RAIES DU S PE C TR K SOLAIRE

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ANALYSE PAR RÉFRACTION. 13 1

Près de A se trouve, en a, un amas de 8 petites lignes très-fines; B est bien distincte et d’une épaisseur assez considérable ; de B à C il y a 9 raies bien déterminées; C est épaisse et noire comme B; entre C et D il y a 30 raies fines, qui , si on en excepte deux, ne peuvent être vues qu’avec un fort grossissement ou avec des prismes très-dispersifs; la même observation doit être faite entre B et C. D est formée de deux fortes raies séparées par une ligne claire; elle est dans le jaune ou dans la partie la plus lumineuse du spectre ; entre D et E on rencontre environ 84- raies de différente grosseur, E consiste en plusieurs raies , dont celle du milieu est la plus forte ; de E en b il y a à peu près 24 raies; en b on en trouve trois très-fortes, dont deux séparées par une raie fine et claire ; b et E sont dans le vert. L’espace b F renferme àpe.uprès 32 raies; F est très-grosse; elle est dans le commencement du bleu prismatique ; entre F et G on peut compter 185 raies de différente épaisseur. En G se trouve un amas de beaucoup de raies, dont plusieurs sont remarquables par leur grosseur ; de G en H il y a 190 raies. Les deux bandes H qui sont à la limite du violet sont presque égales et formées de plusieurs lignes, dans le milieu desquelles il s’en trouve une très-forte. Après H la couleur du spectre cesse d’être violacée, et prend une teinte grise lavande qui va en diminuant rapidement d’intensité a mesure que l’on s’éloigne de ces bandes; il se trouve dans cette région un très-grand nombre de lignes.

On voit, d’après cela, qu’avec le mode d’observation de Fraünhofer on peut compter au moins G00 raies noires dans l’intervalle des lignes A

et H, qui terminent le rouge et le violet de l’image prismatique colorée.

Fraünhofer, après avoir constaté que ces raies sont indépendantes de la nature et de l’angle des prismes, et qu’elles ne font que de se rapprocher plus ou moins suivant le pouvoir dispersif de ces prismes, en a conclu qu’elles dépendent de la nature de la lumière elle-même, c’est-à-dire des conditions de sa production. Ainsi il montra que les spectres formés par la lumière des planètes et de la lune ont les mêmes raies, lesquelles sont placées aux mêmes intervalles que pour la lumière solaire, conséquence d’une origine commune ; mais qu’il n’en est pas de même de la lumière des étoiles, puisque quelques-uns de ces astres donnent des images prismatiques dont un certain nombre de raies sont les mêmes que celles de la lumière solaire , et dont d’autres sont différentes. Fraünhofer observa aussi que la lumière électrique pouvait donner des raies brillantes.

132 SOURCES DE LUMIÈRE

L’étude des images prismatiques de plusieurs flammes, et dont il va être question plus loin, suivit les recherches de Fraünhofer, et M. Brewster ayant observé que la vapeur d’acide hypoazotique produisait de nombreuses raies dans l’image prismatique , eut l’idée que des effets d’ab-

sorption analogues pouvaient se produire de la part de l’atmosphère terrestre sur certains rayons lumineux solaires et donner naissance à des raies d’une réfrangibilité déterminée. 11 découvrit en effet en 1833 (1) que le spectre solaire présente des bandes obscures nouvelles quand le soleil est près de l’horizon. M. Brewster, dans ses recherches , avait en vue l’explication des raies noires du spectre solaire; on verra dans le chapitre suivant qu’il était réservé à M. Kirchhoff de donner l’explication très-probable de ce phénomène.

M. Brewster (2) en étudiant avec soin les différentes lignes noirçs du spectre solaire, en étendit beaucoup le nombre; on a vu que Fraünhofer en avait compté environ 600 de A à H; il en porta le nombre à près de 2000; il put même aller un peu au delà de A, et indiquer dans cette région quelques lignes noires. M. Kirchhoff (3), en faisant réfracter le faisceau des rayons solaires successivement à travers plusieurs prismes dans les appareils appelés spectroscopes, qui seront décrits plus loin, étendit encore davantage l’image prismatique, surtout dans la partie la plus lumineuse , et put résoudre en lignes très-fines des raies qui jusque-là avaient été considérées comme simples. Il porta à plus de 3000 le nombre de raies différentes contenu dans la partie colorée du spectre solaire.

On comprend qu’en augmentant beaucoup la dispersion de l’image prismatique , si l’intensité lumineuse est suffisante , on doit distinguer des détails qui échappent à l’analyse au moyen d’un simple prisme;

aussi M. Gassiot (4) a-t-il observé qu’au moyen du passage successif de

la lumière à travers II prismes en sulfure de carbone, les deux raies D, qui dans le dessin de Fraünhofer sont très-rapprochées l’une de l’autre, se trouvent assez écartées pour laisser voir 12 raies entre elles deux, et même peut-on en compter encore un plus grand nombre (5).

(1) Transactions philosophiques d'Édimbourg, t. 12, p. 544 et 545, 1833.

