ANALYSE SPECTRALE DE LA LUMIERE SOLAIRE

AVANT-PROPOS

Les méthodes qu'emploient les astronomes pour étudier le ciel dépendent nécessairement des progrès de la Physique. Nous venons d'exposer en détail les observations faites il y a peu d'années pour déterminer la nature de l'atmosphère solaire ; il était impossible de faire mieux et d'aller plus loin ; mais, dans les dernières années qui viennent de s'écouler, la science s'est enrichie d'un instrument nouveau et puissant qui permet de pénétrer plus avant dans la connaissance de la matière et de sa constitution intime : cet instrument, c'est le spectroscope. A l'aide de cet admirable appareil, nous pouvons, dans certains cas, reconnaître, même à distance, la nature chimique des corps, et, jusqu'à un certain point, leur état physique. C'est lui qui nous fera connaître d'une manière plus certaine la nature et le mode d'action de l'atmosphère qui environne le Soleil.

Pendant longtemps les astronomes se sont bornés à étudier les mouvements des astres, leurs masses et leurs volumes; l'analyse spectrale nous permet de dépasser les découvertes admirables de nos prédécesseurs; elle nous donne le moyen de déterminer la nature de la matière qui compose les corps célestes. La lumière est le seul agent qui nous mette en relation avec ces inondes lointains; c'est à elle que nous de-

vons demander des renseignements sur leur constitution physique et leur composition chimique

La science de l'analyse spectrale est maintenant assez répandue. Depuis la première édition de ce Livre, on a publié un certain nombre d'ouvrages spéciaux, entre autres l'excellent travail de M. Schellen : Die spectral Analyse; les Lectures on spectrum analysis , de Roscoë; les Spectres lumineux , de M. Lecoq de Boisbaudran (' ). Nous ne croyons cependant pas pouvoir nous dispenser de donner ici un aperçu sommaire des principes de cette science nouvelle ; nous éviterons ainsi au lecteur la peine de recourir à d'autres ouvrages. D'ailleurs l'étude du spectre solaire forme la base de l'analyse spectrale et de ses applications à la physique céleste; c'est pour cette étude qu'on a imaginé les instruments les plus puissants : nous ne devons donc pas nous contenter de passer légèrement sur ce sujet dans un ouvrage sur le Soleil. Ceux d'entre nos lecteurs qui voudraient s'instruire à fond de cette science et de ses méthodes pourront consulter les ouvrages spéciaux; quant à ceux qui sont familiers avec cette étude, ils pourront omettre la lecture de quelques-uns des paragraphes suivants. Nous y avons cependant recueilli des données historiques qui ne seront pas sans intérêt, même pour les personnes les plus instruites.

(') M. Lecoq de Boisbaudran ne parle pas du spectre solaire, son livre étant destiné aux recherches de Chimie minérale; mais, parmi les spectres qu'il décrit avec beaucoup d'exactitude, il en est plusieurs dont la connaissance est très-utile, indispensable même, pour les recherches solaires.

§ T. — Premiers travaux sur l'analyse de la lumière solaire

par le prisme.

Il semble qu'en offrant à nos regards les brillantes couleurs de l'arc-en-ciel la nature ait voulu nous inviter à examiner la composition de la lumière et à étudier sa nature. Cependant ce mystère ne fut dévoilé que bien tard. Depuis longtemps on connaît le verre triangulaire : c'est ainsi qu'on désignait autrefois le prisme; sa propriété de colorer les objets les plus grossiers et de les transformer en un amas de pierres précieuses, en faisait un amusement vulgaire, mais peu digne de l'attention d'un philosophe. Le P. Grimaldi fut un de ceux qui l'étudièrent avec le plus de soin et de succès. Il perça une ouverture dans le volet d'une chambre noire, introduisit par là un rayon lumineux et lui fit subir l'action du prisme; il put alors observer attentivement le spectre solaire et en donner une description très-soignée. Après cette expérience intéressante, il en fit une autre sur la transmission du rayon solaire à travers des sphères pleines d'eau, puis il proposa une explication de l'arc-en-ciel, dont la théorie mathématique fut donnée plus tard par Newton (Grimaldi, Physico-malhesis de lumine, prop. XXX et seq., p. 235, etc.). La fi g. 77 montre la disposition de la première expérience de Grimaldi. Le rayon solaire SD, reçu par le trou d'un volet dans la chambre obscure, est brisé par l'angle A du prisme ACB ; il s'étale en reproduisant les couleurs de l'arc-en-ciel et en dessinant le spectre RV sur la paroi opposée. Newton répéta ces expériences et reconnut que les différents rayons du spectre peuvent subir, sans altération, l'action d'un second prisme.

