III. LA CHAMBRE OBSCURE. — IMAGES RENVERSÉES
La propagation de la lumière en ligne droite donne l'e: tion des phénomènes qu'on observe dans la chambre ol
Enfermez-vous dans une chambre dont la fenêtre es métiquement close ; un très-petit trou est pratiqué da portion très-mince du volet, et c'est par ce trou seul c rayons d'un corps lumineux, ceux du soleil par exemph vent pénétrer dans la chambre. Placez alors im écrar à une certaine distance du trou. Vous verrez une tache neuse de forme circulaire ou elliptique, d'autant plus j que la distance de l'écran à l'ouverture est elle-mêm considérable (fig. 150). C'est l'image du soleil.
Si, au lieu de la lumière solaire, c'est celle d'une bou pénètre dans la chambre noire, vous verrez, reprodu l'écran, l'image de la bougie et de sa flamme, mais 1 est renversée. La raison de ce renversement est fort i Les rayons qui partent de l'extrémité supérieure de la i passent par le trou, continuent leur route en ligne
LA CHAMBIIE OBSCURE.
(Mils la chambre ohseiire et donnent un point lumiiienx à k partie inférieure de Téonm. Ceux, an contraire, qui parlent de la hase de la flamme vont former leur image en un point plus élevé : les rayons intermédiaires donnent des traees lumineuses entre ces deux points. L'image est donc tout naturcUemeut renversée, et Fou s*explique ainsi à la fois pourquoi !?tle image existe et pourquoi elle offre cette disposition particulière. Une carte percée d'un trou très-fin, à Taide d'une
Ffgi 1S&< ^~ Image renversée d'une bougie.
aiguille^ par exemple, donne sur un écran Timage renversée de la bougie (fîg, 155), La forme de rouverhire est d ailleurs indifférente ; ronde, carrée ou triangulaire, elle donne ton* jours rimage de la source avec sa forme rigoureusement scmhtable. Supposons en effet Touverture de forme triangulaire ; laissons-y pénétrer les rayons du soleil et recevons-les sur un écran placé normalement a leur directiuu. Chaque point du disque donnera un faisceau de lumière, qui, pénétrant par le trou, sera coupé sur Técran selon une section de même forme que l ouverture, c'esl-a-dire triangulaii-e. Tous ces éléments
se superposeront, et comme il n'est pas un point du ce du disque qui ne donne le sien^ il en résulte que la forï Timage sera eircnlaire coninie celle du soleil.
Cela explique pourquoi, dans l'ombre projetée par un t la lumière qui pénètre dans les intervalles laissés p feuiUes a toujours une forme circulaire ou elliptique, sj
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Yig, L"i6 — Images du soleil à l aver* l-^s ouvertures du leuillagî.
que les rayons tombent perpendicnlairenient ou oblîqii sur le soL Pendant les éclipses de soleil ^ on peut ob que ces images de Tastrc affectent la forme d'un cr< lumineux, d'autant plus écliancré que le disque solain lui-même davantage, \
Si le volet de la chambre obscure est eo face d*un pi éclairé par le soleil, ou même par la lumière diffus
réfléchit un ciel clair, cliaque uLjrt viendra peindre sou image sur récran, image renversée comme on Vu vu tout u Theure, et Ton aura une rei>roduciion fidùle du paysage (fig. 157). Si réeraii est bien blanc, toutes les couleurs et leurs nuances s y trouveront admirablement peintes ; mais Timage aura d'autant plus de netteté que Tou vertu re sera plus petite et le paysage plus éloigué.
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Fig* J57« ^ Chambre obscure. ^ Image renversée d'un {>&ysage.
S IV, VITESSE DE rROPAGATION DE LA LUMIÈRE.