(2) Transactions philosophiques anglaises, t. 150, 1860.

(3) Mém. de V Acad, de Berlin , 1861. — Annales de chim. et de physique , 3e série , t. 68, p. 5.

(4) Ann. de chim. et de physique , 4e série, t. 3, p. 507 (1865).

(5) Voir Silliman , Magasine , mars 1866. — Biblioth. univ., nouvelle période, t. 26, p. 137, 1866.

ANALYSE PAR REFRACTION.

On a indiqué les distances relatives des raies par leur position sur des figures comme celles qui sont représentées planche fig. 13. On pourrait, pour un prisme déterminé, évaluerleur écartement angulaire; mais ce n’est pas nécessaire pour l’étude qui nous occupe.

Cependant, afin de donner une idée de cet écartement, je dirai que Fraünhofer a trouvé, par exemple, qu'avec un prisme de flint d’un angle de 60°, et pour la position du minimum de déviation, les distances angulaires ont été :

de B à C

de C à D

de D à E

de E à F

de F à G

de G à H 1° 8' 3", 6.

Ce qui donne environ 4° { pour la longueur totale du spectre visible de A à H. M. Fizeau (1) a observé que les deux raies D dont il a été question plus haut, vues à travers un prisme de même substance, paraissaient être à 17" l’une de l’autre, c’est-à-dire environ à { de minute angulaire.

Le crown. l’eau, dispersent moins la lumière que le flint ordinaire; mais le flint lourd et le sulfure de carbone ont un plus grand pouvoir dispersif; ainsi avec des prismes d’un angle de 60° la longueur totale du spectre visible, qui est angulairement de 4° \ avec le flint ordinaire, devient de 5° ^environ avec le flint lourd et de 8° {avec le sulfure de carbone. Si l’on dispose pjusieurs prismes à la suite les uns des autres, on peut, comme on l’a déjà dit plus haut, augmenter beaucoup l’écartement des raies du spectre.

Une partie des raies noires du spectre solaire, raies que l’on a nommées raies solaires, restent les mêmes quand on analyse toutes les sources lumineuses qui empruntent leur lumière au soleil , telles que les planètes, la lumière diffuse du jour, ainsi que celle des nuages; mais d’autres lignes varient d’intensité suivant les conditions atmosphériques ou même disparaissent quand le soleil est au zénith, et se montrent nombreuses quand il est près de l’horizon; il y en a même que l’on n’observe pas toujours quand l’air est sec.

Ces circonstances ont été signalées par M. Brewster, comme on l’a vu plus haut ; elles ont été étudiées particulièrement par M. Janssen (2), qui a montré que des bandes obscures observées par M. Brewster, quand le soleil était près de l’horizon, pouvaient être résolues en raies fines

(1) Ann. de chim. et de physique, 3e série , t. 66, p. 429 , 1862.

(2) Comptes rendus de VAcad. des sciences , t. 54, p. 1280, 1862), — t. 56, — t. *7> — t. 60, p. 213, 1865.

SOURCES DE LUMIÈRE

et que ces raies fines variaient d’intensité suivant les épaisseurs atmosphériques traversées par les rayons solaires. En outre, MM. Brewsteret Gladstone avaient inutilement recherché en 1860, avec une lumière artificielle placée à distance, les bandes que la couche d’air interposée devait produire; M. Janssen les observa dans la flamme d’un grand bûcher de bois de sapin placé près du lac de Genève h 21 kilomè- . très de distance, tandis que la même flamme, près des appareils, donnait un spectre continu. Il a même pu produire par absorption des bandes et des raies obscures en se servant de. la lumière artificielle du gaz d’éclairage traversant un tube de 37 mètres de longueur rempli de vapeur d’eau à 7 atmosphères de pression (1).

D’après M. Janssen, le groupe A, une partie de B, G et ainsi que deux bandes éntre Cet D, sont dus dans l’atmosphère à la présence de la vapeur d’eau. Au moyen de tubes suffisamment longs, il sera peut-être possible de reconnaître si les gaz oxygène et azote produisent des raies par absorption et quelle est leur part afférente dans la production des raies du spectre solaire. Ces lignes du spectre de la lumière solaire qui sont produites par l’absorption de l’atmosphère, et en partie par la présence de la vapeur d’eau, ont été nommées raies atmosphériques ou telluriques; c’est principalement dans le voisinage de D qu’elles sont manifestes. On a réservé le nom de raies solaires à celles qui sont produites en dehors de notre atmosphère et par l’action solaire elle-même.

Fraünhofer avait observé que les spectres lumineux des étoiles présentent des raies noires dont quelques-unes se retrouvent dans la lumière solaire, mais dont d’autres sont différentes; ainsi le spectre de Sirius donne trois raies noires remarquables, qui n’existent pas dans le spectre solaire, une dans le vert , deux dans le bleu. Il avait compris toute l’importance de cette étude en vue de l’astronomie. Les recherches faites dans cette voie avaient été cependant négligées ; mais depuis plusieurs années elles ont été reprises, et l’on peut citer parmi les observateurs qui s’occupent de cette importante question M. Donati (2) et surtout M. W. Huggins (3), M. Miller ainsi que le pèreSecchi (-4).