Nous reproduisons la figure originale (78) que Newton envoya à son ami Àrland, de Genève, pour lui faire connaître

Fie- 77-

cette découverte, en y ajoutant le mot célèbre : Nec variât lux fracta colorem ( 1 ). Cette impossibilité de décomposer un

Fin. 78.

rayon qui a déjà traversé un premier prisme constitue en réalité la découverte de Newton; mais il alla plus loin, re-

(') L'original se trouve dans la bibliothèque de Genève, où nous l'avons découvert.

composa la lumière blanche, fixa les noms des différentes couleurs et les proportions dans lesquelles on doit les combiner pour reproduire une lumière analogue à celle du Soleil. Depuis Newton, Wollaston est le premier qui ait fait faire à cette branche de l'Optique un progrès sérieux. En regardant une fente étroite à travers un prisme, il vit que le spectre, au lieu d'être continu, présentait des lacunes ou raies noires qui le partageaient en plusieurs parties. Cette découverte passa inaperçue; elle resta stérile pour la science, jus-

qu'au moment où Fraunhofer, voulant déterminer d'une manière précise l'indice de réfraction des verres qu'il employait, aperçut et découvrit de nouveau le même phénomène ; il imagina des méthodes pour étudier ces raies, les dessiner et fixer leur position par des mesures exactes.

L'expérience fondamentale de Fraunhofer se fait de la manière suivante. Sur un plateau horizontal MN (fig- 79)? on place un prisme triangulaire P, de cristal très-pur; à une certaine distance se trouve une fente F, très-étroite, à bords parallèles, éclairée, à l'aide d'un héliostat, par un rayon de lumière solaire. Ce rayon tombe sur le prisme, et, après avoir subi la déviation sous l'angle minimum, il entre dans l'objectif de la lunette QL , qui sert ainsi à étudier les différentes

parties du spectre. Afin de bien discerner les raies, il faut d'abord viser directement la fente, et disposer l'oculaire de manière à la voir nettement; puis, après avoir placé le prisme sur le trajet des rayons lumineux dans la position qui convient au minimum de déviation, on observe avec la lunette, et, en allongeant légèrement l'oculaire, on met au point de manière à voir nettement les raies. Si le prisme est de bonne qualité et si la lunette est achromatique , on apercevra un nombre très-considérable de raies très-fines ; on en voit un spécimen dans la fig. 3, PL I, où les principales seulement sont représentées. Cette figure est assez semblable à celle de Fraunhofer ; elle a été tracée par M, Van der Willingen. Fraunhofer désigna les raies principales par les lettres suivantes : A dans le rouge extrême, B dans le rouge, C dans le rouge orangé, D dans le jaune orangé, E et b dans le vert, F au commencement du bleu, G dans l'indigo, II dans le violet. Ces lettres ont été religieusement conservées; on y a joint des chiffres destinés à faciliter la comparaison avec le tableau des longueurs d'onde que nous donnons plus loin. Les raies ne correspondent pas aux limites qui séparent les couleurs les plus tranchées du spectre. Le lecteur apprendra par la figure déjà citée à reconnaître leur position.

§11. — Spectroscopes, ou instruments destinés à observer le spectre solaire.

Le mode d'observation adopté par Fraunhofer est encore préférable pour un grand nombre de recherches; il a cependant l'inconvénient d'exiger que la fente soit située à une grande distance. Pour la lumière solaire, qui est très-vive, on peut encore dans ces conditions obtenir un spectre assez bril-

lant et distinguer suffisamment les raies. Il n'en est pas de même pour les autres recherches et, en particulier, pour l'analyse de la lumière provenant des autres corps célestes : elle serait impossible par ce procédé.

On l'a donc modifié en rapprochant la fente du prisme; mais, pour maintenir le parallélisme des rayons incidents et afin qu'on ne soit pas obligé d'éloigner l'oculaire à une trop grande distance de l'objectif, on a ajouté entre le prisme et la fente une lentille achromatique dont le fover coïncide avec

la position coupée par la fente. Au sortir de la lentille les rayons sont parallèles entre eux comme si la fente était située à une grande distance ; ils traversent le prisme qui les disperse et ils sont ensuite reçus par l'objectif de la lunette. Le système de la fente avec la lentille ainsi disposée constitue ce qu'on appelle le collimateur.

Soit F [Jîg. 80) un point de la fente éclairée par une lumière homogène. Les rayons divergents tombent sur la lentille C du collimateur qui les rend parallèles. De là ils traversent le prisme P et sortent parallèles entre eux. Ils tombent ensuite sur l'objectif de la lunette, convergent en O au foyer, où on les observe avec l'oculaire.

Si la lumière n'est pas homogène, chaque rayon aura un foyer différent sur le plan focal mOn de l'oculaire, et l'ensemble constituera le spectre.

