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K SN , NN FSSSES]

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la porte ; son toit est recouvert de terre, et ses volets sont constamment fermés, de sorte que la température intérieure est uniforme. D'autre part, le sol du bâtiment est constitué par un massif de béton s’élevant à 90 centimètres au-dessus du sol naturel ; les différents appareils se trouvent à une hauteur de 1,40 audessus du plancher du bâtiment : leur accès pour les réglages est facile, et pourtant les rayons passent entre le cœlostat et l'objectif à une distance du sol qui atteint 2,30, et les soustrait suffisamment à son influence perturbatrice. On obtient ainsi à Meudon d'excellentes images solaires, tout au moins le soir, et même dans la journée par temps brumeux. La seule perturbation notable est celle qui provient de l’'échauifement de la face réfléchissante des miroirs plans de verre argenté du cœlostat, échauffement qui les rend

Spectragrephe

LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL

légèrement convexes ; on corrige son effet en déplaçant légèrement l'objectif, de façon à maintenir la mise au point de l’image du Soleil sur la fente du spectrogra-

phe ; on a d’ailleurs soin de protéger les miroirs du

rayonnement solaire entre les poses, par l'interposition d’un écran.

L'objectif de Meudon a une distance focale de 4 mètres, distance normale pour un objectif de 23 cm ;

il donne une image solaire de 36 millimètres de dia-

mètre. On peut reprocher à cette image d’être trop petite pour qu'il soit facile d’y distinguer les détails, et d'amener un de ces détails à être exactement sur la fente du spectrographe. C’est pour cette raison que les Américains ont adopté à l’observatoire du Mont-Wilson des distances focales beaucoup plus grandes.

Le premier appareil qu'ils y ont installé était un télescope horizontal qu'on pouvait munir.

comme objectif de l’un ou l’autre de deux miroirs concaves de 60 centimètres d'ouverture ayant des distances focales de 18 et … de44 mètres. Mais il semble que, - malgré les précautions prises.

dans l'installation, cet appareil n'ait jamais donné des images très satisfaisantes, sans doute à cause du trop long parcours horizontal des rayons au voisinage du sol.

L’astronome américain Hale imagina alors les fours solaires :

l'objectif O et le cœlostat à deux miroirs M;, M, sont placés dans une coupole, comme l'indique la figure 15, sur la plateforme d’une tour dont la hauteur est telle que l’image solaire se forme au niveau du sol ; le spectrographe est placé dans un puits vertical creusé au pied de la tour. Les rayons sont ainsi presque entièrement soustraits au voisinage du sol, et la chambre du spectrographe est à température bien constante. L'observatoire du Mont-Wilson possède

deux tours solaires, la première de 20 mètres et la seconde de 50 mètres ; cette dernière, avec un objectif de 30 centimètres d'ouverture, donne une image solaire de 43 centimètres de diamètre.

Le dispositif adopté pour les spectrographes au Mont-Wilson rend leur réglage assez incommode : l’appareïl étant placé dans un puits vertical, l’observateur est obligé de se déplacer verticalement pour l’effectuer. À la tour Einstein de l'observatoire de Pots-

Ce

| LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL

dam, un miroir M,, incliné à 450, permet de renvoyer. les rayons horizontalement dans la chambre du spectrographe ; comme l'indique la figure 16, cette chambre est complètement enterrée, et munie d’une double paroi, pour lui assurer une température parfaitement constante. On a d’autre part cherché à éliminer les vibrations que pourrait produire le vent en entourant la charpente qui porte l’objectif et les miroirs, et qui constitue la tour solaire proprement dite, d’une enveloppe de ciment armé qui n'a aucun contact avec elle et qui porte la coupole.

