CD E F
Fig. 132. — 1. spectre d'Uranus, d'après W. Huggins; "1, nies du s|>ecli-e atiuosphérique.
de déterminer quels sont les corps cpii produisent celle absorption. Nous remarquerons seulement qu'une des bandes du spectre d'Uranus coïncide exactement avec une des bandes de Jupiter et de Saturne (plus haut signalée). »
Enfin, selon le même observateur, le spectre de Neptune, où l'on ne peut distinguer non i)lus les laies de Frauenhofer, et qui est caractérisé par la jirésence de (pielques larges bandes obscures, aurait une grande analogie avec celui d'Uranus.
On voit, par les résultats de ces recherches délicates et difficiles, que si la lumière des planètes analysée au speclroscope conserve les caractères principaux qui dénotent son origine solaire, elle se trouve néanmoins avoir subi des modifications importantes. Diverses régions du spectre, ou, si l'on veut, divei's rayons de la lumière primitive, ont été absorbés par leur
K I'HÏSIi.iUE.
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SPECTHOSCO
ÎK. Huggiiis, oxyde de cai'lioi lïcliei'ches du P. Sccrlii. (',('
f«. 151. - S|.,lr.-> ,l,s finir.., .1.. U Au urhuii..; .'. s]H'..|n. .In ■^i,i i.I.'.ti.m ■1r lii ïnm^d' lit' Ki'i.i i ; II, s| in. .1.
lie dire : « Il est Ili's leiiiiiii ïées jusqu'ici mil les; I îles
Eutl'C les Ciuuèles et les dnnoutré (|u'il ,.sisl,. un
cules sont les débris de comètes disloquées; les essaims ou apparitions périodiques ne sont autre chose que des fragments de comètes qui, en traversant le système solaire, ont subi les perturbations des masses des planètes et se sont divisées. Si ces vues nouvelles sont conformes à la réalité, les étoiles filantes doivent avoir la même constitution physique que les comètes. Mais comme les étoiles filantes n'apparaissent que dans les plus hautes régions de l'atmosphère, qu'elles s'éteignent et sans doute s'évaporent bien avant d'arriver jusqu'au sol, une seule méthode, l'analyse spectrale, pourrait nous renseigner sur leur état physique et chimique, du moins au moment de leur combustion. En étudiant de cette façon la lumière des étoiles filantes des 9 et 10 août 1866, A. Herschel a trouvé que les traînées et quelques noyaux d'étoiles étaient formés d'une substance gazeuse en ignilion, renfermant notamment de la vapeur de sodium. La présence du sodium dans l'atmosphère à cette hauteur n'étant pas probable, A. Herschel en conclut que ce corps simple appartenait bien aux étoiles filantes analysées. D'autres spectres ont indiqué pour la constitution des météores des agglomérations de parcelles solides incandescentes. En novembre 1868, le P. Secclii a analysé la lumière d'une étoile très vive, dont la traînée était restée visible pendant un quart d'heure ; son specln», formé de raies et de bandes brillantes, rouges, jaunes, vertes, bleuets, indiquait un gaz lumineux. M. Konkoly a étudié au spectroscope, en juillet et en août 1872, les traînées de trois météores ; leurs spectres renfermaient toutes les raies du sodium et l'un d'eux avait en outre une ligne du magnésium. Un brillant météore du 15 octobre 1873, analysé par le même observateur, outre des laies du magnésium et du sodium, avait quatre lignes communes av(*c le spectre d'un carbure d'hydrogène (coal-gas). Enfin, en 1874, M. Arcimis a observé, à Cadix, 50 étoiles du groupe des Perséides; 27 avaient un spectre continu où le violet faisait généralement défaut ; presque toutes avaient la raie du sodium. En rapprochant ces résultats de ceux qu'a donnés l'analyse des spectres
absorption élective sur la lumière de l'étoile, cette absorption devrait être indiquée par l'apparition dans les spectres de nouvelles raies sombres, immédiatement avant son occultation par la Lune. S'il y a autour de la Lune une atmosphère libre de toute vapeur et sans pouvoir absorbant, mais suffisamment dense, le spectre de l'étoile ne sera pas éteint au même instant sur toute sa longueur. Les rayons violets et bleus subsisteront après la disparition des rayons rouges. J'ai observé avec le plus grand soin la disparition du spectre de l'étoile E des Poissons, lors de son occultation le 4 janvier 1865, dans le but de surveiller ces divers phénomènes, mais je n'ai découvert aucun signe d'atmosphère lunaire. »
« Si de la matière finement divisée, aqueuse ou autre, était présente autour de la Lune, dit encore M. Huggins, les raies rouges de la lumière solaire devraient être un peu moins affaiblies que les raies de réfrangibilité plus élevée. »
D'après les observations télescopiques de Mercure, les astronomes soupçonnaient autour de cette planète une atmosphère très dense. L'analyse spectrale de sa lumière parait confirmer ces vues. En effet, voici ce que dit M. Vogel à cet égard : « Les raies principales du spectre de Mercure coïncident absolument avec celles du spectre solaire. 11 résulte de plus des observations que certaines raies qui ne se produisent dans le spectre du Soleil que lorsque cet astre est très bas sur l'horizon (raies telluriques) et que l'absorption par notre atmosphère est très considérable, se retrouvent en permanence dans le spectre de Mercure. On doit donc conclure de là à l'existence d'une enveloppe gazeuse autour de Meicure, exerçant sur les rayons solaires une action absorbante égale à celle de notre atmosphère, lorsqu'elle atteint son maximum. En général, les portions les moins réfrangibles du spectre de Mercure présentent un plus vif éclat que les portions réfrangibles; mais il est impossible de séparer ici l'effet de notre atmosphère de celui qui est produit par l'atmosphère de la planète. »
de Betelgeuze et de Procyon, un certain nombre de raies noires diversement placées relativement aux couleurs et aux raies du spectre solaire ; mais il put reconnaître, dans les quatre dernières étoiles, l'identité de position d'une ou deux raies, et notamment de la raie D, placée, comme on sait, au milieu du jaune du spectre solaire. Frauenhofer publia ces résultats en 1823. Trente-sept ans plus tard, en 1860, l'astronome Donati étendit la même étude à un plus grand nombre d'étoiles, en choisissant toujours, à cause de leur plus grande intensité lumineuse, les étoiles de |)remière grandeur. Pour concentrer sur la fente du spectroscope la plus grande quantité possible de lumière émanant de l'étoile observée, Donati se senit d'une lentille de grandes dimensions (de 41 centimètres de diamètre et de 1"',58 de distance focale). Il put ainsi fixer relativement aux lignes du spectre solaire les positions exactes des raies de 13 étoiles, savoir : Sirius (3 raies), Wéga (3 raies), Procyon (3 raies),. Régulus (2 raies), Fomalhaut (1 raie). Castor (2 raies), Ataïr (2 raies), la Chèvre (3 raies), Arcturus (2 raies), Pollux (2 raies), Aldébaran (2 raies), Betelgeuze (3 raies) et Antarès (2 raies).
Tout ce qu'on i)ouvait conclure de ces premiers résultats, c'est que les lumières dos étoiles étudiées avaient entre elles et avec la lumière du Soleil une certaine analogie, c'est qu'elles étaient des sources lumineuses de même ordre. Mais ces conséquences prirent tout à coup une importance extrême, quand la méthode d'analyse spectrale fut découverte par KirchhoflF et Bunsen, et que ces savants l'eurent appliquée à la constitution physique et chimique du Soleil. On put alors, en comparant les positions des raies des spectres stellaires aux raies brillantes des spectres des gaz et des métaux, étendre aux étoiles les conclusions déjà obtenues pour le Soleil, et connaître dans une certaine mesure la constitution physique et chimique de corps célestes dont la lumière met des années pour venir jusqu'à nous. Huggins et Miller en Angleterre, Secchi à Rome, Janssen, Wolf et Rayet à Paris, Zollner en Allemagne, sont les noms des
....xoJîi SPECTRALE DES ÉTOILES. 203
savants à qui Ton doit, dans cet ordre de recherches, les découvertes les plus intéressantes, dont nous allons donner un résumé rapide.