L'idée d'employer un collimateur dans les spectroscopes ordinaires est due à Zantedeschi, de Padoue; c'est Amici, de Modène, qui l'a adaptée le premier aux instruments destinés à observer les étoiles.

L'instrument de Fraunhofer ainsi modifié s'appelle un spectroscope, etl'onpeut augmenter son pouvoir dispersifen multipliant le nombre des prismes : de là les spectroscopes simples et les spectroscopes composés. Tout spectroscope est formé essentiellement d'un collimateur, d'une série de prismes et d'une lunette ; en enlevant les prismes et en regardant directement la fente on voit un rectangle blanc et très-étroit. On apercevra cette fente sous un angle d'autant plus petit que le collimateur et l'objectif de la lunette seront à plus long foyer. Si l'on remet les prismes dans leur position, à la place de la fente on voit une série de raies brillantes et de raies noires d'autant plus nettes que la fente est plus étroite. Pour essayer le spectroscope, la méthode la plus facile consiste à examiner un tube de Geissler contenant de l'hydrogène raréfié, ou une lampe à alcool salé, On voit dans la lumière du gaz une suite de raies fines dont quatre sont extrêmement brillantes. Avec la flamme de l'alcool salé, ou simplement avec celle d'une bougie où l'on a mis un peu de sel, on distingue dans le jaune deux raies très-fines parfaitement parallèles.

Une des conditions les plus nécessaires pour avoir nettement les raies du spectre, c'est que le prisme soit constamment dans la position qui correspond au minimum de déviation. Pour cela il faut que le rayon incident et le rayon émergent fassent des angles égaux avec les faces des prismes. Or, grâce à la dispersion, l'angle d'émergence n'est pas le même pour

les rayons de couleurs différentes : il faut donc varier la disposition du prisme, surtout pour les rayons les plus réfrangibles. On peut à la rigueur se dispenser de cette précaution pour les petits instruments; mais elle est nécessaire pour ceux qui ont un grand pouvoir dispersif.

Nous avons employé un appareil qui donne un spectre trèsétalé et très-net avec un seul prisme, mais en employant de fortes lunettes {fig. 8 1 ). AB et CD représentent respectivement le collimateur et la lunette. Le collimateur est fixe, la lunette

Fiff. S.

est mobile sur une règle pouvant tourner autour de l'axe qui supporte le prisme. La lunette et le collimateur sont reliés par deux tiges à charnière qv et pv. De la monture du prisme part une tige qui entre dans un anneau placé lui-même à l'intérieur de la charnière v. Il résulte de ces dispositions qu'en faisant varier l'angle formé par la lunette et le collimateur la tige est toujours bissectrice de cet angle, et que, par suite, le prisme garde sa position qui est celle du minimum de déviation.

M. Kirchhoff est le premier qui ait introduit plusieurs prismes dans le spectroscope. Son appareil {Jig. 82) se composait de quatre prismes de Steinheil, posés sur une plate-forme à laquelle étaient adaptées de grandes lunettes : c'est ainsi qu'il a fait les recherches nécessaires pour la construction des

grandes planches dont nous parlerons bientôt. Ce spectroscope est puissant, mais il présente l'inconvénient d'exiger des modifications continuelles dans la position des prismes pour obtenir le maximum de déviation. Il est très-difficile d'obtenir ce résultat pour un ensemble de plusieurs prismes. On a longtemps cherché à résoudre ce problème : les solutions proposées ont toujours été compliquées et imparfaites;

Fie. 82.

il paraît cependant qu'on réussit actuellement sans trop de difficultés.

Il faut distinguer les spectroscopes destinés aux études de la Chimie de ceux qui doivent être employés à l'étude des astres. Les premiers peuvent être très-lourds, supportés par des pieds massifs et armés de longues lunettes; mais pour l'Astronomie on doit éviter ces machines pesantes, car on doit les adapter aux lunettes qui sont destinées aux observations ordinaires, On doit donc chercher à faire des instruments légers pour conserver l'équilibre des machines; aussi préfère-t-on employer des prismes nombreux et des lunettes très-

courtes, ce qui a encore d'autres avantages pour l'Astronomie.

La Jîg. 83 représente un système de six prismes montés sur une plate-forme; OC est le collimateur, KK' la lunette

Fig. 83.

d'observation, et FF' un petit collimateur qui porte, au lieu de la fente, une échelle dont l'image est réfléchie dans la lunette par la face du dernier prisme. Cette échelle sert à prendre approximativement les positions des raies. Si l'on veut plus de précision il faut un micromètre. Les six prismes sont reliés ensemble par une roue; une pièce de cuivre permet de les mettre au minimum de déviation. Cette disposition est très-imparfaite, et de plus elle ne permet

pas d'employer plus de six prismes. M. Lockyer a cependant employé un instrument semblable pour faire ses admirables découvertes.