En fait, il ne semble pas que les tours solaires

donnent des résultats supérieurs à ceux que fournit le

dispositif très simple employé à Meudon; bien que son altitude soit beaucoup plus grande, l’observatoire du Mont-Wilson, comme celui de Meudon, ne peut obtenir de bonnes images solaires que le matin et le soir. L'observation à haute altitude n’améliore pas les images solaires comme elle améliore les images stellaires : 1a raison en est que l’échauffement du sol au Soleil ne dépend pas de l’altitude, et que les perturbations, beaucoup plus fortes que celles qui affectent les observations nocturnes, ont surtout leur origine dans la couche d’air qui baigne les appareils et qui se trouve en contact avec le sol échauffé. L,'obser- vatoire du Mont-Wilson possède pourtant un avantage très marqué sur l'observatoire de Meudon, et encore plus sur celui de Potsdam : placé dans la Californie du Sud, dans une région favorisée de longues périodes de beau temps, à un emplacement

qui a été choisi après de longues études pour la.

rareté du vent, des nuages et de la pluie, il dispose en moyenne chaque année de 300 journées favorables aux observations, alors que Meudon n’en - compte que 150.

Les spectrograbhes à prismes. — Dans ces spectrographes, les rayons issus d’un point de la fente F (fig. 17) sont rendus parallèles par l'objectif collimateur I, puis dispersés par un train de prismes P,, P,, P,; un objectif L/ forme le spectre dans son plan focal F’. Le spectrographe de Meudon comporte 3 prismes, dont l'angle réfringent est de 61°, et dont les faces ont 13 cm de largeur et 13,5 cm de hauteur ;

avec un objectif L' de 3 mètres de distance focale, on obtient sur la plaque photographique une dispersion qui va de 1,7 angstrôms par millimètre à l'extrémité violette du spectre visible à 9 A/mm dans le rouge ; on peut d’ailleurs obtenir un spectre encore plus étalé en employant en IL, un objectif de 7 mètres de distance focale.

Un élément essentiel de la qualité d’un spectrographe est l'intervalle A de deux raies d’un spectre qu'il

/ ) -/ LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL

dépend que du taux de variation dn/d} de l'indice #

des prismes avec la longueur d'onde, et de l'épaisseur totale e traversée par les rayons à la base des prismes ;

on caractérise généralement le spectrographe par son

pouvoir de résolution JA}, qui est d'autant plus grand que l'intervalle A} est plus petit, et l’on démontre qu'il peut être calculé par la formule :

ken ES

Le pouvoir de résolution du spectrographe de

Meudon est de l’ordre de 120.000 dans le violet ; l'intervalle AÀ correspondant est d'environ 1/30 d’angstrôm, et occupe, avec la chambre de 3 mètres, une longueur de 1/50 de millimètre sur la plaque.

Le pouvoir de résolution théorique n’est atteint que si l’on utilise réellement toute la iargeur des faces du prisme, c’est-à-dire si le faisceau le couvre effectivement. Or la largeur du faisceau que forment les rayons qui passent par un point de la fente est définie ‘par l'ouverture de l’objectif de projection qui forme l’image du Soleil sur la fente : on conçoit donc que les caractéristiques à donner à l'objectif collimateur L - doivent dépendre essentiellement de celles de l’objectif de projection. À Meudon, l'objectif L, a une distance

focale de 1,25, etse trouve à 3,25 de l'objectif de. ‘+

projection ; il est placé à 1,65 du train de prismes, de sorte qu’il fournit à l'entrée même des prismes une image de l'objectif de projection ayant 80 millimètres

de diamètre, diamètre qui, à cause de l’obliquité du

permet de séparer. Même avec une fente parfaitement fine, les raies ont une certaine largeur, qui dépend des … phénomènes de diffraction, et deux raies ne peuvent : être séparées que si leur distance est supérieure à leur : largeur. On démontre que le pouvoir séparateur Ane

ALU NTER,

CONARE

faisceau sur les faces des prismes, correspond exactement à leur largeur. On assure ainsi à la fois l’uti-

lisation rationnelle des prismes et l'emploi effectif de toute la lumière fournie par l'objectif de projection.