En disant que la lumière se propage, on admet implirilement qu'elle ne se transmet pas instantanément d'un ptiiut à un autre ; qu'elle met un certain temps pour parcourir la distance qui sépare Tobjet lumineux de Tœil où elle pénètre ou de l'objet qu'elle éclaire. C'est là une vérité quê plusieurs philosophes et savants avaient depuis longtemps lupçonnée, mais dont la démonstration remonte à deux
siècles à peine. La vitesse de la lumière est si grande sembla d'abord infinie^ du moins pour les distancej peut mesurer à la surface de la Terre. En une secoi lumière franchit en eflfet un intervalle qui n'est pas n de 298000 kilomètres, ou de 74 500 lieues. Elle donc guère plus d'une seconde pour venir de la Lu Terre ; mais il lui faut 8 minutes 1 3 secondes pour veni leil, voyage bien rapide néanmoins, si Ton songe qu'ur de canon mettrait près de 1 2 ans à l'accomplir, en su] qu'il conservât pendant tout ce temps une vitesse de 500 par seconde. Enfin la vitesse de la lumière, 900 000 f( grande que celle du son dans l'air àO®, vaut encore iOC la vitesse de translation de notre planète dans son orbi
Gomment est-on parvenu à mesurer un mouvemei rapide ? Voilà ce que nous allons essayer de faire comp
Imaginons qu un phénomène lumineux, l'inflammatl tas de poudre par exemple, se reproduise périodique des intervalles de temps parfaitement égaux, de 10 en nutes. Quelle que soit la distance de l'observateur à V où a lieu le phénomène, il est évident qu'à partir de mière explosion, toutes les autres se succéderont poi des intervalles successifs de 10 minutes, que la vitess lumière soit faible, considérable ou infinie, pourvu qu servateur reste à une distance constante du point où les explosions.
Mais si l'observateur s'éloigne à partir de l'instant vu la première explosion, il est évident qu'il constal retard à chacune des explosions suivantes, retard qu augmentant et sera dû au temps que la lumière met courir le chemin marquant l'accroissement de la dist la douzième explosion par exemple, s'il s'est éloi 20 kilomètres, et qu'il ait constaté un retard de 2 secor devrait-il pas en conclure que la lumière franchit 1 mètres par seconde? La même conséquence devrait et d'une expérience analogue, si, au lieu de l'apparitio
point lumineux, c'était la dispari li ou périodique d'une lumière qui fût Tobjet de Tobsenatioe.
Or, un phénomène de ce dernier genre a lieu dans le cieL La planète Jupiter est accompagnée, dans son mouvement de translation autour du Soleil, de quatre satellites qui circulent autour d'elle dans des périodes i^égulières. Les plans dans lesquels s'elVec tuent les mouvements de ces petits corps coïncident, à peu de chose près, avec le plan de l'orbite de Jupiter* Or» Jupiter étant opaque, projette derrière lui, c'est-à-dire à l'opposé du Soleil, un eone dVtmbre dont Taxe est couché sur le plan de son orbite. Il en résulte que, dans leurs révolutions snccèssiveii autour de la planète centrale, les satellites viennent traverser ce cône à Tépoque de leurs oppositions. Pendant toute la durée du trajet dans Tonibre, la lumière que ces corps recevaient du Soleil est interceptée : ils subissent une éclipse.
Les éclipses des satellites de Jupiter, surtout celles des trois satellites les plus voisins de la planète, sont très-fréquentes; et^ de la Terre, il est aisé d'observer leurs émersions et leurs immersions en s'aidant d'une lunette de moyenne puissance. Quand le point lumineux, entraîné par son mouvement de révolution autour de la planète, vient à pénétrer dans le cône d'ombre, sa lumière s'éteint : c'est rinstant d une immersion. H continue alors sa course dans Tombre justju'au moment où, tortanl du cône, sa lumière reparaît : c'est le moment de Vémersion. Ces deux phénomènes ne sont pas visibles de la Terre, pendant la même éclipse, pour les deux satellites les les deux plus voisins de Jupiter, ces satellites se trouvant masqués par le coq^s opaque de la planète tantôt au moment de leur immersion, tantôt au moment de leur émersion. De plus, 00 ne peut les observer d'aucune façon à Tépoque de la conjonction ou k celle de Topposition, le cône d'ombre se Irouvaut eulièremenl cacbé par le disque de la planète, ainsi qu'on peut aisément s en rendre compte à Taide de la figure 1d8, Il est tout aussi facile de voir pourquoi ce sont les immei'sions qui 4oat visibles pour nous, depuis l'époque de la conjonction jus-
Kig. Î58 — Mesure tle la viiesse de la lamiére par les écJîp?es des salellites rie
la Terre est en T et que Jupiter est en J sur le proton du rayon vecteur TS , c'est Tépoque de la conjonction, j de cet instant, la Terre décrivant un certain arc sur son et Jupiter un arc de moindre amplitude sur la sienne, ] vateur se trouve porté à la droite du cône d'ombre
piter, et dès lors peut voir les immersions des satellites. Les mêmes circonstances ont lieu jusqu'à rinstautoù, la Terre étant enT, Jupiter est en J', loujoui*s s;ir le prolongenuMit du rayon, mais a l'opposé du Soleil, c'est-à-dire jusqu'à l'opposition. Alors, par le fait des mouvements simultanés de la Terre et de Jupiter, la première de ces planètes se porte à gauche du conc iKombre projeté par la seconde, et ce sont les émersions des satellites qui sont visibles, jusqu'à la nouvelle conjonction T" J".