En combinant la réflexion avec la réfraction, on est parvenu à obtenir une dispersion plus grande avec un plus petit nombre de prismes. M. Janssen, qui eut le premier cette idée, obtint avec deux prismes et demi l'effet qu'on obtient avec cinq parla méthode ordinaire. M. Littrow en employa quatre

FiS- 84-

et demi qui équivalaient à neuf. Pour obtenir ce résultat, le dernier prisme est coupé en deux; sa seconde face est argentée, de manière à réfléchir la lumière ; les rayons, après cette réflexion, reviennent sur leurs pas en continuant à se disperser à travers les premiers prismes qu'ils avaient déjà traversés. La fig. 84 représente un spectroscope à réflexion construit par M. Secrétan. La lumière pénètre par la fente F, elle est réfléchie par un petit prisme p et renvoyée à l'objectif de la lunette O qui fait l'office de collimateur. Elle traverse les quatre prismes et arrive au demi-prisme n. Arrivée là, elle est réfléchie de nouveau et renvoyée à travers les prismes vers

l'objectif, d'où elle se rend à l'oculaire O'. Cet appareil a des avantages sérieux, mais il est difficile de le régler et d'amener exactement les prismes au minimum de déviation.

M. Young, de Darthmouth - Collège , en Amérique, et M. Grubb, de Dublin, ont imaginé de faire revenir la lumière par un autre procédé. A la face postérieure du dernier prisme (fig. 85 ) ils soudent un prisme rectangulaire w ; le rayon, entré par le collimateur C, après avoir traversé le système des prismes par leur partie supérieure, pénètre dans le prisme rectangulaire par la face hypoténuse; puis il subit deux réflexions totales sur les cotes de l'angle droit, et revient à travers la partie inférieure des prismes, dans la lunette L. La

Fi^. 85.

fig. 85 représente la position théorique du collimateur et de la lunette par rapport au prisme réflecteur; on a supprimé les prismes intermédiaires.

'Lu fig. 86 représente le spectroscope à réflexion tel que nous l'avons fait construire. Nous y avons introduit une légère modification, afin de pouvoir l'équilibrer plus facilement en l'adaptant à la lunette. Les prismes sont joints ensemble par des charnières situées à leurs angles intérieurs et ils sont placés dans la position qui correspond au minimum de déviation. Cette position n'étant pas la même pour les rayons des différentes couleurs, il a fallu rendre les prismes mobiles et imaginer un mécanisme qui permît de les amener tous en peu de temps dans l'orientation convenable. La monture de chaque prisme porte, à sa partie postérieure, une queue divisée par une fente longitudinale. L'un des bords de cette

fente porte des dents qui engrènent avec un pignon. En faisant tourner ce pignon à l'aide d'un bouton, on met tous les prismes en mouvement, et on les amène ainsi dans les positions successives qui correspondent au minimum pour les dif-

Fijj. 86.

férents rayons. Ce mécanisme, qu'on peut appliquer à tous les spectroscopes, permet de passer facilement et rapidement d'une couleur du spectre à une autre, tout en se maintenant dans les meilleures conditions pour observer nettement les raies.

Ces spectroscopes , dont le pouvoir dispersif est considé-

rable, sont utiles pour certaines études; mais on peut, la plupart du temps, employer des appareils moins puissants. Lorsqu'ils doivent être adaptés à des lunettes, ils peuvent être plus simples et plus commodes.

Lu /ig. 87 représente le spectroscope dont nous faisons ha-

Fig. 87.

bituellement usage, et dont on peut modifier la puissance en y adaptant à volonté un nombre de prismes variant de un à cinq. La lettre t représente le gros bouton du tube de la lunette équatoriale à laquelle s'adapte l'instrument; p est le cercle de position qui, à l'aide d'une roue intérieure et d'un pignon, sert à faire tourner toute la machine autour de l'axe de la lunette; c est le tube qui contient le collimateur; r re-

présente les plateaux qui portent les prismes et qui peuvent se séparer à volonté; /est le tube de la lunette du spectroscope ; o l'oculaire à réflexion latérale qui permet à l'observateur de prendre une position plus commode. A la hauteur du point c se trouve une large ouverture par laquelle on voit la fente du collimateur et l'image du Soleil qui s'y projette; nous recommandons beaucoup l'emploi de cette ouverture, car elle facilite singulièrement les recherches spectrales, surtout pour les bords du Soleil. Le pouvoir réfringent de ces prismes est tel, que le rayon émergent est parallèle au rayon incident pour les ravons jaunes. Si l'on veut rendre la dispersion plus considérable, on n'a qu'à ajouter deux prismes à vision di-

Fic. 88.

recte, l'un entre l'objectif de la lunette et les prismes, et l'autre entre les prismes et l'objectif du collimateur. Nous nous contentons ordinairement d'un seul de ces prismes additionnels. Afin de ne pas trop compliquer la figure, on a supprimé le mécanisme qui sert à amener les prismes au minimum de déviation.