Aldébaran. D'après MiM. Huggins et Miller S la lumière d'un rouge pâle d' Aldébaran, analysée au spectroscope, présente de nombreuses et fortes lignes, particulièrement dans Torangé, le vert et le bleu. Les positions mesurées de 70 de ces raies ont montré leurs coïncidences avec les raies brillantes de neuf éléments chimiques, à savoir : le sodium, le magnésium, l'hydrogène, le calcium, le fer, le bismuth, le tellure, Tantimoine et le mercure. Les lignes de l'azote, du cobalt, de l'étain, du plomb, du cadmium, du baryum et du lithium n'ont fourni aucune <50ïncidence avec les raies de l'étoile.
Betelgeuze {cl Ovion) , étoile dont la lumière de teinte orangée SI un spectre extrêmement complexe et remarquable. De forts roupes de lignes se voient dans le rouge, le vert et le bleu. En ^Dutre, sept bandes sombres paraissant formées de lignes très nés sont réparties entre diverses régions du spectre, du rouge u bleu. Gomme dans Aldébaran, les raies citées plus haut du odium, du magnésium, du calcium, du fer et du bismuth se rouvent dans ce spectre; mais, circonstance caractéristique, es raies de l'hydrogène sont absentes.
p Pégase. Le spectre de cette étoile a beaucoup d'analogie vec celui de a Orion : même disposition des groupes de lignes t des bandes sombres, et aussi même absence de l'hydrogène, présence du sodium, du magnésium et probablement du aryum a été constatée. Le Soleil et le plus grand nombre des étoiles analysées jusqu'ici ont dans leurs spectres les raies G et de l'hydrogène ; l'absence des raies, et par conséquent de la ubstance elle-même, dans les atmosphères de a Orion et p Pèse, mérite donc d'être remarquée.
Siritis (a Grand Ghien). Le spectre de cette brillante étoile «st fort intense ; mais, dans nos climats, le peu de hauteur de
i. On the spectra of tome of ihe Fixed Stars , mai 1874.
l'astre rend difficile robservation des raies les plus fines. La double ligne D du sodium, les trois raies b du magnésium, C et F de l'hydrogène coïncident avec les principales lignes du spectre de Sirius, qui paraît aussi renfermer du fer.
Wéga (a Lyre) a un spectre pareil à celui de Sirius, et cette étoile a les mêmes éléments, sodium, magnésium et hydrogène.
La Chèvre. Le spectre de cette étoile blanche est tout à fait semblable à celui de notre Soleil. Les raies y sont très nombreuses; et parmi celles que MM. Huggins et Miller ont mesurées, se trouve la double ligne D du sodium.
Le spectre de Pollux, riche en raies, accuse l'existence du sodium, du magnésium et probablement du fer. Enfin la double raie du sodium se trouve aussi dans le spectre d'Arctunis, qui a quelque ressemblance avec le spectre solaire.
Le P. Secchi, qui a étudié les spectres de plus de trois cents étoiles de diverses grandeurs, range les étoiles en trois ou plutôt quatre classes principales :
La première classe comprend les étoiles blanches ou mieux azurées, et a pour type Sirius; telles sont aussi Wéga, Âtaïr, Régulus, Rigel, les étoiles de la Grande Ourse (a excepté), celles d'Ophiucus, etc. Le spectre de leur lumière est traversé par quatre fortes raies sonibres situées, l'une dans le rouge, la seconde dans le bien à la limite du vert (raie F du spectre solaire), la troisième dans le violet (voisine de H) ; la quatrième, dans l'extrême violet, est visible dans le spectre des plus brillantes étoiles. Ce sont les quatre raies les plus brillantes de l'hydrogène. D'après Secchi, la moitié à peu près des étoiles du ciel se rapportent à ce type.
La seconde classe renferme les étoiles à lumière jaune, et a pour types principaux Arclurus, Pollux, la Chèvre, a Grande Onrse, Procyon ; la plupart des belles étoiles de seconde grandeur en font partie. Leurs spectres sont, comme le spectre solaire, sillonnés de raies fines et nettes. Dans Arcturus, trente raies, choisies parmi les principales, coïncident avec des raies solaires. Cette classe contient le tiers des étoiles du ciel.
Les étoiles rouges, comme Belelgeiize, Antarès, Algol, a Hercule, p Pégase, composent la troisième classe, et ont généralement un spectre formé de largos zones brillantes, au nombre de six où sept, séparées par des intervalles nébuleux, semiobscurs : on a vu plus haut la description, d'a])rès Hu^ins et Miller, des spectres de deux de ces étoiles. L'aspect de ces spectres est celui de cannelures {fig. 15(i, 4) ou d'une série de colonnes éclairées par côté. I^s étoiles de cette classe, moins nombreuses que celles des deux autres, se confondent quelquefois avec la seconde. Ainsi Aldébaran participe à la
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Fig. 156. — Spectres slcllaii'os : 1, Siriiif^i S, Aldébaran; 5, a Orion; i, a lloi-culn.
fois de la seconde et de la troisième classe. Ce troisième type coXnprend, d'après Secchi, dos étoiles qui sont toutes variables, et <3ont la couleur tire jibis ou moins sur le rouge ou l'orangé. Ia quatrième classe comprend un petit nombre de petites clôîles de couleur ronge-saug, dont le spectre ne diffère de celui de la troisième que par lo |ilus petit nombre des zones claires, et par cette particularité « que la lumière des zones coiinn^gjice brusquement du côté du violet et va en s'affaiblissant insensiblement du côté du rou^e, tandis que, dans les 'Spectres du troisième type, les mêmes circonstances se pré- ^*"*tonl dans le sens inverse ».
■■-•'ubscncc d'hydrogène dans les étoiles de la troisième classe
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doubles a permis également à Huggins de constater que la couleur bleue de la plus petite étoile, de l'étoile satellite, est réelle et non pas produite par un effet de contraste. Il prend pour exemple les composantes de l'étoile double a. d'Hercule. Le spectre de la principale est remarquable par des groupes intenses de raies sombres dans le vert, le bleu et le violet : le jaune, l'orangé et le rouge n'ont que quelques faibles raies; ainsi, la disposition des bandes d'absorption s'accorde avec la couleur de cette étoile où l'orangé prédomine. La lumière du satellite est, au contraire, bleu-verdâtre. Or son spectre est sillonné de plusieurs groupes de lignes dans le rouge et dans l'omngé, tandis que la région la plus réfrangible est rendue
fïg. 157. — Spectres de> deux ccni{>o°antcs de Tùlollc duublc ^ du Cygne : A, étoile principale, couleur orangée , B, salellite de couleur bleue.