La largeur des raies, dont dépend le pouvoir de résolution et la précision des pointés, dépend aussi de la largeur de la fente : pour séparer deux raies distantes de omm,02, il faut évidemment que les images monochromatiques de la fente aient une largeur inférieure à om,02. Comme l'objectif L,' a une distance focale environ 2 fois et demie plus grande que celle de l'objectif L, les images de la fente sont environ 2 fois et demie plus grandes que la fente, et /4 largeur de celle dernière doit être inférieure à x/100 de millimètre. On se rend compte ainsi de la perfection qui est nécessaire dans la construction de cette fente, dont la hauteur doit d'autre part être supérieure au diamètre — 4 cm. — de l’image solaire. Ajoutons d’ailleurs que cette fente doit être courbe, pour donner dans le spectre des raies droites, malgré les variations de la déviation qui proviennent de l’inclinaison des rayons issus des extrémités de la fente sur le plan perpendiculaire aux arêtes des prismes.

Remarquons enfin que la qualité d’un spectrographe à prismes dépend essentiellement de la qualité des prismes, c’est-à-dire de la taille de leurs faces, et surtout de l’homogénéité du verre qui les constitue. C'est la difficulté d'obtenir de gros blocs de verre parfaitement homogènes qui limite les dimensions que l’on peut donner aux prismes et par suite le pouvoir de résolution e dn/d x que l’on peut atteindre : les prismes de Meudon doivent être considérés comme exceptionnels au point de vue de leurs dimensions et de leurs qualités.

que les recherches de Rowland ont été effectuées av des réseaux concaves, permettant de former le spec{ sans employer d'objectif. Mais un tel réseau e astigmatique : les rayons issus d’un point de la fent

ne donnent pas une image, mais une droite focale. Il en résulte que chaque point de la plaque est éclairé

par des rayons provenant de différents points de la. out, et qu'il est impossible de distinguer les spectres

fournis par les parties du Soleil dont les images sont formées sur les différents points de la fente. Aussi emploie-t-on presque toujours en Astronomie

Solaire des réseaux plans par réflexion, qu'on mont ‘2 exactement comme les prismes, avec un objec: Fe collimateur et un objectif photographique. L'obser É. vatoire de Meudon dispose d’un réseau plan 568 traits par millimètre, qu’on peut, grâce à la coulisse C, interposer en R (fig. 17, page 86), immédiatement avant le train de prismes, de façon à observer en F” “le spectre formé par l’obj ectif L,". La dispersion obtente avec une chambre de 3 mètres est d'environ 5 angstrôms par millimètre dans tout le spectre : elle est plus petite que celle des prismes dans le violet, mais est plus grande dans le rouge.

Le pouvoir de résolution d’un réseau dont on utilise en tout N traits est donné, pour le spectre d’ OFArE dre “pat la formule théorique :

R=x AN

La largeur rayée du réseau de Meudon étant de 80 millimètres, le nombre de traits est N = 45.000, et le pouvoir de résolution dans le second ordre est R = 90.000, valeur qui est du même ordre que celle ui correspond aux prismes.

La tour de 50 mètres du Mont-Wilson est équipée avec un réseau à 622 traits par millimètre, dont les traits ont 67 millimètres de longueur et occupent une largeur de 126 millimètres ; on l’utilise généralement dans le 3° ordre : son pouvoir de résolution est R = 3 x 126 X 622 — 235.000, et l’on peut séparer, au voisinage de À — 5900 angstrôms, deux raies distantes de A} — 5900/235.000 — 04,025.

La grande distance focale des objectifs des tours re oblige, pour couvrir le réseau, à donner égale-

ment une grande distance focale à l’ objectif collimateur : le faisceau des rayons qui passent par un point de la fente provient, dans la tour de 50 mètres, d’un objectif de 30 centimètres d'ouverture et d’environ 45 mètres de distance focale; à 15 mètres de la fente, il n’a encore qu’une largeur de 10 centimètres, insuffisante pour couvrir le réseau. On a employé un objectif de 23 mètres de distance focale, et, pour réduire son encombrement, on a adopté (fig. 15, page 83) le montage autocollimateur que schématise la figure 18 ; la radiation dont la longueur d'onde À est donnée, en fonction de l’angle d’incidence ? et du nombre # de traits par unité de longueur, par la relation knÀ — 2 sin ? donne des rayons diffractés dans la direction même des rayons incidents ; ils viendraient former une image de retour coïncidant avec la fente si les traits du réseau étaient exactement para!lèles à cette fente ; en réalité, on amène l’image dans le prolongement de la fente en inclinant

un peu le réseau autour d’un axe parallèle au plan de la figure, et l’on peut photographier le spectre

LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL

sur une plaque P placée en avant de la fente ().