Nous venons de nommer les prismes à vision directe ; ces instruments sont très-utiles dans l'analyse spectrale. Ils ont été inventés par M. Amici, de Modène, et perfectionnés ensuite par M. Hofmann, de Paris. C, C, C {fig. 88) sont trois prismes de crown à peu près rectangulaires, soudés à deux autres de flintF, F également rectangulaires. Les prismes achromatiques ont la propriété de dévier les rayons lumineux sans leur faire subir de dispersion ; le système que nous venons de décrire produit l'effet contraire, il les disperse sans les dévier. Ces

appareils sont excellents, et l'on parvient à obtenir, en les employant, une dispersion double de celle que produisent les instruments ordinaires. M. Hofmann construit d'excellents spectroscopes avec un seul prisme à vision directe; MM. Merz et Tauber ont obtenu une dispersion exceptionnelle en les combinant deux à deux.

La fig. 89 représente le spectroscope à vision directe de

Fijj. 89.

M. Merz; ab est le collimateur; bc l'ensemble des deux prismes, cd la lunette. La fente y est munie d'un bouton à tête divisée pour mesurer l'ouverture de la fente, et l'oculaire

Fig. 90.

porte un petit micromètre pour mesurer les distances relatives des raies.

M. Rutherfurd, de New-York, a proposé un système de prismes composés qui n'est pas à vision directe, mais qui produit une dispersion équivalente à celle de trois prismes ordinaires. C, C, C" {fig. 90) sont trois prismes de crown; en f, f se trouvent deux prismes en flint lourd qui est très-dispersif. Le rayon sort de ce système fortement dispersé et légèrement dévié, de sorte que, avec un petit nombre de prismes,

on peut avoir une dispersion très-considérable ('). M. Hofmann construit actuellement des systèmes très-dispersifs composés de trois prismes seulement (fig. 91).

Cette dispersion ne peut cependant pas être indéfinie : l'intensité de la lumière se trouve assez affaiblie, surtout dans la partie plus réfrangible. L'épaisseur du verre à traverser devient bientôt très-considérable, surtout quand on emploie les prismes à vision directe. Chaque système présente à ce point de vue des inconvénients particuliers; dans les spectroscopes ordinaires, il y a de nombreuses réflexions sur les faces et, ces réflexions se produisant sous des angles assez grands,

Fig. 91,

la lumière transmise se trouve considérablement affaiblie. Les réflexions sont moins nombreuses dans les prismes à vision directe; mais, en revanche, l'épaisseur est plus considérable, ce qui fait compensation. Nous ne saurions dire d'une manière générale quel est le meilleur système ; car il est probable, ici comme toujours, que le même instrument ne saurait servir à toutes les recherches. A mesure que l'occasion s'en présentera nous indiquerons les avantages que présente chaque combinaison.

Avec des prismes convenablement disposés, on peut faire un excellent hélioscope. Devant la fente d'un spectroscope ordinaire, à une distance de 20 à 25 centimètres, on place un prisme à vision directe, qui intercepte le faisceau des rayons

') Pour plus de détails, voir Monthly Notices of Astronomical Society. London.

solaires, et produit sur la fente un spectre confus. En observant ce spectre avec le spectroscope ordinaire à fente étroite, on voit une image du Soleil très-nette, colorée des couleurs du spectre, présentant les images du bord, des taches et des facules exactement comme on les voit avec un verre coloré. Si l'on place le bord du disque solaire près de la raie C de l'hydrogène ou de toute autre raie de la chromosphère, on voit

o jv b

les raies brillantes, à l'extérieur du disque, dans la partie qui appartient à la chromosphère et aux protubérances. On peut mesurer la hauteur de celles-ci par la distance du bord à laquelle se trouve la raie renversée. La théorie du phénomène est très-simple. Le spectre confus formé sur la fente (fig. 92) est composé de plusieurs spectres superposés et qui appartiennent à différents points du disque solaire. Le spectroscope qui reçoit ces spectres mélangés les sépare les uns des autres et les dispose dans l'ordre des points du disque solaire d'où ils émanent. De là l'image entière du Soleil dans le champ de la lunette et les détails qui sont d'au-

tant plus distincts que la fente est plus étroite. D'après nos observations, l'image du Soleil aperçue ainsi près de l'horizon est moins agitée et moins confuse que celle que l'on voit avec les verres colorés ordinaires. Comme ce moyen permet de distinguer les enveloppes solaires qui sont en dehors du disque d'avec le disque lui-même, on peut s'en servir pour déterminer les points précis où se produisent les éruptions; on pourra aussi l'utiliser dans l'étude des éclipses et du passage des planètes, pour observer la Lune et les planètes avant leur entrée sur le disque solaire.