très brillante par l'absence de Ibrtes raies. Une analyse sem- '^'^fcle, faite sur les composantes de p du Cygne, l'une orangée, ' ^'-■tre bleue, ont conduit M. Huggins aux mêmes conclu-
Ij'analyse spectrale de la lumière dos étoiles variables ou
^**ïl>oraires ne donne pas de moins intéressants résultats que
*^^lle qui a pour objet les étoiles simples ou doubles à lumière
^****s|ante. On a vu plus haut que, d'ai>rès Seccbi, les étoiles
****** le spectre appartient au troisième type, sont généralement
^^'lîibles. Mais il était important de comparer l'état de leurs
^**>iéres aux diverses phases de leurs périodes. Considérons
^«2 cet astronome deux des plus célèbres, Algol à période
I ***'le et régulière, et o ou Mira de la Baleine, étoile variable à
**K*ies périodes.
« Âigoi, examinée plusieurs lois, à l'époque de son minimum d'éclaU a toujours montré (comme dans son maximum) le même type de a de la Lyre. » La conclusion à tirer de celte constance dans le spectre de l'étoile, c'est, selon Secchî, que la variation n'est pas due à un changement réel dans la constitution de l'étoile, parce que le spectre varierait avec des changements dans la température. L'astronome romain l'attribue aux éclipses d'un corps opaque faisant sa révolution autour de l'étoile en 2 jours 21 heures. « Cette idée, dit M. Delaunay, déjà émise anlérieuremcnt, s'accorde d'ailleurs Ires bien avec la régularité du phénomène et avec le peu de durée de la phase de diminution (un peu moins de 7 heures) relativement à la durée totale d'une période. »
11 n'en est pas ainsi de Mira. Son spectre est du troisième type, à cannehires cylindriques parfailement tranchées, avec les mêmes raies noires que dans celui de l'étoile type a Hercule. « Mais au fur el à mesure, dit Secchi, que l'étoile gagne en éclat, les raies noires du jaune et les premières du vert paraissent dimiinier de netteté et devenir moins noires. Ce fait est très intéressant : il indiquerait ici une source de variabilité différente de celle d'Al^^ol. » Le même savant signale comme remarquable le fait que les étoiles variables à période irrégulière (comme a Orion, a Hercule, Mira, etc.) sont des étoiles du même type, à zones nuiltiples. « Cette constitution spectrale, dit-il, indiquant de vastes atmosphères absorbantes, conduit à penser que leur variabilité vient probablement de crises que subit Tatmosphère dont elles sont environnées. »
Nous allons voir de telles crises se manifester dans les étoiles nouvelles ou temporaires, sur une échelle beaucoup plus vaste, mais avec l'absence de toute périodicité régulière.
La récente apparition de l'étoile nouvelle de la Couronne boréale (en mai 1866) a été Toecasion heureuse de ces découvertes. Citons les observateurs eux-mêmes, MM. Huggins el Miller : « Le spectre de Tétoile variable de la Couronne se montre formé de deux spectres superposés, le premier forme
déjà un événement passé relativement à l'étciile etle-môme. En 18G6, elle était depuis des années déjà dans les conditions nouvelles que lui a faites cette violente catastrophe! »
Celte dernière remai-que, nous l'avons dit plus haut, s'applique à tous les phénomènes célestes du monde sidéral. I^s rayons de lumière qni émanent des étoiles nous arrivent, à chaque instant, après avoir accompli des voyages dont la durée se compte par années, et probablement par siècles.
Sans doute, les étoiles nouvelles de 1672, de 1504, l'éloile temporaire et si extraordinaircment variable i] du Navire sont des soleils qui, comme l'étoile de la Conronne, ont été le ihéâtre d'immenses coiitlagratioiis, où l'hydrogène a pu jouer un rôle important.
C'est aussi (rès probablement le cas de la nouvelje étoile qui afait son apparilion dans le Cygne vers lu lin de 1876. Vue à Athènes pour la première fois par M. Schmidt, le 24 novembre (près de l'étoile X, de la même constellation), l'étoile nouvelle, très jaune, était alors de la troisième grandeur, plus intense
tig, 158. — Si^itlre du Ti'luilu nuiiiulli: jjipt'iic ui ISÎIi Jaiis lii uuiisU'Iliitiun du Cjgi
que ï) Pégase. M. Paul lleury l'a observée à Paris vers la fin de novembre. Elle lui a |>aiu de 5' grandeur et de couleur verdàtre presque bleue. En décembre, M. Cornu fit l'analyse suivante de la lumière de la nouvelle étoile :
Il trouva son spectre composé « d'un cerUiin nombre de lignes brillanles, se détachant sur une sorle de fond lumineux, interrompu ])resque complètement entre le vert et l'indigo, de^
sorte qu*à première vue il lui parut formé de deux parties séparées »• Les huit raies brillantes qu'il désigne dans l'ordre de leur éclat par les lettres a, p, y> S, e, y;, IJ, 6, sont représentées dans la figure 158.
a, Y) et e correspondent presque identiquement avec trois
raies de l'hydrogène (C, F, et 454). 8 est la raie du sodium ou
peut-être plutôt celle de la raie D^ (hélium) de la chromosphère
molaire; p correspond à la triple raie c du magnésium; mais ce
^jui est d'un haut intérêt, c'est la coïncidence probable des raies
-Tf et 6 avec deux raies dont l'une (1474 de Kirchholï) est une
^des raies caractéristiques de la chromosphère et de la cou-
onne, et la seconde appartient aussi à la chromosphère. « En
'"ésumé, la lumière de l'étoile paraît posséder exactement, dit
. Cornu, la même composition que celle de l'enveloppe du
oieil nommée chromosphère. »
g 3. ANALYSE SPECTRALE DE LA LUMIÈRE DES NÉBULEU.<ES.
'étude télescopique des nébuleuses, de ces sortes de nuages
stes répandus en si grand nombre dans les régions sidérales,
t laissé une certaine indécision dans la question de savoir si
tc»icB.~Ses sont ou non résolubles, c'est-à-dire décomposables en
les; si, outre les amas stellaiies, il existe des masses véri-
ement nébuleuses, composées d'une matière diffuse brillant
6 lumière sui germns, probablement incandescente. On
po^-:»^vait toujours admettre que les nébuleuses non résolues par
*^s télescopes les plus puissants étaient, comme les autres, des
^■^^^ "^^s d'étoiles, mais des amas trop éloignés pour que la décom-
P^^ ition fût possible. Il était réservé à l'analyse spectrale de
udre ce problème si intéressant d'astronomie physique.
quons brièvement les résultats obtenus.
'est à M. Huggins que revient l'honneur d'avoir le premier
liqué le spectroscope à l'étude de la lumière des nébuleuses,
^est une nébuleuse de la constellation du Dragon qui a été
remière analysée par lui, en 1864. Son spectre lui parut
et
la
formé uniquement de trois raies brillantes isolées; ce n'est donc pas un amas d'étoiles distinctes, mais une véritable nébulosité,, une agglomeration.de matière gazeuse, lumineuse ou incandescente. La plus brillante des trois raies observées coïncidait avec la pins flirte des raies particulières à l'azoté ; la plus faible avec la raie verte de l'hydrogène ; enfin la raie intermédiaire, peu éloignée de celle du baryum, ne coïncide pas toutefois avec elle. Les trois raies brillantes se détachaient d'ailleurs siir une bande colorée , formant un spectre continu extrêmement faible, presque sans largeur, comme s'il provenait d'iin point lumineux situé au centre de la nébulosité. La nébuleuse en question, qu'on rangeait aupaiavant parmi les nébuleuses planétaires, possède en effet un noyau petil, mais très brillant. Iluggins en conclut que probablement la matière formant ce noyau n'est pas à l'état de gaz, comme celle, dont il est environné, qu'elle est sous la forme d'un brouillard de particules solides ou liquides incandescentes.
Le même savant a étudié en tout soixante-dix nébuleuses. Dn tiers environ a j)résenté une constitution analogue à celle de la nébuleuse du Dragon, leurs spectres se réduisant à une ou plusieurs raies brillantes; les autres ont donné aii contraire des. spectres continus. Celte proportion de 1 : 2 des nébuleuses gazeuses aux nébuleuses stellaires est peut-être plus forte que Be donnerait l'examen spectroscopique de la totalité des nébuleuses. M. Huggins, en effet, a choisi spécialement pour en faire l'objet de ses études celles dont les caractères (la formé et la couleur) lui paraissaient devoir présenter une constitution gazeuse.
Citons parmi les nébuleuses de constitution gazeuse,; et dont le spectre est formé de trois raies brillantes, une petite nébu leuse du Verseau, qui, dans le télescope de lord Rosse, appa raissait sous la forme d'un globe coupé par un anneau tu p ça traiiche, ainsi qu'on voit Saturne à l'une de ses phases; pui une autre nébuleuse de structure semblable, miais où l'anneau,^ vu de face, entoure le globe lumineux. Une nébuleuse spirale
donné quatre raies brillantes. La nébuleuse annulaire de la Lyre, ainsi que Dumb-bell, la célèbre nébuleuse du Renard, ont des spectres formés d'une raie brillante unique, qui est la plus forte des trois raies de la nébuleuse du Dragon.