(1) Comptes rendus de V Acad, des sciences, t. 63, p. 289, 1866.

(2) Museo tiorentino, vol. 1, séria secunda , 1860. — Annales de chimie et de physique , 3e série, t. 67, p. 247.

(3) Proceding ofthe royal Societ., t. 12, 14 et 15. — Philosoph. transact , 1864 et 1866. — Monthly notices , roy , astr. Societ., t. 25 et 26.

(■ b) Comptes rendus de V Académie des sciences, X. 57, p. 71, — t. 59, p. 182 et 309, — t. 63. p. 364 et 621 (1866).

ANALYSE PAR RÉFRACTION

Pour se rendre compte des'résultats qui vont être indiqués ci-après, il faut remarquer qu’avec les sources lumineuses artificielles , les spectres offrent des images continues ou discontinues suivant les conditions de leur production. Avec les corps solides ou liquides incandescents, les spectres sont en général continus sans solutions de continuité; si la lumière émane au contraire de gaz incandescents, elle donne des raies ou bandes lumineuses interrompues par des parties obscures ; enfin, si la source lumineuse est un noyau incandescent enveloppé de masses gazeuses , l’image est traversée par des lignes obscures ou noires provenant de l’absorption de la lumière dans son trajet au travers de cette atmosphère absorbante.

M. W. Huggins, conjointement avec M. Miller, a observé les spectres des astres au moyen de la réfraction à travers deux prismes de flint, et les positions des raies obscures ou lumineuses de ces images ont été comparées’à celles des bandes lumineuses observées simultanément en faisant passer des étincelles entre des conducteurs métalliques de diverse nature, comme on le verra dans le cinquième livre.

L’étude des images prismatiques de la lune leur a offert la même composition que la lumière solaire, et sans que rien vînt indiquer la présence d’une atmosphère autour de notre satellite. La plupart des planètes n’ont pas offert des différences bien grandes et dignes d’être signalées, à l’exception de Jupiter, dont l’image a présenté une bande correspondant à quelques raies atmosphériques terrestres, ainsi qu’une autre bande obscure qui n’a pas sa correspondante parmi les raies du spectre solaire, et qui semblerait signaler dans l’atmosphère de cette planète la présence de quelque gaz ou vapeur qui n’existe pas dans notre atmosphère.

Les images réfractées des étoiles fixes leur ont appris que ces astres ressemblent au soleil quant au plan de leur constitution, et que leur lumière semble émaner en général d’une matière incandescente entourée de vapeurs absorbantes , mais qu’il existe une grande diversité de composition. Comparant la position des raies de ces images prismatiques avec celles des bandes lumineuses des flammes dans lesquelles se trouvent différents éléments chimiques, et dont il va être question dans le chapitre suivant, et en raisonnant dans cette hypothèse que la coexistence des mêmes raies indique la présence probable des mêmes substances, ils ont reconnu qu’ii part plusieurs exceptions, ceux des éléments terrestres qui sont le plus répandus dans les spectres des étoiles

SOURCES DE LUMIÈRE

sont ceux qui sont essentiels à la vie sur la terre, savoir l’hydrogène , le sodium , le magnésium et le fer.

Parmi les résultats observés par M. Huggins, on peut citer les suivants : (3 de Pégase contient du sodium, du magnésium et probablement du barium; a de la Lyre, Véga, du sodium, du magnésium et du fer; Sirius, du sodium, du magnésium, du 1er et de l’hydrogène; Pollux, du sodium , du magnésium et du fer. Toutes les étoiles soumises à l’analyse prismatique semblent posséder quelques éléments communs au soleil et à la terre , mais probablement dans chaque étoile leur groupement est différent.

a d’Orion et p de Pégase offrent, comme un petit nombre d’étoiles , une particularité digne de remarque : c’est l’absence caractéristique des deux lignes de l’hydrogène , l’une dans le bleu qui correspond à F, l’autre dans le rouge qui se confond avec C. Il n’y aurait donc pas d’eau dans leur atmosphère. *

On a beaucoup d’exemples d’étoiles qui brillent temporairement avec un vif éclat , puis diminuent d’intensité ou même cessent tout à fait d’être visibles ; telle est l’étoile qui brilla tout à coup en mai 4866 dans la Couronne boréale, et après plusieurs jours tomba au-dessous delà 10e grandeur. L’étude prismatique montra un spectre à raies noires , mais contenant quatre raies brillantes qui semblent indiquer qu’une incandescence temporaire , peut-être une combustion subite d’hydrogène , a produit ce curieux phénomène.

Les nébuleuses sont, comme on le sait, les unes résolubles en étoiles dont la distance jusqu’à nous est immense, et les autres formées de matière qui n’est pas suffisamment agglomérée pour constituer des astres. L’analyse prismatique vient à l’appui de cette conjecture, car les images des spectres des nébuleuses non résolubles sont à lignes lumineuses indiquant l’état gazeux des matières qui les constituent. Mais l’étude de ces astres est très-difficile en raison de la faiblesse de leur lumière.