Ces préliminaires bien compris, nous allons pouvoir facilement expliquer comment les astronomes ont pu déiluire la vitesse de la lumière des observations des éclipses dont nous venons de parler.
Considérons, par exemple, le premier satellite de Jupiter, c'est-à-dire le plus voisin de la planète. Son mouvement de révolution est connu avec assez de précision pour que Ton puisse calculer avec une grande exactitude les intervalles de ses éclipses, c'est-à-dire les intervalles qui séparent soit deux immersions, soit deux émersions consécutives. Or, l'observation fait voir que les durées de ces intervalles ne sont }»as constantes; qu'elles semblent se raccourcir à mesure que la Terre se rapproche de Jupiter, pour s'agrandir au contraire à mesure qu'elle s'en éloigne, tandis qu'elles sont sensiblement égales, aux deux époques où la distance de la Terre à Jupiter varie peu, c'est-à-dire à la conjonction et à l'opposition. Si donc on calcule, d'après la durée moyenne des intervalles séparant deux immersions successives, l'épotiue d'une future immersion, et que l'on compare le résultat du calcul avec celui donné par l'observation, on trouvera que le phénomène semble en relard, si la Terre s'est éloignée de Jupiter, qu'il paraît au contraire en avance, si elle s'en est rapprochée. De plus, le retard ou l'avance se trouve toujours en proportion exacte avec l'augmentation ou avec la diminution de distance des deux planètes.
H n'est donc pas douteux que la ditTérence entre le résultat
du calcul et l'observation ne provienne du temps que lumière à parcourir les distances inégales dont nous vei parler.
On a trouvé que, de la conjonction à l'opposition l'opposition à la conjonction, les accumulations success ces difiFérences produisaient une avance ou un retar d'environ 16 minutes 30 secondes. Or, les distances T surpassent la distance TJ' d'une même quantité, qui e cisément le diamètre de l'orbite terrestre. Il faut donc nutes 30 secondes à la lumière pour franchir la longi ce diamètre, ou, si Ton veut, 8 minutes 15 secondes po courir sa moitié, qui est la distance du Soleil à la Terre à peu près à 147 500 000 kilomètres.
C'est, comme nous l'avons dit plus haut, une vit 298 000 kilomètres ou de 74 500 lieues par seconde.
La découverte de la vitesse de la lumière par les i des satellites de Jupiter est due à Rœmer, astronome qui l'exposa dans un Mémoire présenté à l'Académ sciences en 1675. Depuis Rœmer, la découverte de Vabe par Bradley vint confirmer à la lois et le mouvement d( lation de la Terre et la. propagatien successive de la 1 dans l'espace. On voit, du reste, que l'exactitude du i qui mesure la vitesse de la lumière dépend ici de la c< sance de la distance du Soleil. Il eu est de même qm déduit cette vitesse de Vaberration. Mais, dans le p cas, c'est la vitesse dans le vide des espaces célestes, que, dans le second cas, c'est celle de la lumière dan Les deux méthodes ont donné des résultats à peu près ( dants.
Enfin, dans ces dernières années, deux savants, MM. et Foucault, sont parvenus, chacun de leur côté, à n directement la vitesse de la lumière, par des méthodes ment physiques. Voici quelle est en substance là m imaginée par M. Fizeau.
A l'aide de l'appareil que représente la figure 159, il
im faisceau de rayons luniiaeux émanés d'une lampe, de Siircsnes, — c'est le lieu où il s'était établi^ — à Montmartre, où se trouve disposé un miroir réflécliissant la lumière et la ren-- YOfaot précisément au point de départ. La lumière de la lampe vient d'abord tomber, après avoir traversé un système de deux lentilles sur un miroir M, formé don morceau de glace sans tain, incliné à 45** sur la direction des rayons lumineux. De là, elle se réfléchit à angle droit, et après son passage dans Tobjectif d'un corps de lunette qui ramène le faisceau an parallélisme, elle franchit la distance qui sépare les deux stations.