Enfin, la grande nébuleuse de 6 d'Orion, qui par sa teinte bleu-verdâtre ressemble aux nébuleuses précédentes, a également fourni un spectre composé de quatre raies brillantes ; ces raies sont bien définies et leurs intervalles tout à fait obscurs; Ja plus brillante et la moins réfrangible coïncide avec Tune des composantes de la double raie de Tazote ; la seconde est peutéh tre une ligne du fer, et les deux autres sont en coïncidence ^jxacte avec les lignes F et G de Thydrogène. La nébuleuse ^Orion est donc encore une nébulosité gazeuse.
• -130. — Spectres de Li lumiiTC des nébuleuses : i, nébuleuse du Dragon; 2, nébuleuse
d'Orion. D'après W. fluggins.
qvai
nébuleuse d'Andromède est de constitution toute différente, spectre n'est plus formé de raies brillantes séparées : il une bande de lumière continue, mais il est incomplet : et une partie de l'orangé manquent. Or les véritables s stellaires, les nébuleuses résolues par le télescope en ts brillants distincts ont également un spectre continu; ^i l'amas stellaire d'Hercule donne un spectre semblable, ^sultat s'accorde donc bien avec les observations de Bond, â décomposé en partie la nébuleuse d'Andromède et y a j)té jusqu'à 1500 étoiles distinctes.
M\ résumé, sur 60 nébuleuses dont la lumière a été analysée
Huggins, 41 ont donné un spectre continu. Sur ce nombre,
a 10 amas stellaires et 15 antres nébuleuses considérées
les astronomes comme résolubles en étoiles. Aucune des
19 nébuleuses donnant un spectre formé de raies brillantes n*a pu être résolue en étoiles.
§ 4. l'analyse spectrale et la question des mouvements réels des ÉTOaES.
Pour terminer ce que nous avions à dire des applications d l'analyse spectrale à l'astronomie, nous rappellerons ici ce qu a été dit, dans le premier volume du Monde physique, de Tin fluence du mouvement sur la hauteur du son. Quand, par 1 fait du mouvement de l'observateur ou du corps sonore (cel n'importe point), la source d'où émanent les ondes sonores'éloigne, le son devient plus grave ; il semble plus aigu si l sonrce se rapproche. Nous avons indique la raison de cette mcrmr dification, qui provient de ce que les ondes sonores, dans deuxième période, arrivent à l'oreille dans un temps donn une seconde je sui>p()sc, en [)lus grand nombre que si le cor sonore élail en iv\h)s : le son paj*aît donc formé par un pi grand nombre de vil)i'ations, et par suite plus aigu; dans première période au coiilraiie, les vibrations arrivent moi nombreuses, et la hauteur du son est diminuée. Virtuellemer les longueurs d'onde sont augmentées dans le premier cas diminuées dans le second.
Or la lumière est, comme le son, produite par des vibr tiens périodiques; les ondulations les plus rapides ou les pi courtes sont celles qui correspondent aux parties les pL réfrangibles du spectre, les plus longues ou les moins rapi aux parties qui ont la moindre réfrangibilité. ^
Dès lors, le mouvement d'une source lumineuse, si toutefkii^^^ ^^ sa vitesse est comparable à celle de la lumière, doit influer au sur l'apparente réfrangibilité des rayons ou des ondes qui composent, augmenter cette réfrangibilité si la source s' proche de l'observateur, la diminuer si elle s'éloigne. C* M. Doppler qui a appelé le premier l'attention sur le rap|> qui doit exister entre les couleurs des étoiles et leurs mou
SI
mesnts. Selon lui, toutes les étoiles sont blanches; seulement celles qui s'éloignent paraissent rouges, et celles qui se rapprochent ont une lumière tirant sur le vert ou le bleu. Mais, ainsi que Ta Éait remarquer Secchi, avec raison croyons-nous, la lumière blanche renferme des rayons plus réfrangibles que le violet et d'autres rayons moins réfrangibles que le rouge. JLi'efret du mouvement rendrait donc sensibles à l'œil les uns ou J^s autres de ces rayons, et, la quantité de§ rayons de réfran- ^ihilité diverse restant toujours la même, la couleur ne paraîtr^lt point modifiée.
Pour que l'hypothèse de M. Doppler pût se vérifier, il fau-
it que la lumière d'une étoile, au lieu d'être composée d'une
1 titude d'ondes de longueurs ou de réfrangibililés différentes,
fù. t jr»onochromatique. Cette difficulté a été résolue par l'analyse
sp€3<::^ traie. Nous venons de voir que les spectres des lumières
st^lMâires sont sillonnés, comme celui du Soleil, de raies ou
^^i^<3es sombres, et que, parmi ces raies, un certain nombre
on t. -pu être identifiées avec les raies spectrales de quelques
^^^"4^ s simples terrestres, par exemple des métalloïdes comme
* *^>^cî]rogène, ou des métaux, magnésium, sodium, fer, etc.
Siupposons donc que l'observateur, étudiant le spectre d'une
''^^i Icî où se trouve marquée, par une raie déterminée, la pré-
^^*-^€:i^ du magnésium, emploie le môme spectroscope à analyser
^^^^•^ i^ltanément la lumière de l'étoile en question et la lumière
'^^"''^iicielle du magnésium. Si la Terre et l'étoile sont en repos
^*^^t.if, la raie en question devra coïncider parfaitement dans
^^ deux spectres superposés. Si, au contraire, l'étoile est en
^^^^ cément, et si elle s'approche ou s'éloigne avec une vitesse
^^^ïîsamment grande, l'observateur constatera une déviation
^ 1^ raie du magnésium soit vers le violet, soit vers le rouge ;
^ ^ens et la mesure de cette déviation lui permettront de cal-
. ^'oi:- la vitesse avec laquelle l'astre se meut, vitesse rela-
^^^ » qui comprend la vitesse même de notre planète et celle du
^ ^'-èrac solaire au moment de l'observation.
'^^^st là une recherche d'une grande difficulté, parce que.
même i)our une vitesse considérable de l'étoile, la déviation à mesurer est très petite. Les premiers astronomes qui ont appliqué cette mélliode à l'étude des mouvements stellaires, Uuggins et Miller, Maxwell, Seçchi, n'ont pu tout d'abord réussir. Mais le perfectionnement des procédés d'observation a donné à la fin des résultats positifs. En 18()8, M. Uuggins est parvenu à constater un très léger cliangement de réfrangibilité dans l'une des lignes du spectre de wSirius, et il a conclu de ses mesures qu'alors l'étoile et la Terre s'éloignaient avec une vitesse comprise entre 42 et 58 kilomètres par seconde. Il fallait en déduire la composante, dans la direction de Sirius, de la vitesse pro])re de la Terre dans son orbite (vitesse qui est toujours connue à l'époque de l'observation) pour obtenir la vraie vitesse de l'étoile. Toutes corrections faites, M. Huggins put dire que Sirius, à cette époque, s'éloignait de nous eu parcourant de 29 à é55 kilomètres dans le sens du rayon visuel. Depuis, le même observateur d'un côté, et de l'autre M. Chris^ tie, astronome de l'Observatoire de Greenwich, ont étudié cl mesuré les mouvements d'une certain nombre d'étoiles, et leurs résultats concordants témoignent en faveur de cette n<Mir velle et curieuse application de l'analyse spectrale aux questf
Les étoiles rouges, comme Belelgeiize, Anlarès, Algol, a Her- ;ule, p Pégase, composent la troisième classe, et ont généralenent un spectre formé de larges zones brillantes, au nombre le six oii sept, séparées par des intervalles nébuleux, semi- )bscurs : on a vu plus haut In description, d'après Huggins et Hitler, des spectres de deux de ces étoiles. L'aspect de ces >|>cctres est celui de cannelures (fig. lôO, 4) ou d'une série le colonnes éclairées par côté. Ij)s étoiles de cette classe , moins nombreuses que celles des deux autres, se confondent :{uelquefois avec la seconde. Ainsi Aldcbaraii participe à la
t'ig. 136. — S|iecti
"ois de la seconde et de la lioisième classe. Ce troisième type comprend, d'après Sccchi, des étoiles qui sont toutes variables, L^tdont la couleur tire plus ou inoins sur le rouge ou l'orangé.