§111. — Description du spectre solaire.

La figure du spectre solaire que nous venons de donner, dans des proportions modestes , d'après Fraunhofer et Van der Willingen, n'était qu'un premier essai et comme le prélude des grands travaux qui devaient être exécutés dans cette science nouvelle et inépuisable. M. Kirchhoff est le premier qui ait donné un travail étendu et complet; son spectre, devenu classique, ne contient pas seulement les raies solaires : il y a ajouté un grand nombre de raies appartenant aux différents corps simples de la Chimie. Ce travail, publié d'abord à Berlin, puis à Londres, a été reproduit dans les Annales de Chimie et de Physique; il contient la partie la plus intéressante du spectre , depuis la lettre A jusqu'à la lettre G de Fraunhofer. Le groupe situé au delà de A y est coté 38o millimètres, et la lettre G correspond à 2900 millimètres; la longueur totale est donc 2m,520. M. Thalèn a continué jusqu'aux raies H , de sorte que , entre ces deux limites , le spectre embrasse une étendue de 3m,370. Ce travail monumental a été exécuté avec l'excellent spectroscope de Steinheil [fi g. 82); mais pour les parties extrêmes on a dû se con-

tenter d'un plus petit nombre de prismes. La lunette spectrale portait un mécanisme muni d'un tracelet à l'aide duquel on pouvait tracer sur une planche la position des raies. On a pu ainsi examiner chaque raie et étudier les détails de sa structure; on les a classées d'après leur largeur et leur intensité, car toutes les lignes sont loin d'être semblables; outre qu'elles n'ont pas toutes la même largeur, on voit, en les étudiant attentivement, qu'elles ne sont pas toutes également, noires; elles ont presque toutes des contours nettement terminés ; mais il y en a qui ne présentent pas ce caractère et qui sont diffuses sur les bords. Il y a au contraire des raies lumineuses qui sont plus brillantes que les autres : on en voit un exemple frappant auprès du groupe du magnésium, au point qui correspond à la longueur d'onde 5 [65, 5. On y voit une magnifique bande brillante très-étroite; il y en a aussi un grand nombre dans le violet. Certaines bandes qui, dans les instruments ordinaires, paraissent comme estompées, sont en réalité composées d'un grand nombre de lignes parfaitement distinctes, comme on le voit avec un spectroscope ayant un grand pouvoir dispersif; mais quelques-unes d'entre elles sont réellement diffuses sur les bords, et il est impossible de les décomposer, quelle que soit Ja puissance de l'instrument que l'on emploie. Nous pouvons citer comme exemple les raies du groupe B.

M. Rirchhoff a été aidé dans ce travail par M. Hofmann, car sa vue était trop affaiblie pour qu'il pût l'exécuter tout seul. Dans le tableau descriptif du spectre, dont nous donnerons bientôt un extrait, la largeur des lignes a été indiquée par les lettres a, by c, cl, e, f, g, leur teinte plus ou moins noire par les chiffres 1,2, 3, 4, 5, G; mais il y a tant de variétés dans les raies, au point de vue de l'intensité, de la largeur et de la diffusion, qu'on ne réussira jamais à faire une

figure géométrique du spectre qui soit autre chose qu'une grossière ébauche, un véritable squelette. Le meilleur moyen qu'on puisse employer, c'est de le reproduire par la photographie, comme l'a fait M. Rutherfurd, de New-York, et tout dernièrement M. Draper. Nous reproduisons, en gravure sur cuivre, dans la PL 11, la partie du spectre voisine de II, telle que l'a obtenue M. Draper par les procédés de la photolithographie.

Malheureusement ce procédé n'est applicable qu'à la partie du spectre qui contient des rayons chimiques depuis F jusqu'aux rayons ultra-violets; le rouge, le jaune et une partie du vert sont incapables de produire une impression suffisamment nette ; mais nous espérons que la science surmontera cette difficulté, et l'on nous assure que M. Vogel y est déjà parvenu en mélangeant au collodion des substances rouges, par exemple de l'aniline.

En attendant, nous profiterons des travaux déjà faits et des descriptions optiques que nous ont légués d'infatigables observateurs; tout cela est suffisant pour les parties les plus pratiques et les plus intéressantes de la science.