La grandeur de la distance focale procure une grande : se

dispersion linéaire : dans le 3€ ordre, pour À — 5900 À, cette dispersion est de 5 millimètres par angstrôm, de

sorte que l'intervalle des deux raies D est de 3 centimètres.

Le spectre entier occuperait une dizaine de mètres : on photographie la partie que l’on veut étudier sur une plaque d’un mètre de longueur, sur laquelle on amène la région choisie par rotation du réseau. L/appareil comporte naturellement un dispositif permettant à l’observateur de commander cette rotation sans avoir à se déplacer ; la fente F et la plaque P sont à 90 em. au-dessous du niveau du sol, tandis que l’objectif L. et le réseau R sont au fond d’un puits de 25 mètres. L'intervalle A) — 04,025 des deux raies que l’on peut juste séparer occupe sur la plaque une distance de oM®,125 ; c’est là la largeur de la tache de diffraction donnée par une radiation monochromatique : il est facile d’en pointer le centre avec une erreur qui ne dépasse pas 1/200 de millimètre, et par conséquent de repérer la longueur d'onde à un millième d'angstyrüm près. On voit que les valeurs élevées des

distances focales entraînent des largeurs relativement

grandes des taches de diffraction et qu’il n’est par

suite plus indispensable d’avoir des fentes extré- |

mement étroites : on emploie généralement au spectrographe de 23 mètres une fente de o "M, 076. Mais elles donnent en même temps des images solaires de grandes dimensions, et conduisent à employer des fentes très longues, de sorte que la fente n’en reste pas

(1x) C’est aussi cette disposition qui est employée à Potsdam, avec le réseau R de 100.000 traits et l’objectif I, de 12 m. de distance focale (fig. 16). On peut également y employer un spectrographe à prismes autocollimateur, formé d’un objectif I, de 3 m. de distance focale et d’un train de prismes P dont les faces ont 30 cm. de largeur et 15 cm. de hauteur.

contenter d’ une fente de 20 centimètres de longueur de plaques photographiques de 20 centimètres

: elle É * |

Les raies telluriques te econnaissance des raies lelluriques. — Nous avons à déjà signalé qu’il existe dans les parties ultra-violette

et infra-rouge du spectre solaire de larges régions absorption dues à la traversée de l'atmosphère errestre. Les us des gaz qui composent cette

V sible une absorption HUte, qui se traduit par “existence de bandes d'absorption en différentes gions de ce spectre; avec les spectrographes à grande dispersion habituellement employés, ces bandes ap araissent comme résolues en raies fines : ce sont raies noires qu’on appelle les raies telluriques. Leur | pect ne diffère en rien de celui des autres raies de s raunhofer ; il est pourtant essentiel, pour pouvoir E. rer de l’étude du spectre des conclusions sur la : constitution du Soleil, de distinguer les raies telluriques 4 des raies solaires proprement dites : nous allons voir

uels sont les caractères qui permettent d'assurer cette distinction.

Le premier de ces caractères peut être rapporté à

ne observation faite par Brewster en 1823, sans d’ailleurs qu'il ait su l'interpréter : certaines raies

a e Pa iEY 4

LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL

intensité lorsqu'on observe à des altitudes de plus

en plus élevées : c’est par exemple ce qu'ont reconnu

Janssen, par des observations visuelles, et de la. Baume-Pluvinel, par des observations photographiques, pour la bande B de Fraunhofer. Cette bande, due à l’oxygène de l’air, est résoluble en une série de

doublets d'intensité décroissante, et l'observation au

niveau de la mer permet de reconnaître dans le spectre solaire les 13 où 14 premiers de ces doublets, tandis qu'on n’en distingue plus que 12 ou 13 à Chamonix, à 1050 m. d’altitude, 10 à 12 aux Grands

Mulets (3050 m.) et 8 au sommet du Mont-Blanc

(4800 m.). De même encore, les raies dues à la vapeur d’eau sont reconnaissables à leur affaiblissement

considérable par les temps secs et froids, lorsque “

l'atmosphère contient très peu d'humidité.