La quatrième classe comprend un petit nombre de petites «toiles de couleur rouge-sang, dont le spectre ne diffère de «eUii de la troisième que par le plus petit nombre des zones claires, el par cette particularité « que la lumière des zones cummencc brusquement du côté du violet el va en s'aflaiblissant insensiblement du côté du ronge, taudis que, dans les s|>ectres du troisième ty|ie, les mémos circonstances se présentent dans le sens inverse ».
L'absence d'bydrogène dans les étoiles de la troisième classe
« Âlgol, examinée plusieurs fois, à Tépoque de son minimum d*éclal, a toujours montré (comme dans son maximum le même type de a de la Lyre. » La conclusion à tirer de cet constance dans le spectre de l'étoile, c'est, selon Secchi, quel variation n'est pas due à un changement réel dans la constitution (le l'étoile, parce que le spectre varierait avec des change ments dans la température. L'astronome romain l'attribue au:^ éclipses d'un corps opaque faisant sa révolution autour d rétoile en 2 jours 21 heures. « Cette idée, dit M. Delaunaji déjà émise antérieurement, s'accorde d'ailleurs très bien av la régularité du phénomène et avec le peu de durée de la phat de diminution (un peu moins de 7 heures) relativement à n durée totale d'une période. »
11 n'en est pas ainsi de Mira. Son si)ectre est du liiii irii i b r type, à cannelures cylindriques parfaitement tranchées, Rwmmm^^^c les mêmes raies noires que dans celui de l'étoile type a He cule. « Mais au fur et à mesure, dit Secchi, que l'étoile ga en éclat, les raies noires du jaune et les premières du v paraissent diminuer de netteté et devenir moins noires. Ce fî est très intéressant : il indicpierait ici une source de variabili différente de celle d'Algol. » Le même savant signale com remarquable le fait que les étoiles variables à période irrégc:. — ^ Hère (comme a Orion, a Hercule, Mira, etc.) sont des étoiles même type, à zones multiples. « Cette constitution spectral dit-il, indiquant de vastes atmosphères absorbantes, conduit penser que leur variabilité vient probablement de crises q subit ratmosi)hère dont elles sont environnées. »
Nous allons voir de telles crises se manifester dans les étoil nouvelles ou temporaires, sur une échelle beaucoup plus vas mais avec l'absence de toute périodicité régulière.
La récente apparition de l'étoile nouvelle de la Couron boréale (en mai 1866) a été l'occasion heureuse de ces déco vertes. Citons les observateurs eux-mêmes, MM. Huggins Miller : « Le spectre de l'étoile variable de la Couronne montre formé de deux s[)ectres superposés, le premier fori
de quatre raies brillantes, le second analogue au spectre du Soleil, chacun d'eux résultant de la décomposition d'un faisceau lumineux indépendant de la lumière qui donne naissance à l'autre. Le spectre continu sillonné de groupes de raies obscures indique la présence d'une phostosi)hère de matière in- <5andescente, presque certainement solide ou liquide, entourée ^'une atmosphère de vapeurs plus froides, qui font naître par absorption les groupes des raies sombres. Jusqu'ici la constii^ wtion de cet astre est analogue à celle du Soleil ; mais il offre n spectre additionnel formé de raies brillantes. 11 y a donc là 11^ seconde source de lumière spéciale, et celle source doit Qtjr^ un ga% lumineux. En outre, les deux principales raies jf^-f -/liantes de ce spectre nous apprennent que ce {jaz était com- />c>;s« surtout d'hydrogène, et leur grand éclat prome que la texane 2^ ërature du gaz lumineux a été plus élevée que celle de la phc^ tosphère. Ces faits, rapprochés de la soudaineté de l'explcs£x>:BTi de lumière dans l'étoile, de sa diminution d'éclat immédîa t^ et si rapide, de sa chute, en douze jours, de la seconde à la Ixxiîtième grandeur, nous conduisent à admettre que l'astre s'e^t trouvé subitement enveloppé des flammes de l'hydrogène en^ ^i^^ombustion. Il se pourrait qu'il eût été le siège de quelque gï*2iKEcie convulsion, avec dégagement énorme de gaz mis en lîl>^rtë. Une grande partie de ce gaz était de l'hydrogène, qui bi*^laît à la surface de l'étoile en se combinant avec quelque ^^^tre élément. Ce gaz enflammé émettait la lumière caractérisée P^i" le spectre des raies brillantes. Le spectre de l'autre portion ^^ la lumière stellaire pouvait indicjuer que cette terrible déflaë**^tioii gazeuse avait surchauffé et rendu plus vivement incandescente la matière solide de la photosphère. Lorsque l'hydrogène libre eut été épuisé, la flamme s'abattit graduellement, ^^ photosphère devint moins lumineuse, et l'étoile revint à son P'^^rnîer état. » — « iSous ne devons pas oublier, ajoute • Aïiiggins, que la lumière, messager cependant si rapide, ^^ige un certain temps pour venir de l'étoile à nous. Celle ^''^ftcle convulsion physique, nouvelle pour nous, était donc
« Algol, examinée plusieurs fois, à l'époque de son minimum d'éclal, a toujours montré (comme dans son maximum) le même type de a de la Lyre. » La conclusion à tirer de cette constance dans le spectre de l'étoile, c'est, selon Secchi, que la variation n'est pas due à un changement réel dans la constitution (le l'étoile, parce que le spectre varierait avec des changements dans la température. L'astronome romain l'attribue aux éclipses d'un corps opaque faisant sa révolution autour de rétoile en 2 jours 21 heures. « Cette idée, dit M. Delaunay, déjà émise anlérieuremenl, s'accorde d'ailleurs très bien avec la régularité du phénomène et avec le peu de durée de la phase de diminution (un peu moins de 7 heures) relativement à la durée totale d'une période. »
Il n'en est pas ainsi de Mira. Son spectre est du troisième type, il cannelures cylindriques parfaitement tranchées, avec les mêmes raies noires que dans celui de l'étoile type a Hercule. « Mais au fur et à mesure, dit Secchi, que l'étoile gagne en éclat, les raies noires du jaune et les premières du vert paraissent diminuer de netteté et devenir moins noires. Ce fait est très intéressant : il indiquerait ici une source de variabilité différente de celle d'Algol. » Le même savant signale comme remarquable le fait que les étoiles variables à période irrégulière (comme aOrion, a Hercule, Mira, etc.) sont des étoiles du même type, à zones multiples. c< Cette constitution spectrale, dit-il, indiquant de vastes atmosphères absorbantes, conduit à penser que leur variabilité vient probablement de crises que subit ratmosphère dont elles sont environnées. »
Nous allons voir de telles crises se manifester dans les étoiles nouvelles ou temporaires, sur une échelle beaucoup plus vaste, mais avec l'absence de toute périodicité régulière.
