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CSiafHtre précédent, et que nous employons à l'observation des protubérances. Le spectre étant ainsi plus étalé, les raies sont plus espacées, et, par conséquent, plus distinctes les unes des autres. En employant quatre prismes, M. KirchhofF en a distingué et dessiné deux mille environ; avec neuf prismes, on peut en compter plus de cinq mille. On retrouve ces raies même dans la partie ultra-violette du spectre, bien que cette partie soit invisible; M. Rutherfurd en a déterminé plusieurs centaines à l'aide de la photographie. En employant des instruments puissants, on petit souvent dédoubler des raies qui paraissent simples au premier abord. La raie D se dédouble trèsfacilement; mais, avec un spectroscope puissant, on reconnaît qu'en réalité elle est quintuple; car entre les deux raies principales D* et D*, il y en a trois autres au moins, sans compter celles qui sont à l'extérieur (yî^-94)- 0" peut comparer ces observations

avec celles des étoiles multiples; dans les deux cas, le succès dépentl de la puissance des instruments qu'on emploie. Pour ces recherches, on construit desapj»mls qui contiennent neuf prismes, et même davantage; ces^nismes sont faits (l'une substance fortement dispersive, comme le flint lourd ou le sulfure de carbone. Tel est celui représenté dans lafig.gS, qui

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est composé de six primes. OC est le collimateur, K.K' la lunette d'observation, etp une petite lunette

collimateur qui porte une échelle graduée au lieu de la fente. L'image de cette échelle, réfléchie par le dernier prisme, arrive à l'œil avec les rayons dispersés et sert à fixer leur position.

Le spectre solaire est donc loin d'être continu ; les raies noires que nous venons de signaler sont de véritables lacunes; elles tiennent la place de certains rayons ayant un indice de réfraction déterminé, et qui font défaut dans la lumière du Soleil. Ce que nous

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disons de la lumière directe est également vrai de la lumière réfléchie. On obtient le même spectre , avec les mêmes raies, en analysant la lumière de la Lune, celle des grandes planètes, des nuages et de tous les corps éclairés par le Soleil. Indépendamment de ces raies bien définies, on remarque encore des traits qui paraissent indécis; en les observant avec des instruments puissants, on parvient souvent à les décomposer en lignes noires très-fines.

Les raies brillantes n'ont pas toutes la même intensité lumineuse. Les appareils les plus dispersifs sont ceux qui leur donnent plus d'éclat, surtout dans le jaune et dans le vert. De même, les lignes noires ne sont pas toutes également obscures ; il y a des gradations différentes, qui, dans la Table de M. Kirchhoff, ont été désignées par des chiffres compris entre i et 6. On désigne de même leur largeur par des lettres comprises entre a et g. Nous terminons ce paragraphe par un tableau des longueurs d'onde propres à un certain nombre de raies prises parmi les plus importantes, avec les notations et les chiffres de M. Rirchhoff. Nous ajoutons le nom des substances qui, lorsqu'elles sont incandescentes, donnent des raies brillantes correspondant identiquement aux raies noires qu'on voit dans le spectre solaire.

Nous ne prétendons pas donner une liste complète; on la trouvera dans les travaux originaux de Kirchhofï, Angstrôm, Plùcker, Thalen, Van der Willingen, etc. La Table que nous donnons ici suffit pour mettre le lecteur au courant des travaux essentiels qui sont relatifs à ce sujet. Nous avons préféré les mesures de longueurs d'onde de M. Van der Villingeii, parce

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qu'elles ont soutenu avec avantage la comparaison avec celles des autres savants, Ditscheiner, Mascart, Fraunhofer, Angstrom ; on peut s'en convaincre par l'accord qui existe entre les chiffres donnés par M. Angstrom et ceux que nous reproduisons. Pour ce qui regarde l'identification de ces lignes avec les raies de la figure de KirchhofF, la chose n'est pas toujours aussi facile, car l'échelle de ce physicien, outre qu'elle est arbitraire, n'est pas toujours constante avec elle même. M. Airy a inutilement tenté de trouver une formule qui donnât la longueur d'onde en fonction des divisions de cette échelle. Quant à M. Angstrom, il a rapporté le plus grand nombre des raies à leur longueur d'onde réelle et a donné des tableaux et des figures où chaque raie occupe la place qu'elle doit avoir, selon la longueur de l'onde relative. Il a appelé cette figure spectre normal du Soleil.

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Tableau des longueurs d'onde relatives aux raies prin^ cipales du spectre solaire, d'après les mesures de M. Van DBR WiLLiNGBM, Comparées avec celles de MM. Angstrôm

et KiRGHHOFF.