Un second caractère est fourni par l'identification des raies du spectre solaire aux raies des spectres d'absorption des gaz de l’atmosphère, observés au. laboratoire sous des épaisseurs suffisantes. C’est ainsi que Janssen a reconnu la plupart des raies telluriques de la vapeur d’eau en observant le spectre d’un arc

électrique à travers un tube de 37 mètres rempli de

cette vapeur sous une pression de 7 atmosphères, qu’il

a reconnu que les bandes A et B de Fraunhofer doivent …

être attribuées à l’oxygène de l’atmosphère terrestre avec un tube de 60 mètres rempli d'oxygène à 28 atmosphères : la quantité d'oxygène ainsi placée sur le trajet de l'arc est équivalente à celle que traversent les rayons solaires lorsque le soleil est au zénith, et l'intensité des bandes dans le spectre de l’arc est bien la même que dans le spectre solaire.

Mais, en dehors des mesures photométriques précises qui ne sont guère possibles que dans le cas des larges tégions d'absorption (page 37), ces méthodes ne peuvent pas permettre d'affirmer le caractère entière-

ment tellurique des raies, et d'assurer qu’il n'y a pas superposition à l'absorption dans l'atmosphère ter-

restre d’une absorption dans l’atmosphère solaire. Le

véritable caractère distinctif des raies telluriques est celui que fournit la comparaison des spectres donnés par

+ Les bords Est et Ouest de l'équateur solaire : les raies

d’origine solaire paraissent déplacées de l’un à l’autre

| de ces spectres par l'effet de la rotation du Soleil

ET

(page 72), les raies telluriques ont exactement même

- Jongueur d'onde dans les deux spectres. C'est cette

méthode, mise systématiquement en œuvre par Cornu par observation visuelle, et appliquée aujourd’hui par juxtaposition des photographies des deux spectres, qui a permis de reconnaître définitivement

toutes les raies telluriques et d’affirmer, par la non-

existence de composantes déplacées, qu'elles ne se superposent pas à des raies solaires véritables.

Les principales raies telluriques. — Tes raies telluriques, étant les raies composantes de spectres de bandes, sont très nombreuses : sur 22.000 raies actuellement cataloguées dans le spectre solaire, on compte environ 6.500 raies telluriques, soit 30 % du nombre total. Nous allons passer en revue les plus importantes d’entre elles, en les classant d’après la molécule qui les produit ; on remarquera qu'on ne connaît pas actuellement de raies produites par l'azote et les gaz rares de l'atmosphère.

Vapeur d'eau. — La vapeur d’eau produit dans le

spectre visible de très nombreuses raies; citons,

dans le rouge, le groupe a de Fraunhofer et, dans le jaune, les raies voisines de la raie D qui constituent ce qu'on a quelquefois appelé la bande de Ia pluie. Leur intensité est en effet très variable avec la quantité d'humidité contenue dans l'air, et leur renforcement annonce souvent la pluie. La vapeur d’eau produit

Ds

TS plats

LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL

en outre des bandes intenses dans l’infra-rouge.

Oxygène. — L'oxygène produit, dans le rouge, les raies À et B de Fraunhofer. Ces raies sont en réalité des bandes assez larges qui, examinées avec une dispersion suffisante, paraissent résolues en raies présentant la disposition régulière des raies des spectres de bandes. L'étude de leur structure est d’ailleurs actuellement assez avancée pour qu’on aitpuen déduire que l'oxygène atmosphérique est un mélange de plusieurs isotopes.