La récente apparition de l'étoile nouvelle de la Couronne boréale (en mai 1866) a été l'occasion heureuse de ces découvertes. Citons les observateurs eux-mêmes, MM. Huggins et Miller : « Le spectre de Tétoile variable de la Couronne se montre formé de deux s[)octres superposés, le ])remier formé
de quatre raies brillantes, le second analogue au spectre du Soleil, chacun d'eux résultant de la décomposition d'un faisceau lumineux indépendant de la lumière qui donne naissance à l'autre. Le spectre continu sillonné de groupes de raies obscures indique la présence d'une phoslosphère de matière incandescente, presque certainement solide ou liquide, entourée d'une atmosphère de vapeurs plus froides, qui font naître par absorption les groupes des raies sombres. Jusqu'ici la constitution de cet astre est analogue à celle du Soleil ; mais il offre un spectre additionnel formé de raies brillantes. 11 y a donc là une seconde source de lumière spéciale, et celle source doit être un gaz lumineuœ. En outre, les deux principales raies brillantes de ce spectre nous apprennent que ce gaz était composé surtout d'hydrcgène, et leur grand éclat })r(nive que la température du gaz lumineux a été plus élevée que celle de la photosphère. Ces faits, rapprochés de la soudaineté de l'explcsion de lumière dans l'étoile, de sa diminution d'éclat immédiate et si rapide, de sa chute, en douze jours, de la seconde à la huitième grandeur, nous conduisent à admettre que l'astre s'est trouvé subitement enveloppé des flammes de l'hydrogène en combustion. Il se pourrait qu'il eût été le siège de quelque grande convulsion, avec dégagement énorme de gaz mis en liberté. Une grande partie de ce gaz était de l'hydrogène, qui brûlait à la surface de l'étoile en se combinant avec quelque autre élément. Ce gaz enflammé émettait la lumière caractérisée par le spectre des raies brillantes. Le spectre de l'autre portion de la lumière stellaire pouvait indiquer que cette terrible déflagration gazeuse avait surchauffé et rendu plus vivement incandescente la matière solide de la i)h()losphère. Lorsque l'hydregène libre eut été épuisé, la flamme s'abattit graduellement, la photosphère devint moins lumineuse, et l'étoile revint à son premier état. » — « Nous ne devons pas oublier, ajoute W. Uuggins, que la lumière, messager cependant si rapide, exige un certain temps pour venir de l'étoile à nous. Celle grande convulsion jibysique, nouvelle pour nous, était donc
formé uniquement de trois raies brillantes isolées; ce n*est donc pas un amas d'étoiles distinctes, mais une véritable nébulosité,, une agglomération de matière gazeuse, lumineuse ou incandescente. La plus brillante des trois raies observées coïncidait avec la plus forte des raies i)articulières à Tazotê ; la plus faible avec la raie verte de Thydrogène; en lin la raie intermédiaire, peu éloignée de celle du baryum, ne coïncide pas toute- ^'ejt
fois avec elle. Les trois raies brillantes se détachaient d'ail- M 1-
leurs sin* une bande colorée , formant un spectre continu -«i-^ iu extrêmement faible, presque sans largeur, comme s'il provenait d'Un point lumineux situé au centre de la nébulosité. La nébuleuse en question, (ju'on rangeait auparavant parmi les -^^ -ss nébuleuses planétaires, possède en effet un noyau petit, mais très brillant. Iluggins en conclut que probablement la matière formant ce noyau n'est pas à Tclat de gaz, comme celle, dont il est environné, qu'elle est sous la forme d'un brouillard de particules solides ou liquides incandescentes.
Le même savant a étudie en tout soixante-dix nébuleuses. Dn tiers environ a présenté une constitution analogue à celle de la nébuleuse du Dragon, leurs spectres se réduisant à une ou plusieurs raies brillantes; les autres ont donné aii contraire dos. spectres continus. Cette proportion de 1 : 2 des nébuleuses gazeuses aux nébuleuses stellaires est peut-être plus forte que ne donnerait l'examen spectroscoi)i(iue de la totalité des nébuleuses. M. Iluggins, en effet, a choisi spécialement pour en faire l'objet de ses études celles dont les caractères (la forme et la couleur) lui paraissaient devoir présenter une constitution gazeuse.
Citons parmi les nébuleuses de constitution gazeuse, et dont le spectre est formé de trois raies brillantes, une j)etite nébuleuse du Verseau, qui, dans le télescope de lord Rosse, apparaissait sous la forme d'un globe coupé par un anneaïi vu par ça tranche, ainsi qu'on voit Saturne à Tune de ses phases; puis une autre nébuleuse de structure semblable, mais oii l'anneau, vu de face, entoure le globe lumineux. Une nébuleuse spirale a
sS.
Ile
ir
is
19 nébuleuses donnant un spectre formé de raies brillantef n*a pu être résolue en étoiles.
§ 4. l'analyse spectrale et la question des mouvesients réels des étoiles. «> ^S^A.
Pour terminer ce que nous avions à dire des applications de—^^ JBe l'analyse spectrale à l'astronomie, nous rappellerons ici ce qulK -■r jui a été dit, dans le premier volume du Monde puysique, de Tin
fluence du mouvement sur la hauteur du son. Quand, par le^^ ML le fait du mouvement de l'observateur ou du corps sonore (celaE^ MTIa n'importe point), la source d'où émanent les ondes sonore s'éloigne, le son devient plus grave ; il semble plus aigu si 1 source se rapproche. Nous avons indiqué la raison de cette mo^ dification, qui provient de ce que les ondes sonores, dans h 3 deuxième période, arrivent î\ l'oreille dans un temps donné une seconde je su]q)()se, en plus grand nombre que si le corpst sonore était en r(^i)os : le son paraît donc formé par un plu^ grand nonïhrr^ de vibrations, et par suite plus aigu; dans Is première période au contraire, les vibrations arrivent moins nombreuses, et la hauteur (hi son est diminuée. Virtuellement les longueurs d'onde sont augmentées dans le premier cas e ^ diminuées dans le second.
Or la lumière est, comme le son, produite par des vibra tiens périodiques; les onduhitions les plus rapides ou les plu courtes sont celles qui correspondent aux parties les plu réfrangibles du spectre, les plus longues ou les moins rapide aux parties qui ont la moindre réfrangibilité.
Dès lors, le mouvement d'une source lumineuse, si toutefoi sa vitesse est comparable à celle de la lumière, doit influer auss sur rai)parente réfrangibilité des rayons ou des ondes qui 1 composent, augmenter cette réfrangibilité si la source s*ap proche de l'observateur, la diminuer si elle s'éloigne. Ces M. Doi)pler qui a api)elé le premier l'attention sur le rappor qui doit exister entre les couleurs des étoiles et leurs mouve
ments. Selon lui, toutes les étoiles sont blanches; seulement 43elles qui s'éloignent paraissent rouges, et celles qui se rapprochent ont une lumière tirant sur le vert ou le bleu. Mais, ainsi
£jue Ta fait remarquer Secchi, avec raison croyons-nous, la
1 umière blanche renferme des rayons plus réfrangiblcs que le
^^iolet et d'autres rayons moins réfrangiblcs que le rouge.
X^'^ffet du mouvement rendrait donc sensibles à l'œil les uns ou
J^s autres de ces rayons, et, la quantité de§ rayons de réfran-
bilité diverse restant toujours la même, la couleur ne paraî-
*^it point modifiée.
Pour que l'hypothèse de M. Doppler pût se vérifier, il fauit que la lumière d'une étoile, au lieu d'être composée d'une 1 titude d'ondes de longueurs ou de réfrangibililcs différentes, fjLk t xnonochroma tique. Cette difficulté a été résolue par l'analyse SJ3C3 extraie. Nous venons de voir que les spectres des lumières similaires sont sillonnés, comme celui du Soleil, de raies ou bsix:^ c3es sombres, et que, parmi ces raies, un certain nombre c>i^ t j)u être identifiées avec les raies spectrales de quelques ^^^i*j:^s simples terrestres, par exemple des métalloïdes comme 1^ l^^^cîîrogène, ou des métaux, magnésium, sodium, fer, etc.
Svipposons donc que l'observateur, étudiant le spectre d'une
^'-^^i lo oii se trouve marquée, par une raie déterminée, la pré-
^^^^^cîe du magnésium, emploie le inênie spectroscope à analyser
^**^^^ U-ltanément la lumière de Téloile en question et la lumière
^^"'-^iicielle du magnésium. Si la Terre et l'étoile sont en repos
^*^^tif, la raie en question devra coïncider parfaitement dans
^^ cieux spectres superposés. Si, au contraire, l'éloile est en
^^^^^i^ement, et si elle s'approche ou s'éloigne avec une vitesse
^^**îsamment grande, l'observateur constatera une déviation
• ^^ Isi raie du magnésium soit vers le violet, soit vers le rouge ;
^^ns et la mesure de cette déviation lui permettront de cal-
^r la vitesse avec laquelle l'astre se meut, vitesse rela-
► qui comprend la vitesse même de notre planète et celle du
"^ ^tèmc solaire au moment de l'observation.