En même temps que M. Huggins s’est livré à ces recherches d’astronomie physique , le père Secchi a étudié de son côté les mêmes questions avec non moins de persévérance.

L’emploi d’un appareil à vision directe analogue à un de ceux qui seront décrits un peu plus loin dans ce livre lui a permis de soumettre à l’analyse prismatique les étoiles jusqu’à la septième grandeur ; aussi le nombre de celles dont il a pu étudier la lumière montet-il déjà à plusieurs centaines. Il a reconnu qu’il y a une certaine

ANALYSE PAR RÉFRACTION

uniformité dans la constitution lumineuse des astres et non pas une très-grande diversité, comme on pouvait s’y attendre. En comparant lés images prismatiques observées, il a vu qu’elles pouvaient se partager en trois groupes ou se rapporter à trois types , et qu’il était fréquent de trouver des étoiles de même type dans la même région du ciel ; cependant, il y a des exceptions.

Le 1er type comprend les étoiles colorées (en jaune ou en rouge) comme a d’Orion , a du Scorpion , <p de Pégase, etc. Ces astres ont un spectre formé de larges bandes. D’après ce que Fon verra plus loin, ils auraient une incandescence moins vive que les autres astres , et seraient entourés d’une atmosphère assez épaisse.

Le 2e type comprend les étoiles blanches faiblement colorées , dont les spectres possèdent des raies noires très-fines et bien arrêtées comme Arcturus, a de la grande Ourse, (3 de l’Aigle, la Chèvre, Procyon, etc. Ces astres se rapprochent du type solaire.

Le 3e type comprend les étoiles blanches et bleues telles que Sirius , Véga, a de l’Aigle. Les spectres de ces astres sont caractérisés par une large bande dans le bleu à la place de la raie F, par une 2e bande dans le violet et parfois par une 3e bande dans le violet extrême, concurremment avec des lignes noires très-fines. La moitié au moins des étoiles visibles appartiennent à ce type.

Quelques astres font exception ; ainsi dans l’étoile y de Cassiopée la ligne F est une ligne brillante; le contraste est remarquable, car en examinant des étoiles voisines dans la même constellation , on trouve que cette ligne est obscure. Si l’on raisonne dans l’hypothèse de M. Kirchhoff, sur la production des raies du spectre, hypothèse dont il sera question plus loin, on voit que la même substance gazeuse (peutêtre l’hydrogène ou la vapeur d’eau) qui dans l’étoile y de Cassiopée, est incandescente et se comporte comme source de lumière, est au contraire répandue autour des astres qui présentent en noir la ligne F, et agit comme substance absorbante.

On comprend tout l’intérêt que présentent ces recherches , et quelle est l’importance pour l’étude de l’astronomie de l’analyse spectrale des différents astres si les moyens d’observation viennent à être perfectionnés et que l’on puisse étudier plus complètement la lumière des nébuleuses , celle des astres qui changent de forme ou d’éclat , enfin celle des différents météores, comme on étudie la lumière des étoiles les plus brillantes.

SOURCES DE LUMIÈRE

§ 2. Spectre ultra-violet.

Le spectre solaire n’est pas limité aux dernières lignes dessinées par Fraünhofer du côté du violet; au-delà se trouvent des rayons très-réfrangibles dont l’action chimique ainsi que l’action de phosphorescence est puissante. On a vu dans le livre Ier, page 31, quelles ont été les premières recherches faites par Ritter et par Wollaston pour constater l’extension du spectre au-delà du violet. En 1840, M. J. Herschell (1) en étudiant l’action du spectre sur des substances chimiquement impressionnables ne put observer s’il existe des espaces inactifs dans le spectre chimique et correspondant aux raies noires du spectre lumineux. Deux ans après (2), je démontrai non-seulement l’existence de raies noires dans les images photographiques, c’est-à-dire l’existence des parties inactives, mais encore l’identité des raies que l’on pouvait voir dans les 'parties lumineuses où des impressions photographiques avaient lieu, avec les raies tracées photographiquement sur les mêmes impressions.

La méthode dont je fis usage consiste à projeter sur un écran un spectre produit par un prisme de flint-glass très-pur et une lentille de 1 mètre de foyer. La lentille est placée immédiatement derrière le prisme, à 2 mètres de la fente par laquelle entrent les rayons solaires; l’écran est situé à 2 mètres environ de la lentille et est disposé pour recevoir les papiers enduits de matières impressionnables, sels d’argent, etc., ou bien les plaques d’argent iodurées. Après une exposition plus ou moins longue, on trouve représentées sur les surfaces impressionnables un très-grand nombre de raies ; elles ont été dessinées sur une planche annexée au mémoire cité ci-contre. En mesurant leurs distances respectives, on reconnaît qu’entre A et H ce sont les mêmes raies que pour les rayons lumineux et identiquement aux mêmes places : seulement, on ne voit dans les images du spectre chimique que les grosses raies et les moyennes, car en général le spectre n’est jamais aussi net que vu à travers une lunette dont on peut déplacer l’oculaire, la position du foyer de l’oculaire, quand on examine différentes parties du spectre , dépendant de la réfrangibilité des rayons actifs. Dans des

(1) Philosoph. transact ., 1840. — Philosoph. magazine , 1840. — Biblioih. univ . de. Genève , t. 26, p. 404.