Ozone. — Nous avons déjà étudié (page 37) la grande bande de l'ozone qui limite le spectre ultraviolet du Soleil. I/ozone présente également, dans l'ultra-violet rapproché, entre 3050 et 3450 À, un groupe de bandes, dites bandes de Huggins, dont les maxima d'absorption sont séparés par des intervalles de l'ordre de 30 angstrôms. Enfin,dans le spectre visible, de 5300 à 6300 À, se trouve un autre groupe de bandes, dites bandes de Chappuis ; il leur correspond une absorption assez faible, mais elles n’en sont pas moins parfaitement visibles dans le spectre que fournit un Spectroscope à un seul prisme, et leur présence se traduit par une anomalie très nette de la courbe qui représente les variations avec la longueur d’onde du coefficient de transmission de l’atmosphère.

Gaz carbonique. — 1e gaz carbonique de l’atmosphère produit dans l’infra-rouge des bandes d'absorption très intenses : l’une d'elles, qui s’étend de 2y.,40 à 3u, forme avec une bande de la vapeur d’eau la bande du spectre solaire que Langley a appelé la bande X ; une autre, la bande V, rend l'atmosphère presque opaque de 4u,2 à 44,5, d’autres enfin produisent, avec les bandes de la vapeur d’eau, la limitation du spectre vers les grandes longueurs d'onde (page 42).

LE SOLEIL La constitution de l'atmosphère solaire

La Révision des tables de Rowland.— Rowland avait donné à r/1000 d’angstrôm près les longueurs d'onde des raies qu’il avait mesurées ; ses nombres avaient été calculés en admettant pour la raie D; du sodium la longueur d'onde À — 5896,56 angstrôms. Les mesures modernes ont montré que cette valeur était trop forte de 04,272, c’est-à-dire que tous les nombres de Rowland sont trop forts de 1/30.000, et de plus que ses mesures relatives présentent des erreurs, irrégulièrement distribuées, qui peuvent fausser les résultats de quantités atteignant parfois 04,03. Elles ont montré d'autre part que les longueurs d'onde des raies solaires ne sont pas exactement les mêmes en tous les points du disque, et qu’elles sont toujours ur peu supérieures — de 3 à 20 millièmes d’angstrôm — aux longueurs d'onde des raies correspondantes des sources terrestres.

Ces différences font que les raies du spectre solaire ne peuvent pas jouer en Spectroscopie le rôle de raies étalons. Le système, dit sysième international, admis universellement aujourd’hui pour. la mesure des longueurs d'onde, repose entièrement sur l'emploi de sources terrestres : l’étalon primaire est la raie rouge du cadmium, dont la longueur d’onde, À — 64384,4696, a été mesurée directement en fonction du mètre étalon avec une erreur inférieure à un millième d'angstrôm ; les étalons secondaires et tertiaires sont des raies de l'arc au fer, dont la longueur d’onde a été comparée à celle de la raie rouge du cadmium par des procédés interférométriques assurant une précision du même ordre.

Il était donc nécessaire de reprendre les mesures de Rowland, et de déterminer en angstrôms internationaux les longueurs d’onde des raies dans le spectre que fournit le centre du disque solaire. Cette révision

LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL

des tables de Rowland a fait l’objet d’un travail de dix années de la part des astronomes du Mont-Wilson, et ses résultats ont été publiés en 1928. Dans une première série de mesures, on a photographié le spectre solaire et le spectre de l’arc au fer international avec le spectrographe de 23 mètres de la tour de 50 mètres, et l’on a déterminé sur les clichés les longueurs d’onde de toutes les raies solaires par interpolation entre les raies étalons de l'arc au fer. Dans une seconde série de mesures, on a comparé directement un certain nombre de raies solaires aux raies étalons par des mesures interférométriques d’une très haute précision faites avec un étalon interférentiel de Pérot et Fabry. L'accord entre les différentes séries de mesures s’est toujours trouvé réalisé à moins d’un millième d’angstrôm, et l’on peut considérer que les longueurs d'onde des raies solaires au centre du disque sont connues avec celte précision.

