignes nommées atmosphériques.

Voici maintenant les résultats relatifs à TobservatioD des étoiles fixes.

Puisque les corps sont lumineux par eux-mêmes, nous pouvons espérer d'obtenir par leur analyse pris» matique une meilleure connaissance de leur nature, qu'il ne nous est possible de le faire sur les planètes dont la clarté n'est que la lumière solaire réfléchie.

Qu'est-ce que les étoiles? se demande M. W. Huggins. Rapprochées par les plus grandes puissances de Toptique, elles ne présentent çncore aucun disque apparent ; elles restent au champ du télescope ce qu'elles paraissent à Tœil nu : des points brillants.

Jusqu'en ces derniers temps, notre connaissance à propos des étoiles pouvait être résumée en ces termes: elles brillent, — elles sont immensément éloignées, -^ les mouvements de quelques-uneis d'entre elles moo' trent qu'elles sont constituées d'une substance douée des propriétés de l'attraction mutuelle.

Ce serait une présomption de supposer que les 65 corps simples terrestres constituent la sooune des

CHIHIS ASTRONOMIQUE. 169

matériaux primitifs de l'univers. Sans doute, dans les spectres des étoiles, le chimiste est introduit dans un nombre d'éléments nouveaux. Comment lui serait-il possible de les reconnaître et de les isoler? Quoi qu'il en soit, on a des résultats précis sur certains éléments déterminés.

C'est un fait caractéristique, que les lignes de Fhy* drogène correspondant à c et / du spectre solaire manquent dans les spectres d'à d'Orion et de p de Pégase, et dans ces deux étoiles seulement, sur plus de So étoiles examinées.

p de Pégase renferme le sodium, le magnésium, et peut-être aussi le baryum.

Sirius renferme le sodium, le magnésium, le fer et ÎTiydrogène.

Véga renferme le sodium, le magnésium, le fer.

Pollux renferme le sodium, le magnésium, le fer.

On a mesuré 90 lignes dans le spectre d'Aldébaran^ près de 80 dans celui de a d'Orion et i5 dans celui de p de Pégase. Le diagramme du spectre â*Aldébaran et de a d*Orion ayant été dessiné, on put le comparer aux spectres de divers éléments terrestres. On trouva par cette comparaison qu'il existe, sur Aldébaran, neuf lignes représentant les corps élémentaires suivants: sodium, magnésium, hydrogène, calcium, fer, bismuth, tellure, antimoine et mercure. On trouva de même sur a d'Orion le sodium, le magnésium, le calcium, le fer et le bismuth.

Aucune étoile assez brillante pour donner un spectre n'a été observée dénuée de lignes. Une étoile ne diffère d'une autre que dans le groupement et l'arrangement

des innombrables petites stries dont leurs spectres sont traversés.

Les lignes sombres d'absorption sont plus fortes dans les spectres des étoiles dont la lumière est nuancée de vert ou de rouge. Dans les étoiles blanches, les stries, quoique aussi nombreuses, sont très-fines et trèsfaibles, à Texception de la raie de l'hydrogène, qui est relativement très-forte. Ce fait indique une condition particulière des atmosphères environnant des étoiles blanches, état qui dépend peut-être de leur haute température.

La comparaison des spectres des étoiles différentes de couleur suggère l'opinion que ces couleurs ont leur origine dans la constitution chimique de leurs atmosphères. Puisque la source de la lumière stellaire est une substance solide ou liquide dont, la température est extrêmement élevée, cette lumière doit toujours être blanche à son émission. Il parait exister une grande analogie entre ces sources lumineuses et notre soleil incandescent.

Les savants physiciens ferment ce chapitre en émettant ridée qu'une ^mmunauté de matière existe entre les différentes parties de l'univers. On sait que notre doctrine de l'habitabilité des astres les a déjà préoccupés dans leurs recherches laborieuses. Nous les en remercions de nouveau. « 11 est remarquable, disent-ils en terminant, que les éléments les plus répandus dans Tarmée des étoiles sont les mêmes que ceux dont les organismes vivants sont constitués sur notre globe. Ne doit- on pas regarder les étoiles les plus brillantes comme des soleils, centres de systèmes de

NATDBB DES NÉBULBUSKS. I7I

moudra peuplés, comme le nôtre, d'êtres vivants. »

Il y aurait du reste beaucoup à dire et longuement à discuter sur les éléments de Tunivers.

Nous venons de voir à quel point les professeurs Huggins et Miller ont conduit leurs recherches en analyse spectrale, quel instrument et quelle méthode ils ont employés, et quelles vues leur ont suggérées ces longs travaux relativement à Tunité de la matière. Après les avoir interrogés sur les planètes de notre système et sur les étoiles fixes, nous continuerons ici la question des nébuleuses^ déjà soulevée quelques pages plus haut; ces agglomérations lointaines et mystérieuses n*ont pu échapper à leur regard. Mais ici, plus que jamais, il faut mettre une grande prudence dans ses conclusions et se défier souverainement des apparences.

Outre les étoiles, les cieux sont parsemés de taches nuageuses faiblement lumineuses, et qui présentent souvent des formes étranges et fantastiques. On connaît environ cinq à six mille de ces nébuleuses. Quelle est la nature de ces objets singuliers? Sont-ils de vastes et riches foyers de soleils rassemblés en une seule masse par suite de Timmense éloignement qui nous en sépare? Sont-ils les masses chaotiques de la substance primordiale de Tunivers? Le télescope seul essayait de nous offrir la solution de ces mystères ; l'analyse prismatique de ces pâles créations paraissait sans espérance.

M. Huggins dirigea Fappareil que nous avons décrit sur une nébuleuse assez petite, mais relativement brillante (3; H. iv.). Quelle ne fut pas sa surprise d'observer

qu'au lieu d'une bande de lumière colorée, comme a|i parait le spectre d'une étoile, la lumière de cet obja restait concentrée en trois brillantes lignes bleu vi séparées par des intervalles sombres 1 Ce genre spectre lui montra que la source de la lumière él un gaz lumineux. La plus brillante des trois lignes en position dans le spectre vers le milieu du chi entre b et F. Elle était accompagnée d'une ligne pli faible, plus réfrangible qu'elle, et séparée d'elle par espace sombre. La troisième ligne, qui est aussi la phi faible, coïncide avec F et avec la ligne de l'hydrogènft La ligne la plus brillante concourt, en position, avec fi plus brillante des lignes du nitrogène (azote). La ligna intermédiaire, en réfrangibilité , ne correspond avec aucun des éléments qu'on lui a comparés (i).

(1) Nébuleuses dont le spectre indique l'état gaxeux : 37 H. iY. J

73 H. ÎT. ( Troîs lignes

61 H. iv. \ brillantes.

Grande nébuleuse d'Orion. ]