(2) Bibliothèque univ. de Genève, t. 40, 1842.

ANALYSE PAR RÉFRACTION

recherches faites l’année suivante (3), j’indiquai comment en agrandissant beaucoup le spectre on obtenait les raies très-écartées et comment on pouvait en avoir de très-déliées. On voit, d’après cela, que les mêmes raies existent dans le spectre lumineux et dans le spectre chimique, et que la même cause a déterminé leur production.

Au delà de H, le spectre chimique a une infinité de raies; jusqu’en M à peu près elles sont encore les mêmes que celles du spectre lumineux; au delà les rayons lumineux s’affaiblissent toujours, et on ne peut plus les comparer. La deuxième partie de la planche figure 13 peut servir à suivre la description ci-après indiquée; cette figure représente un spectre plus étendu que celui que j’ai décrit, car il a -été obtenu au moyen d’expériences faites avec des prismes en quartz , comme on le dira plus loin. Les lettres placées au bas de la figure se rapportent aux dénominations que j’ai données; celles placées au-dessus ont été employées par les physiciens dont il sera question plus loin.

Après H on voit un très-grand nombre de raies , et parmi celles-ci une raie I très-large, formée par la réunion d’un certain nombre de raies plus petites. Après elle, en M, viennent quatre raies remarquables par leur netteté ; elles sont égales en grosseur et à peu près à égale distance; la dernière seule est un peu plus éloignée. Au-delà de ces raies, en N, se trouvent quatre autres raies plus fortes que les précédentes, présque égales entre elles, la quatrième un peu plus large que les autres. Il existe en O deux grosses raies à la même distance entre elles que les deux raies H, la première étant un peu plus forte que la seconde. Ensuite viennent d’autres fortes raies, parmi lesquelles on distingue la raie P, qui est très-forte et très-noire; après celle-ci il y en a d’autres, mais à peine distinctes, car avec le flint on est presque à la limite à laquelle s’étend le spectre chimique.

J’ai démontré également que les parties actives du spectre sur les matières phosphorescentes, pour les mêmes régions du spectre, possèdent des raies identiques aux raies lumineuses et aux raies chimiques. Ces recherches m’ont conduit à cette conclusion que les phénomènes lumineux, chimiques et de phosphorescence, et l’on peut ajouter calorifiques, proviennent d’un seul et même agent, dont l’action est modifiée suivant la nature de la matière sensible; la seule différence consiste en ce que chaque effet a lieu entre des limites diverses de réfrangibilité.

(3) Ann. de chim. et de physique , 3e série , t. 9, 1843.

Ainsi c’est le même rayonnement qui produit ces effets, et quand des rayons d’une certaine réfrangibilité viennent à manquer, il se manifeste une raie, c’est-à-dire qu’il y a absence d’action pour toute espèce d’effet qui aurait lieu dans la partie du spectre que l’on considère. C’est pour ce motif qu’il suffit de nommer spectre ultra-viclet la partie de l’image prismatique composée de rayons plus réfrangibles que H.

Depuis ces recherches plusieurs physiciens ont reproduit des images photographiques des raies de la partie ultra-violette sans apporter d’autres modifications à la méthode que j’ai suivie que la substitution d’un prisme et d’une lentille de quartz aux prismes et lentilles de flint; cette substitution leur a seulement permis d’aller plus loin, le quartz étant plus transparent que le verre pour les rayons très-réfrangibles. On peut citer les dessins faits par MM. Draper, Karsten et Miller (1).

M. Muller (2) a reproduit photographiquement différentes parties séparées du spectre et a donné un dessin qui les réunit toutes et qui s’étend assez loin; c’est celui d’après lequel on a dessiné les raies allant jusqu’en R dans la seconde partie de la planche figure 13, et qui depuis H en contient environ 80 bien nettes.

M. Mascart(3), dans un travail sur le spectre solaire ultra-violet et' sur la détermination des longueurs d’onde, s’est servi de prismes en spath d’Islande, et a été plus loin encore que ces physiciens. Son spectre confient 700 raies distinctes depuis H jusqu’en T. Quant aux dénominations des lignes remarquables dans la partie ultra-violette, elles sont indiquées à la partie supér ieure de la 2e partie de la planche 13 : au lieu de la lettre I, que j’avais proposée, on a mis la lettre L pour désigner le

même groupe de lignes ; M reste à la place où je l’ai indiqué ; le groupe que j’avais nommé O a été appelé N, et le groupe P de la figure que j’avais dessinée est désigné par O.