Ktg* \W, — Appareil de M. Fîzeau pour la mesure directe de la vitesse de U lumière.
Arrivé à Montmartre, le faisceau traverse Tobjeetif d'une seeoiide lunette e( va se concentrer sur un miroir qui le renvoie, ensuivant la même route, sur le premier miroir incliné* Là ?au réfléchi, traversant la glaee sans taiu, peut être ftlné par l'observateur muni d'un oculaire. On voit qu*à Taille de cette disposition, M. Fizeau a pu observer à Suresnes riioi^ de la lumière placée près de lui, après que ses rayons tfmieiit effectué le double trajet qui sépare Suresnes de I Montmartre.
Toute la question était de déterminer le temps que met la
iamièro à franchir ce double intervalle. Pour y parvenir,
[M, Foeau plaçait sur la i^oute du faisceau, un peu en avant du
miroir M et au point où les rayons émanés de la lampe vieu-
nent former leur foyer, les dents d'une roue R, à laq mécanisme d'horlogerie permettait d'imprimer un mo très-rapide et uniforme.
Toutes les fois que le mouvement de la roue am dent sur la route du faisceau, cette dent fait l'ofi écran, la lumière est interceptée, tandis qu'elle travcj ment le vide qui sépare une dent de la dent suivaE comme si l'on abaissait et relevait alternativement i devant le passage de la lumière. Supposons qu'au dél rotation, la roue, encore immobile, présente un de au passage de la lumière: l'image réfléchie du point 1 est vue sans aflfaiblissement par l'observateur. Si mi la roue tourne, mais avec une vitesse telle que dent mette, pour venir prendre la place du vide qu un temps plus long que le temps employé par la pour aller à Montmartre et revenir à Suresnes, qu'arri C'est que le rayon lumineux à son retour trouvera passage libre, par le vide même qu'il a traversé au du départ : le point lumineux sera toujours visible mesure que croîtra la vitesse de rotation, l'intens lumière diminuera, parce que de tous les rayons qui traversent chacun des intervalles, il y en a ur croissant qui, à leur retour, trouveront le passage enfin la vitesse de la roue est telle que le temps em une dent pour venir prendre la place du vide qui 1 est précisément égal à celui que met la lumière è la double distance des deux stations, il n'est pai rayon lumineux traversant la roue au départ qui ] le passage fermé au retour; il y aura éclipse continue lumineux, tant que persistera la vitesse dont nous pi
Cela suffît, car un compteur adapté à la roue pei de connaître le nombre de tours qu'elle fait par se nombre des dents et des intervalles est connu : qU'une dent met à prendre la place d'un vide est de lui-même, et Ton vient de voir qu'il est rigoui
i fae Brt la lueiière à pano«irir deux fob les
I ^ séparaipeiit les deux stiitioiis. M* FmtêM m
poiET k famûère Im TÎles» de 313000 kUamètre^
q«i «ppfodie bemeotip de edb que dotmaîent
des ntellites de lupiter^ «{Uiuïd ou adoptuit
da Soleil déduite de rancieiine parallaxe de cet
Quelque temps après rexpérieuce de M« Fixeau, eu mai et juiu 18aO, des appareils fondés sur le priucipe des miroirs
fift l€Q; — Messrt de U vilesst de b lumière p«r M* Flimii. ~ U U point lummeiu vu àtiafvn lei deou de 11 roue înmiobtlâ. ~ % Eclipso pvliolU du point lumimui. —
tournants^ employés par Wbeatstoiie à la mesure de la vitesse de rélectricité, ont permis Je constater que la lumière se meut iTee plus de rapidité dans lair que tlaiis Teau et de mesurer le rapport des deux vitesses. MM. Léon Foucault et Fizeau sont parvenus^ chacun de leur côté, au même résultat. Enlin en 1862, le premier de ces savants, moJiliant son appareil primitif, est allé plus loin encore : il est parvenu à mesurer le temps que la lumière met à parcovu'ir la fait» le distance de 20 mèti*es, Jemps qui équivaut à la ceot-cinquanle-millioniéme partie Tuoe seconde. D'après les dernières expériences de M. Foucault, la vitesse de la lumière dans l'espace est de 298 000 kilomètres par seconde, nombre un peu plus faible que celui obtenu par M, Fisteau, mais qui s*accorde avec celui qu'on déduit des observations d'éclipsés des satellites de Jupiter,
daus Fhypo thèse de la nouvelle parallaxe du SolelL