On remarquera en passant que cette précision n’a de sens que si l’on tient compte dans le calcul des longueurs d'onde du mouvement de la Terre : la vitesse d’un point de l'équateur terrestre dans le mouvement diurne est d'environ un demi-kilomètre par seconde, c'est-à-dire que, lorsque le Soleil est à l'horizon, l'observateur s’en approche ou s’en éloigne avec cette vitesse : à ce déplacement de l’observateur par rapport à la source correspond, par effet Doppler-Fizeau, une variation de longueur d’onde qui atteint un centième d’angstrôm dans le rouge.

Les perfectionnements apportés depuis Rowland à la plaque photographique ont permis d'étendre ses mesures à l'extrême rouge et au proche infra-rouge, et d'ajouter aux 20.000 raies de ses Tables environ 1800 raies comprises entre 7331 et 10.218 angstrôms. La Révision des Tables de Rowland contient ainsi les longueurs d'onde d'environ 22.000 raies, allant de la

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longueur d'onde ultra-violette } — 2075 angstrôms à la longueur d'onde infra-rouge À — 10.218 angstrôms.

L'identification des raies solaires. — En même temps ; ue la détermination des longueurs d'onde, Îles

raies faites par Rowland. Le principe du procédé . d'identification est très simple : on photographie avec le même spectrographe le spectre solaire et le spectre de l'élément à rechercher, on juxtapose les deux

juxtaposition que montrent les figures I et 2 de la Planche III pour deux régions du spectre solaire et les régions correspondantes du spectre de l’arc au fer: | toutes les raies noires du spectre solaire qui se trouvent en face des raies brillantes du spectre de l'arc . sont des raies du fer. Il convient de remarquer que a coïncidence n’est jamais réalisée avec toute la pré- J’écart observé est acceptable ou non; on est guidé ans ce jugement par le fait que l’on sait que la longueur d'onde solaire d’une raie est toujours plus grande que sa longueur d'onde au laboratoire, et que la diffé- rence est en moyenne de l’ordre de 04,008 (cf. page 126).

L'identification nest pas douteuse lorsque les coïncidences sont nombreuses, comme c’est le cas pour

le spectre du fer, ou lorsqu'on retrouve dans le spectre solaire les raies les plus intenses du spectre terrestre, avec leur caractère particulier. Ainsi il n’est pas douteux que la double raie D du spectre solaire est bien la double raie jaune caractéristique du sodium, les raies étant très intenses et présentant le

lorsqu'on retrouve dans le spectre solaire un groupe de raies constituant ce qu’on appelle un multiplet

Î © co

spectres, et on y recherche les coïncidences. C’est cette

cision des mesures, et qu’on a toujours à juger si.

d’un spectre terrestre et que les mêmes raies appa=

stronomes américains ont repris les identifications des

même écartement dans les deux cas ; defaçon générale,

va

LE SPECTRE NORMAL:DU SOLEIL

raissent fortes ou faibles dans les deux cas, on peut considérer l'identification comme certaine.

Mais il devient difficile d'affirmer que l’on n’a pas des coïncidences dues uniquement au hasard lorsque ces coïncidences sont peu nombreuses et portent sur des raies faibles, alors que les raies essentielles du spectre terrestre sont absentes du spectre solaire. Il faut alors comparer ces raies dans le spectre de la photosphère et dans celui des taches, examiner comment se modifie le spectre terrestre lorsqu'on passe de l’arc à l’étincelle, et déduire de ces études et des lois générales de l’érnission des raies quelles doivent être les modifications du spectre lorsqu'on passe des conditions d’excitation de nos sources terrestres à celles qui règnent sur le soleil : l’identification n’en reste pas moins souvent une question de jugement de la part de l’observateur, et peut par suite être sujette à révision.

Sur les 22.000 raies que contient la Révision des Tables de Rowland, environ 12.000, soit 57 %,, ont été identifiées. Quoique ce nombre soit environ le double de celui des tables primitives de Rowland, on voit qu’il reste beaucoup à faire pour connaître dans sa totalité l’origine du spectre de Fraunhofer ; ilconvient pourtant de remarquer que les raies non identifiées ne comprennent aucune des raies intenses du spectre solaire.