On a vu plus haut que les phénomènes de phosphorescence pouvaient indiquer la présence des raies dans la partie la plus réfrangible du spectre; en 1852, M. Stockes (4), au moyen des effets analogues, mais qui se manifestent avec des substances organiques telles que du papier enduit de sulfate de quinine, et comme on le verra dans le livre VI, montra que l’on pouvait rendre ces raies immédiatement visibles. Le

(1) Transactions philosophiques , 1859 et 1862.

(2) Muller, Lehrburch der physik,J863, tome 1er, planche 4.

(3) Annales scientifiques de l'école normale supérieure, t. 1, 1864.

(4) Ann. de chim. et de physique , 3e série , t. 44.

ANALYSE PAR RÉFRACTION

dessin qu’il fit à cette occasion présente les plus grandes analogies avec celui que j’avais donné en 1842. En même temps, M. Stockes remarquant que les verres ordinaires absorbaient une grande partie des rayons les plus réfrangibles, fit usage de prismes et de lentilles en quartz.

Les rayons plus réfrangibles que les rayons violets ne sont pas absolument invisibles , mais agissant moins vivement sur la rétine que les rayons colorés, il faut éliminer ceux-ci autant que possible pour qu’ils puissent impressionner nos yeux. Alors on peut distinguer à la vue presque tous les rayons qui agissent chimiquement, et voir à peu près toutes les raies qui sont dessinées sur la 2e partie de la planche figure 13. Mais ne serait-ce pas par une action particulière de phosphorescence des liquides de l’œil que cet effet serait produit?

M. J. Herschell avait montré que les rayons situés au delà du violet pouvaient agir sur la rétine en donnant une nuance qui n’était pas violette et qu’il avait nommée gris-lavande. En 1844, M. Matthiessen , peu de temps après la publication de mes deux mémoires, construisit un petit appareil qu’il nomma lentiprisme, et qui était formé d’un prisme accolé à une lentille cylindrique de façon que l’axe du cylindre fût parallèle à l’arête du prisme. En regardant directement l’image d’une fente bien éclairée, il put distinguer les raies du spectre au delà du violet presque jusqu’en R. Je possède une lithographie d’un dessin du spectre qu’il fit faire et qu’il me remit à cette époque, et qui renferme les différentes raies qu’il avait observées jusqu’en P; ce sont les mêmes que celles que j’avais dessinées.

MM. Helmholtz(l) et Esselbach (2) ont employé des moyens analogues, mais en opérant à Laide de prismes et de lentilles en quartz, et en prenant des dispositions pour éliminer, à l’aide d’écrans, toute trace de lumière étrangère et pour augmenter l’intensité des rayons actifs. Ils ont pu reconnaître avec la vue, comme M. Matthiessen, les raies dont j’avais montré l’existence et qui ont été indiquées plus haut.

§ 3. Spectre infra-rouge.

Le spectre solaire n’est pas plus limité à l’extrême rouge vers la raie A qu’à l’extrême violet; en deçà non-seulement des actions calori-

(1) Ann. de Poggend t. 94. — Ann. de chim. et de physique, 3e série, t. 44.

(2) Ann. dePogg ., t. 98.— Ann. de chim. et de physique , 3e série , t. 50.

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fiques peuvent se produire, mais encore on peut obtenir des effets de phosphorescence, comme on Je verra dans le livre VI. W. Herschell, ainsi qu’on l’a vu livre 1er, page 31, découvrit cette extension des effets calorifiques au delà du rouge, et montra combien elle peut s’étendre loin; Seebeck (1) observa que le maximum d’action calorifique se déplaçait avec la nature du prisme et pouvait se trouver dans l’espace rouge, c’est-à-dire dans la partie lumineuse prismatique, et Melloni (2) montra que cet effet tenait à l’inégale absorption des rayons de la partie invisible, moins réfrangible que le rouge, par les matières des prismes. Avec le sel gemme, qui est le corps le plus transparent connu jusquJici pour les rayons les moins réfrangibles, il trouva que le maximum d’effet calorifique se trouvait en dehors de l’extrême rouge , à une distance de cette extrémité à peu près égale à celle qui sépare le rouge du bleu- . vert, c’est-à-dire au delà de la ligne B, à peu près à une distance égale à B F. Ces recherches ont été confirmées depuis par les physiciens qui se sont occupés de ce sujet; ainsi, l’étendue du spectre infra-rouge peut être au moins égale à celle du spectre visible. On reviendra du reste sur ce sujet dans la deuxième partie de cet ouvrage.

Il est nécessaire pour l'étude de cette partie du spectre d’avoir recours à des réactions qui se produisent sous l’influence des rayons dont elle est composée. Sous ce rapport les phénomènes calorifiques sont peutêtre les seules réactions qui puissent être observées dans toute l’étendue du spectre infra- rouge ; mais leur intensité est loin d’être suffisante , et les appareils thermométriques employés, thermomètres ou piles thermo-électriques , étant relativement moins sensibles que la rétine ne l’est pour les rayons colorés et que les corps chimiquement impressionnables ne le sont pour les rayons ultra-violets, il est nécessaire d’augmenter beaucoup l’intensité du spectre actif, et même dans ces conditions on n’a pu jusqu’ici que reconnaître quelques particularités de cette portion du spectre. D’un autre côté , le sel gemme, quoique transparent, n’est pas suffisamment limpide pour qu’on puisse voir les raies comme avec le verre, le quartz, le spath, etc. ; du moins ceux que j’ai eus à ma disposition n’ont pas été d’une limpidité suffisante ; on est donc obligé d’avoir recours à d’autres matières, dont l’absorption limite l’étendue la moins réfrangible de l’image prisma-

(1) Mém. de V Acad, de Berlin , 1819.