^*esl là une recherche d'une grande difficulté, parce que.
même pour une vitesse considérable de rétoîle, la déviation à mesurer est très petite. Les premiers astronomes qui ont appliqué cette mélliodc à rétude des mouvements stellaires, Huggins et Miller, Maxwell, Seçchi, n'ont pu tout d'abord réussir. Mais le perfectionnement des procédés d'observation a donné à la fin des résultats positifs. En i8()8, M. llnggins est parvenu à constater un très léger cliangeinenl de réfrangibiiité dans Tune des lignes du speclre de Sirius, et il a conclu de ses mesures qu'alors l'étoile et la Terre s'éloignaient avec une vitesse comprise entre 42 et 58 kilomètres par seconde. Il fallait en déduire la coinposanle, dans la direction de Sirius, de la vitesse i)ropre do la Tovve dans son orbite (vitesse qui est toujours connue à ré|)o(|ue do Tobsorvalioii) pour obtenir la vraie vitesse de Téloile. Toutes coiTOclioiis faites, M. Huggins put dire que Sirius, à cette opo(|uo, s'éloignait de nous en parcourant de 29 à 55 kilomotros dans le sons du rayon visuel. Depuis, le moine observateur d'un coté, et de l'autre M. Christie, astronome de TObsorvaloiio do riroemvich, ont étudié mesuré les mouvomonls d'une certain nombre d'étoiles, leurs résultats concordants témoignent en faveur de cette noL velle et curieuse api)lication de l'analyse spectrale aux questionz astronomiques.
ts. Selon lui, toutes les étoiles sont blanches; seulement
^«^11 ^^s qui s'éloignent paraissent rouges, et celles qui se rapproche ^v^^t ont une lumière tirant sur le vert ou le bleu. Mais, ainsi QXjt^ l'a fait remarquer Secchi, avec raison croyons-nous, la lu.nrm :ière blanche renferme des rayons plus réfrangibles que le violât et d'autres rayons moins réfrangibles que le rouge. L'e€1f!el du mouvement rendrait donc sensibles à l'œil les uns ou les siulres de ces rayons, et, la quantité de§ rayons de réfrangibmlilé diverse restant toujours la même, la couleur ne paraitrait: point modifiée.
F^our que l'hypothèse de M. Doppler pût se vérifier, il faudra it que la lumière d'une étoile, au lieu d'être composée d'une multitude d'ondes de longueurs ou de réfrangibililés différentes, fût monochroma tique. Cette difficulté a été résolue par l'analyse spectrale. Nous venons de voir que les spectres des lumières stellaîres sont sillonnés, comme celui du Soleil, de raies ou bandes sombres, et que, })armi ces raies, un certain nombre <>nt j|>xi être identifiées avec les raies spectrales de quelques corps simples terrestres, par exemple des métalloïdes comme ' "Vcli^ogène, ou des métaux, magnésium, sodium, fer, etc.
^^^f)posons donc que l'observateur, étudiant le spectre d'une
eloil^^ où se trouve marquée, par une raie déterminée, la pré-
seuec> du magnésium, emploie le même spectroscope à analyser
^'^^^'-i^ltanément la lumière de l'étoile en question et la lumière
^i*lili nielle du magnésium. Si la Terre et l'étoile sont en repos
^'^t-îf, la raie en question devra coïncider parfaitement dans
^^ ^cux spectres superposés. Si, au contraire, l'étoile est en
^^^Vement, et si elle s'approche ou s'éloigne avec une vitesse
^^i^amment grande, l'observateur constatera une déviation
^ 1^ raie du magnésium soit vers le violet, soit vers le rouge;
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^lo^- la vitesse avec laquelle l'astre se meut, vitesse rela-
^ > qui comprend la vitesse même de notre i)lanète et celle du
" ^'•^mc solaire au moment de l'observation.
"^esl la une recherche d'une grande difficulté, i>arce (jue,
autres les diverses radiations, la réfrangiMlité et la couleur; ces deux propriétés sont d'ailleurs indissolublement liées Tune à l'autre, de sorte qu'à un rayon lumineux de réfrangibilité déterminée correspond toujours la même couleur ou la même nuance.
Nous savons déjà (mais bientôt nous insisterons davantage sur ce point en exposant la théorie de la lumière) que la cause des phénomènes hmiineux provient d'un mouvement vibratoire des sources, lequel se propage dans l'éthcr sous la forme d*oudulations excessivement rapides et excessivement courtes : c'est par triliions que l'on compte le nombre des vibrations effectuées en une seconde par une molécule d'éther, et par millionièmes de millimètre que se mesure la longueur d'onde ou le chemin parcouru par Tondulalion pendant le môme temps. Le phénomène est analogue à celui des ondes sonores, sauf la question de nombre et de mesure, sauf aussi le mode de propagation. On a vu que les sons diffèrent de hauteur et que cet élément dépend du nombre des vibrations dans l'unité de temps de la source sonore, taudis que la force ou l'intensité du son est liée à l'amplitude des ondes. Dans les phénomènes lumineux, le nombre des vibrations ou la longueur d'onde est ce qui différencie les radiations au point de vue de la réfrangibilité, ou de la couleur. Ainsi la couleur de la lumière est l'analogue de la hauteur du son ; l'intensité Fumineuse se mesurerait également par l'amplitude des ondulations éthérées.
Enfin, il y a une autre analogie entre le son et la lumière. De même que l'échelle des sons perceptibles au point de vue de la hauteur est comprise entre deux limites, l'une inférieure, l'autre supérieure, de même les radiations lumineuses sont renfermées entre deux extrêmes, qui sont les limites du spectre visible. La lumière solaire, qui est de beaucoup la plus puis— santé des sources lumineuses connues, est formée de radia tion$ qui s'étendent un peu au delà de la raie A de Frauenhofer di^ côté du rouge, et un j)eu au delà de la raie H dans le violet.
Toutefois ces limites ne îiont relatives qu'aux radiations sus
bleu, rindigo, le violet, auxquelles on peut joindre les rayons de rexlrémilé rouge. Une expérience très simple permet de juger de la différence qui existe entre les pouvoirs éclairants des diverses couleurs, sinon de la mesurer : qu*ôn prenne les pages d'un livre, et qu'on reçoive le spectre sur la partie imprimée du papier, on verra que les caractères seront aisément lisibles dans Torangé, le jaune et le vert, tandis qu*oii aorà de la peine à déchiffrer ceux qui reçoivent les autres couféurs. C'est en procédant ainsi , et en recherchant à quelle distance maximum la lecture était possible dans les diverses régions du spectre, qu'llerschel a trouvé que la plus grande intensité lumineuse se trouvait dans le jaune et le vert.
D'après Frauenhofer, qui a étudié photométriquement les intensités lumineuses des couleurs du spectre, c'est entre les raies D et E, à la limite du jaune, que se trouve le maximum d'éclat; mais ce point est plus rapproché de D, et sa distance à cette dernière ligne est environ la dixième partie de l'intei^valle total DE. Des méthodes plus précises ont permis d'apprécier numériquement les pouvoirs éclairants du spectre, aux points où il est coupé par les huit principales raies de Frauenhofer. En évaluant à 4000 l'éclat maximum, voici quelles sont les intensités lumineuses dont il s'agit :
Couleurs. Intensités lumineuses. Raies.