. Etat des éléments dans le Soleil. — Tes raies que l’on observe au laboratoire dans le spectre d’un élément dépendent des conditions d’excitation du spectre. Une excitation modérée ne peut produire que des déplacements des électrons à l’intérieur de l’atome neutre, et les raies dont l'émission correspond à ces déplacements sont dites des ra1es d'arc. Une excitation plus forte peut ioniser l’atome, c’est-à-dire lui arracher un électron : à mesure qu'on augmente l'excitation, on voit les

raies d’arc s’affaiblir, tandis qu'apparaissent et se renforcent progressivement les raies d’étincelle, qui correspondent aux déplacements des électrons dans l'ion positif formé par l'enlèvement d’un électron à l'atome neutre. L'intensité de l'excitation qui est nécessaire pour produire le spectre d’étincelle s'exprime par un nombre, qu’on appelle le potentiel d'ionisation, et qui est proportionnel au travail qu'il faut dépenser pour ioniser l'atome.

Parmi les raies du spectre solaire qui ont été identifiées, environ 20 % sont des raies d’étincelle ; comme il est naturel, la proportion de raies d’étincelle pour un élément est en première approximation d'autant plus grande que son potentiel d’ionisation est plus faible. C’est ce que montre le tableau suivant :

Élément Nombre total Potentiel Proportion de raies — de raies d’ionisation d’étincelle

volts VA

CObAIT I de 785 7,81 1,3

RES Os elfe «1e» 3288 7,83 4

Chrome... 1028 6,74 16,3

HtAnE He 2 1085 6,81 27,6

Zirconium .... 371 6 64,2

Baryum | .:... 9 5,19 100

On peut déduire de ce tableau que les conditions où se : trouve la couche renversante sont telles que l'ionisation, très faible pour les éléments dont le potentiel d'ionisation dépasse 7 volts, est à peu près complète pour ceux dont le potentiel d'ionisation est inférieur à 6 vols.

En dehors des spectres de raies donnés par les atomes, on connaît aussi au laboratoire des spectres donnés par des molécules ou des radicaux formés d'un groupement d’atomes ; ces spectres sont constitués par des bandes résolubles en raies. La température du Soleil est telle que presque toutes les molécules y sont entièrement dissociées en leurs ‘atomes consti-

FÈ LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL

tuants ; on observe pourtant quelques spectres de bandes dans le spectre solaire, l'identification. étant certaine par suite de la coïncidence d’un très grand nombre de raies composantes. Les principales sont les bandes du cyanogène (872 raies), dues au groupement CN, les bandes de Swan (422 raies) dues à la molécule de carbone C? ; on a également reconnu des bandes dues aux groupements OH, NH, CH: au total, la Révisoin des Tables de Rowland contient 1800 raies attribuées à des composés. Signalons en passant (cf. page 152) que les raies de ce type sont beaucoup plus nombreuses dans le spectre des taches : la température est plus basse, et l’on y trouve les groupements Ca H, Mg H, Ti O et BO.

Les éléments présents dans le Soleil. — Les éléments qui sont représentés dans le spectre solaire par le pius grand nombre de raies sont le fer, avec 3288 raies, le titane, avec 1085 raies, le chrome, avec 1028 raies, puis le cobalt, le nickel, le vanadium, le manganèse, etc. |

Les raies les plus intenses du spectre solaire sont les raies H (À — 3068 A) et K (1 — 3933) du spectre d’étincelle du calcium : leurs intensités dans l’échelle de Rowland sont 700 et 1000, et leurs largeurs atteignent plusieurs angstrôms, comme on peut s’en rendre compte sur la figure 1 de la Planche III; ces raies jouent un rôle essentiel dans l’étude de l'atmosphère solaire, et nous y reviendrons longuement par la suite (chapitre VII). Le calcium ionisé (Ca+) produit encore dans le spectre solaire les raies infra-rouges de longueurs d'onde 8408, 8542 et 8662 A, d’intensités 12, 16 et 15 dans l'échelle de Rowland : le calcium neutre (Ca) y est également représenté, en particulier par la raie 4227 d'intensité 20.

Les raies les plus intenses après celle du calcium