Le travail de M. Kirchhoff , quel que fût d'ailleurs son mérite, avait deux défauts considérables. D'abord on s'est aperçu que son échelle n'était pas constante dans toute son étendue, car il est bien difficile que ses prismes aient toujours été disposés au minimum de déviation. De plus, l'échelle étant arbitraire, il était difficile d'en reconnaître la proportion et de l'appliquer à d'autres systèmes de prismes n'ayant pas la même nature. Les physiciens ont donc cherché à modifier ce travail déjà si remarquable, de manière à le rendre parfait, en adoptant une échelle invariable basée sur la longueur même des ondes lumineuses qui correspondent aux différents points du spectre. Un spectre tracé d'après ce principe serait absolument indépendant de la nature des prismes et de la manière

dont ils auraient été combinés; mais il y aurait un autre avantage très-considérable, c'est qu'il serait identique à celui qu'on obtient par interférence au moyen des réseaux.

C'est Fraunhofer qui apprit aux physiciens à obtenir de très-beaux spectres sans faire usage du prisme, en utilisant les phénomènes de diffraction. Lorsqu'on fait passer la lumière par une fente étroite, on obtient des franges brillantes, dont la découverte est due à Grimaldi; ces franges deviennent beaucoup plus larges et plus distinctes lorsqu'on emploie une série de fentes parallèles. Fraunhofer obtint d'abord ces fentes , en traçant, au diamant, une série de raies parallèles et trèsserrées sur des plaques de verre doré : c'est ce qu'il appela des réseaux. Puis il reconnut que la couche d'or était inutile et qu'on arrivait au même résultat en traçant les raies sur le verre lui-même. Pour obtenir les spectres de diffraction, on vise avec une bonne lunette une fente très-éloignée ou bien son image placée au foyer d'un collimateur, puis on interpose la plaque de verre rayée sur le trajet des rayons; on peut aussi recevoir dans la lunette la lumière réfléchie sur la surface rayée, surface qui alors peut être métallique. Dans les deux cas, au lieu des franges de diffraction, on voit une série de spectres dans lesquels on peut distinguer les raies, comme dans celui qu'on obtient avec le prisme.

Il y a cependant une différence entre les spectres de diffraction et celui de réfraction. Ce dernier est déformé : le rouge et les rayons moins réfrangibles sont condensés ; le violet et les rayons plus réfrangibles sont dilatés outre mesure. Les réseaux donnent, soit par réflexion, soit par transmission, des spectres où la déviation est précisément proportionnelle à la longueur d'onde, plus étalés du coté du rouge, plus contractés du coté du violet que les spectres dus à la réfraction à travers les prismes.

Ces spectres de diffraction , bien connus des physiciens , n'avaient jamais été employés par les astronomes, à cause de la difficulté qu'il y avait à se procurer des réseaux assez grands et assez régulièrement construits. Cette difficulté vient d'être surmontée : M. Rutherfurd, à la fois savant distingué et artiste habile, a réussi à graver non-seulement sur verre, mais aussi sur le métal des miroirs , des réseaux ayant une surface d'environ i pouce carré, et contenant /jooo lignes parfaitement égales et rigoureusement parallèles. Nous devons à la générosité de M. Rutherfurd deux de ces précieuses plaques, dont la structure est irréprochable : l'une est en verre et l'autre en métal.

Les rayons réfléchis sur les réseaux métalliques donnent des spectres magnifiques. Le spectre de premier ordre est très-vif et équivaut au moins à celui qu'on obtient avec deux bons prismes de flint. Celui du second ordre est double en étendue ; celui du troisième ordre est triple, et il équivaut au spectre obtenu à l'aide de six prismes. Malheureusement il est difficile de dépasser le second ordre, car au delà les spectres se superposent en partie, les couleurs et les raies se confondent. Le violet du premier ordre et le rouge du second se mélangent déjà, et il faut, pour les séparer, se servir de verres colorés. Dans les spectres d'ordre plus élevé, il se produit un phénomène curieux : on peut avoir dans un même champ très-étroit deux lignes très-éloignées l'une de l'autre, par exemple C et F, ces deux raies appartenant toutefois à deux spectres différents superposés; cette particularité peut être très-utile en certains cas.

A part les inconvénients résultant de cette superposition, les spectres ainsi obtenus sont excellents pour l'observation des protubérances solaires; ils sont aussi très -avantageux toutes les fois qu'on veut employer les procédés photogra-

phiques, parce que les rayons chimiques ne sont pas absorbés par cette réflexion comme ils le sont par le passage à travers les prismes.