(2) Journal l'Institut, ' jtome 1er, page 212.

ANALYSE PAR RÉFRACTION

tique et qui peuvent même faire naître des bandes d'absorption dans certaines parties de cette image.

On a dit plus haut, page 130, que les rayons rouges s’étendent un peu

au delà de la double ligne A, et qu’en employant un verre bleu de cobalt, qui

élimine les rayons dont l’intensité lumineuse est la plus grande, cette extension était visible. M. Matthiessen, en 18-44, et sur le même dessin des lignes du spectre dont j’ai parlé page 141, a indiqué que de A à une distance à peu près égale à A « il existe une bande obscure formée de lignes fines au milieu desquelles se trouve une ligne plus forte. En 1860, M. Brewster, dans le mémoire déjà cité, étendit un peu plus loin cette étude, et indiqua des raies et des bandes dans la région très-rapprochée de A. En résumé, la vision directe ne permet d’étendre que très-peu le spectre au delà de A. ^

MM. Fizeau et Foucault (1), en faisant usage de thermomètres dont la capacité avait une très-petite dimension, ont indiqué dans le spectre formé avec un prisme en flint l’existence d’une large bande obscure dans la partie infra-rouge et à peu près à la même distance de A que la ligne D. On conçoit que les lignes les plus fines ne pouvaient être rendues manifestes de cette manière.

M. J. Herschell (2) a donné un moyen d’étude du spectre calorifique, lequel consiste à enduire d’un côté un papier à l’aide de noir de fumée et de l’imbiber d’éther ou d’alcool; en projetant le spectre sur le côté opposé du papier quand il est encore humide, on voit que l’évaporation donne lieu à des taches inégalement distribuées du côté du rouge, et s’étendant au delà de cette couleur. Mais ce procédé est trop imparfait pour qu’on puisse baser sur son emploi une étude de la partie la moins réfrangible du spectre, car l’évaporation n’est pas limitée à la portion du papier directement échauffée.

Si des actions chimiques pouvaient se produire sous l’influence des rayons moins réfrangibles que les rayons rouges on aurait facilement les raies qui pourraient se trouver dans cette partie du spectre ; comme on le verra dans la deuxième partie de cet ouvrage, des actions chimiques peuvent bien s’étendre au delà du rouge , mais cette extension est toujours restreinte et ne va pas loin au delà de la raie A. Les effets de phosphorescence permettent d’atteindre ce but, non pas dans toute l’é-

(1) Comptes rendus de VAccid. des sciences, t. 25, p. 447, 1847.

(2) Philosoph. magazine, avril 1840. — Biblioth. unir, de Genève, t. 2G. p. 404, 1840.

SOURCES DE LUMIÈRE

tendue du spectre infra-rouge, caria partie active ne s’étend pas aussi loin que celle qui agit pour élever la température des corps, mais enfin jusqu’à une distance de A égale à celle de AE au moins; ces effets ne sont pas aussi faciles à observer que les actions chimiques, mais ils donnent quelques indications assez intéressantes.

Voici le procédé dont j’ai fait usage, -et sur lequel je reviendrai dans le livre VI à propos de l’action des rayons de diverse réfrangibilité sur les corps phosphorescents : On enduit une feuille mince de carton de sulfure de strontium phosphorescent vert, ou bien de sulfure de zinc hexagonal phosphorescent (1), en mettant sur le carton une couche mince de gomme arabique et en projetant sur la surface à l’aide d’un tamis fin une petite couche de la matière. Quand la surface est sèche, on l’expose entièrement à la lumière diffuse, puis immédiatement après on la rentre dans la chambre noire, et l’on projette sur elle un spectre très-pur et très-intense présentant les lignes noires. Au bout de quelques instants, en refermant l’ouverture de la chambre noire, on voit que toute la surface du carton est encore lumineuse, sauf dans la partie située depuis la raie F jusqu’au delà de A, où la phosphorescence se trouve détruite. On verra en effet que cette partie du spectre n’agit pas de la même manière que la partie la plus réfrangible, et donne lieu à une destruction de la phosphorescence produite par les autres rayons. S’il y a des raies ou des espaces inactifs7, elles demeurent brillantes par rapport aux parties voisines du spectre. Par ce moyen on ne peut qu’opérer très-rapidement, caria faiblesse de la teinte lumineuse émise par l’action propre de la matière ne permet pas de distinguer les lignes ; mais si à cet instant on élève la température de l’envers de la carte à l’aide d’une lampe à alcool, on voit aussitôt la lumière augmenter partout excepté dans les parties où les rayons les moins réfrangibles ont agi; les. lignes lumineuses dans ce cas indiquent les raies ou les espaces inactifs du spectre solaire.