Extrême rouge insensible A
Orange 640 D
Jaune iOOO »
Vert 480 E
Bleu 170 F
Indigo 31 G
Extrême violet 6 H
Quand nous parlerons des procédés qui constituent la photo-métrie, dont l'objet est la comparaison des intensités lumi^ neuses, nous dirons comment ces mesures ont pu s'effectuer*^ Mais dès maintenant nous devons faire remarquer qu'elles n
RADIATIONS LUMINEUSES. 2t9
ceptibles de produire une impression sur ta rétine et de déter- Biiner en nous la sensation de la lumière.. Or cette propriété des radiations solaires d'être perçues par rçeil est tout entière sub-t jective, c*est-à-dire ne dépend que de la conformation de notre organe yisuel et de notre sensibilité, qui est une aptitude pure-t Bient physiologique. En réalite, ces radiations jouissent encore de deux autres propriétés : d'une part, elles ont sur les corps qu'elles frappent une action échauffante, elles élèvent leur tem-« pérature ; d'autre part, elles modifient à des degrés divers certaines substances, de manière à produire des combinaisons ou de& décompositions chimiques. En un mot, les radiations solaires ne sont pas seulement lumineuses; elles sont simultanément calorifiques et chimiques.
Ces propriétés, qui coexistent dans un même faisceau de lumière solaire , ne pouvaient être utilement étudiées qu'en les soumettant à l'analyse prismatique, de la même manière qu'on l'a fait pour les rayons de diverses réfrangibililés. Or l'étude des trois spectres, lumineux, calorifique et chimique, a conduit à cette conséquence d'un haut intérêt, à savoir que le spectre lumineux compris entre les raies A et H de Frauenhofer est loin de donner l'étendue véritable du spectre solaire complet, ou si l'on veut, qu'il y a des radiations calorifiques et des radialions chimiques au delà des radiations lumineuses. Avant de décrire les expériences qui ont conduit à ce résultat, entrons dans quelques détails sur les intensités relatives des diverses parties qui composent le spectre lumineux, ou, ce qui revient au même, sur l'éclat des diverses couleurs du spectre solaire.
Quand on compare, dans le même spectre, les intensités lumineuses des sept couleurs principales, on reconnaît immédiatement que c'est dans le jaune que se trouve la partie la plus brillante. A partir de ce point, Téclat diminue, qu'on aille soit du côté de l'extrême rouge, soit du côté du violet. De plus, on voit que les couleurs peuvent se ranger naturellement en deux classes : la première comprenant les couleurs lumineuseSy le rouge, le jaune, le vert; la seconde, les couleurs sombrer, le
m LE MONDE PHYSIQUE.
il reconnut ainsi que la lenipéralure va en croissant du violel jusqu'au rouge. Il eut l'idée de pousser plus loin Texpérience, et il constata avec surprise que le maximum de chaleur était au delà du rouge extrême, en un point où VœW ne percevait aucune trace de lumière. D'où cette conséquence que, dans la lumière solaire, il existe des radiations invisibles qui produisent do la chaleur et dont le degré de réfrangibilité est moindre que celui des rayons rouges du spectre lumineux. Herschel HA- put déterminer la limite de cette partie du spectre calorifii|aii; a il se contenta, dit Brewster, de s'assurer que, même en un point éloigné de i pouce 1/2 (58 millimètres) de rextrémité rouge, les rayons invisibles avaient une chaleur considérable, quand même le thermomètre était à 52 pouces (1",32 du prisme). »
On vient de voir que le maximum de chaleur fut trouvé eh divers points du spectre, tantôt dans le jaune (Rochon et Sennebier), tantôt dans le rouge ou précisément à l'extrême rouge (Bérard), tantôt enfin au delà du rouge (Herschel). Selon Seebeck (1828), toutes ces opinions sont vraies, parce que, la chaleur transmise par les rayons colorés se trouvant inégalement absorbée suivant la nature du prisme, la position du maximum calorifique doit dépendre de la substance de ce dernier. Et, en effet, ce physicien fit voir que les rayons calori-r fiques les plus intenses sont ceux du jaune, de l'orangé, du rouge ou de rexlreme rouge, suivant qu'on a dispersé la lumière solaire à l'aide de prismes formés avec de l'eau ou de l'alcool, de l'acide sulfurique concentré, du verre ordinaire, du crown-glass ou du flint-glass anglais.
Les expériences de Melloni démontrèrent que les divers résultats ainsi obtenus pour la position du maximum de température dans le spectre ne sont pas contradictoires. Ils tiennent à ce qu'il y a une absorption des rayons calorifiques qui dépend à la fois et de leur réfrangibilité et de la substance du prisme. Comme le sel gemme absorbe peu ou point la chaleur, que celle-ci soit obscure ou lumineuse, c'est avec un prisme de cette substance qu'on peut le mieux comparer les pouvoirs
RADIATIONS GALORIFIt0£S. SX3
caloriûques des divers rayons colorés. En opérant de cette laçoD, HeUoni a prouvé que la température de ces rayons va en s'élevaut du violet au rouge; c'est au delà du rdi^e, dans -le proIoDgemeut du spectre, que se trouve le maximum, à une dislance A» de la limite estrème du rouge égale à celle qui existe entré cette limite et le bleu-vert. Au delà, la chaleur décroit, mais elle est encore sensible quand on arrive à une distance du rouge égale à toute l'étendue du spectre lumineux. Muller «t Franz ont repris les expériences de Nelloni. On voit, dans la Jigure 141 les courbes d'intensité calorifique obtenues avec
— Courbes des intcnsilcs calorifiques, d'iiprès Huiler : X'mll, courbe obtenue ivec
un prisme de sel gemme; X'fn'U, courbe oblcnuc avec un prisme de ci-owd.
^eux prismes, l'un de sel gemme (courbe X'mH), l'autre de ^Kjrown (courbe X'm'H).
D'après Melloni.w le maximum de température dans te spectre
•^calorifique normal du Soleil ne se trouve pas toujours dans Ha même position, mais tantôt plus, tantôt moins éloigné de 3a limite rouge, bien que le ciel, dans les différentes jour- Jmées où l'on fait l'expérience, soit doué en apparence de la zmême limpidité ». Il attribue ces changements, qui se manifestent seulement dans les radiations obscures sans toucher ■aux intensités relatives des radiations lumineuses, aux difféi-
:»ences d'humidité des couches inférieures ou supérieures de
■•'atnoosphère, laquelle serait ainsi douée d'une sorte de colo-
^TO-d'ott calorifique ou de thermochrose^.
ï. Mémoire tur\ tidenlili du diterset radiation* lumineuieif calor^qua tl chimiquei, t*««- N.Xelloiu
su L9 MONDE PHYSIQUE.
En prciiaiil la tumièi'e de l'arc voltaïque comme source, et en opérant avec lin prisme de sel gemme, Tyndall a trouvé qiic lii radiation caloiifique s'étend [iliis liiiti du ci'^té des rayuDS
Fig. 14S. — Courbe des i-adùtiom caloriEquei ànm le «peclru de Vue volUque, d'après Tjiidsll.
les mpins réfrangibles qu'on ne le trouve dans le spectre solaire. Ce l'ésultat vient à l'appui de l'opinion de Melloni que l'atmosphère agit par absurptiou sur les radiations obscures les plus réfrangibles des rayons solaires.
l^g 5. RADIATIONS OHIMiyUES DU SI'EUTIIE. — ePECTBE ULTHA-VIOI.BT.
Tout le monde connaît rintlucnce de la lumière du Soleil sur les couleurs matérielles, quand ces couleurs sont appliquées soit sur des étoffes, soit sur du papier, du bois et diverses autres substances organiques, l^s rideaux de tenlure pâlissent à la lumière du jour, les toiles écrues de teinte jaunâtre blanchissent quand on les expose au soleil. On sait aujourd'hui combien la lumière est nécessaire au complet épanouissement, à la santé, à la vie même des végétaux et des animaux. Or ces influences multiples, sw lesquelles nous aurons l'occasion de revenir ailleurs, consistent, en dernière analyse, en une suile d'actions chimiques, eu des décompositions ou combinaisons de substances. Du chlore et de l'Iiydro^èue qui, dans l'obscu-