Dans plusieurs circonstances , nous avons employé cette méthode pour l'observation du Soleil, et nous en avons reconnu les avantages; mais il y a une difficulté qui empêchera toujours d'en faire un usage habituel : c'est l'oxydation du miroir ; aussi , malgré le poids des prismes et l'absorption qu'ils produisent, on les emploiera toujours de préférence aux réseaux métalliques. Quant aux réseaux sur cristal, ils n'ont pas un assez grand pouvoir réflecteur.

Il y a de si grands avantages à employer un spectre construit d'après les longueurs d'onde, que nous avons pris le parti de reproduire dans cet Ouvrage les planches du spectre normal que M. Angstrom a exécuté le premier. Ce savant a commencé par reconnaître les principales raies de Rirchhoff en déterminant la longueur d'onde qui correspond à chacune d'elles; puis il les a disposées dans les Tables dans l'ordre qui correspond à ces longueurs. C'est ce travail que nous reproduisons dans les quatre Pi. 111, IV, V et VI. L'usage en est facile, et elles ne demandent aucune explication. Les chiffres qu'on lit sur l'échelle représentent les longueurs d'onde ; chaque division a i millimètre de longueur et correspond à un dix-millionième de millimètre de longueur d'onde. Comme on peut estimer le dixième de chaque division, on parvient à évaluer les cent-millionièmes de millimètre, ce qui donne une idée de la perfection des mesures micrométriques actuellement employées dans ces recherches.

Le spectre de M. Angstrom s'arrêtant aux raies H, nous avons emprunté la suite au travail de M. Cornu, jusqu'aux rayons chimiques dont la longueur d'onde est 3795 dix-millionièmes de millimètre.

Quant aux raies qui appartiennent aux différentes substances, elles sont indiquées à la partie inférieure d'après la méthode adoptée déjà par M. Kirchhoff. Les raies multiples qui appartiennent à un même corps simple sont reliées par une ligne droite horizontale, sous laquelle on a écrit en abrégé le nom de ce corps. Le fer ayant un très-grand nombre de raies, on lui a donné une zone à part, à l'extrémité de laquelle se trouve son nom, Fe. Les autres substances ont été placées au-dessous; leurs raies sont indiquées par des lignes verticales en traits pleins, qui se continuent en traits ponctués à travers la zone du fer jusqu'à la bande spectrale, afin de faire voir la coïncidence lorsqu'elle a lieu. Les raies dues à l'absorption de notre atmosphère, et qui présentent un aspect diffus lorsque le Soleil est' près de l'horizon, ont été estompées sur une hauteur plus ou moins considérable, suivant leur largeur et leur intensité. Celles qui sont propres aux éléments de l'air sont tracées dans une zone spéciale précédées de ce mot : Aer.

Cette figure ne présente qu'un seul inconvénient, et nous l'avons déjà signalé, c'est que l'échelle de séparation des raies est différente d'un bout à l'autre de la figure, si on la compare au spectre de réfraction : dans le rouge elles sont plus espacées ; elles sont au contraire plus rapprochées dans le violet. Mais, dans la pratique, cet inconvénient disparait, car dans le champ d'un appareil puissant on ne voit à la fois qu'une portion très-bornée du spectre, et il suffit de s'orienter sur quelqu'une des lignes fondamentales pour se rendre compte de l'étendue relative de l'espace qui sépare les différentes raies.

Pour faciliter au lecteur qui posséderait les planches de Kirchhoff la comparaison avec le spectre normal, nous reproduisons la Table suivante, où les nombres de la figure de Kirchhoff sont mis en regard des longueurs d'ondes données

— 2ÏI —

par les deux savants éminents, MM. Van der Willingen et Angstrom. On a conservé, d'après Kirchhoff, les noms des substances auxquelles appartiennent différentes lignes, avec les indications d'intensité et de largeur. On pourra, pour avoir de plus amples renseignements, consulter le travail de Van der Willingen (Musée Teyler, vol. I, fasc. II, p. 5f)) et le spectre normal de M. Angstrom dans les Actes de la Société d'Upsal, 3e série, t. VI.

Pour l'explication de la dernière colonne de notre tableau nous renvovons le lecteur au Chapitre suivant, dans lequel nous exposerons la théorie des spectres lumineux et la coïncidence des raies brillantes qui caractérisent certains corps avec des raies noires du spectre solaire.

Tableau des longueurs d 'onde relatives aux raies principales du spectre solaire, d'après les mesures de M. Van der Willingen, comparées avec celles de MM. Angstroii et Kihchhoff.

NOMBRES

LONGUEURS D'OXDE,

LETTRES de

lettres

en millionièmes de millimètre

Fraunhofer.

de VanUer Wil-

selon

lingen.

Angslrôm.

Gi6,3 6i4,3

Gl2,52

6io,5

5iS,S

NOMBRES