N’ayant pas encore terminé les recherches que je fais sur ce sujet, je ne donnerai pas le dessin des espaces inactifs que j’ai observés; on trouvera seulement sur la planche fig. 32 l’indication d’un espace obscur dont on reconnaît la présence en employant des prismes en flint trèsblanc, ou des prismes en sulfure de carbone. Ce large espace inactif parait correspondre à celui dont on a parlé plus haut, et est situé au

(l) Comptes rendus de V Académie des sciences, t. 63, p. 143; 1866.

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de là de A, à une distance qui est environ égale à A D ; mais plus loin il y a comme un espace plus étroit, où la destruction de Faction de phosphorescence a lieu plus vivement qu’autour : c’est comme une sorte de large ligne active, peut-être divisée en deux, moins large que l’intervalle des deux raies H, et qui serait une ligne brillante si cette partie du spectre pouvait être visible. Plus près du rouge j’ai observé une ligne semblable et plus étroite.

Il serait nécessaire d’opérer avec un prisme et une lentille en sel gemme pour savoir jusqu’à quel point la matière du prisme n’influe pas sur les effets observés; mais, d’après ce qui a été dit plus haut , je n’ai pu me procurer jusqu’ici d’échantillon de sel gemme assez pur pour distinguer nettementies raies du spectre.

§ 4. Longueur (Tonde des rayons de diverse réfrangibilité.

La théorie des ondulations suppose que les vibrations des molécules des corps lumineux sont transmises par l’intermédiaire de l’éther, par ondes successives, comme les vibrations sonores, mais avec une vitesse beaucoup plus grande et dans des conditions autres quant à la direction de ces vibrations. La longueur d’onde pour un rayon lumineux est alors la distance de deux ondes consécutives , c’est-à-dire l’espace parcouru par la lumière pendant le temps que met une molécule éthérée à effectuer une vibration entière.

La couleur d’un rayon de lumière est essentiellement liée à la longueur d’onde , et les observations d’Arago sur les étoiles changeantes ont montré que dans les espaces planétaires tous les rayons lumineux s’y propagent avec la même vitesse. Et appelant donc V la vitesse de la propagation de la lumière par seconde dans le vide, n le nombre de vibrations faites pendant ce temps, et X la longueur d’une onde^entière relative au rayon que l’on considère , on aura la relation

\ = nl.

Les recherches sur les interférences , ainsi que celles sur les effets de diffraction observés avec les réseaux, ont permis de calculer directement les longueurs d’onde X entre les limites extrêmes de réfrangibilité A et H des rayons visibles ; les observations de Newton sur les couleurs des lames minces, les travaux de Fresnel (1), mais surtout les détermina-

(1) Mém. de VAcad. des sciences , t. 5, 1821.

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tions de Fraünhofer (1) ont conduit à des valeurs peu différentes de celles qui ont été trouvées depuis par différents physiciens (2).

L'observation des spectres des réseaux avec les rayons ultra-violets ont fait le sujet des recherches de M. Mascart (3), et lui a permis de donner des évaluations s’étendant jusqu’aux dernières limites des rayons qui influent sur les matières chimiquement impressionnables.

Quant aux rayons infra-rouges, dont l’étude présente certaines difficultés , comme on l’a vu page 141 , on n’a pu obtenir des valeurs que dans des circonstances particulières et pour une réfrangibilité bien déterminée; ainsi M. Fizeau (4) a montré comment on pouvait calculer la longueur d’onde d’une partie du spectre en dehors du rouge où se trouve la bande obscure dont il a été question plus haut,' et qui est placée à peu près à la distance de la ligne A, égale à celle de A à D. Si l’on veut avoir une idée de la longueur d’onde des rayons moins réfrangibles, il faut admettre une relation empirique entre cette quantité et la réfrangibilité des rayons (5); mais on n’a de cette manière que des nombres sur l’exactitude desquels l’expérience n’a pas prononcé. Il faut espérer que des recherches seront entreprises dans cette direction et pourront conduire à des évaluations directes des longueurs d’onde des rayons calorifiques les moins réfrangibles.

Si l’on admet pour la vitesse de la lumière 300000 kilomètres par seconde, ôn aura d’après la formule indiquée plus haut pour les valeurs moyennes de X et de n correspondant aux rayons différemment réfrangibles du spectre solaire :

(1) Mém. de l’Acad. de Munich., et Ann. de Gilbert , t. 74.

(2) Ann. de chimie et de physique , t. 49, p. 504. — Ibid., t. 50. Ann. de Poggendorf, t. 98 et 123.— Comptes rendus de VAcad., t. 58, p. 1153, 1864. — Ann. de l'École normale, t. 1, 1864.

(3) Ann. de l'École normale , t. 1er.

(4) Bulletin de la Société philomatique, t. 3,p. 108, décembre, 1847. — Billet, Traité d'optique, t. 1, p. 45.

(5) Muller, Lehrbuch der Pliysik, 1863, t. 2, p. 745.

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