Raies sombres dss speetres solaires (Fraunhafer

Éclairons avec la lumière solaire la fente F de L'appareil (fig. 172). Nous obtenons des spectres qui diffèrent de ceux: des solides. incàiirdescents et de ceux des gaz incandescents^ Au premier abord ils semblent continus ; un examen plus attentif y montre des raies noires (spectre III de la planche coloriée) : les radiations qui donneraient* là où sont ces raies y des images lumineuses de la fente T manquent dans la lumière solaire.

Ces raies obscures sont très nombreuses,, plusieurs dizaine» de mille; elles forment des groupes caractéristiques, facilement recon.naissables et auxquels on a donné des noms.

Le tableau suivant donne les plus importantes, avec leurs longueurs d'onde, exprimées en dix-millièmes de y. (unité d'Angstxôm).

A ojtygène 7594

B oxygène 6867

G hydrogène 6563

D , sodium 5896

sodium 5890

fer 5270

magnésium 5184

magnésium 5173

magnésium. ,.. 5167

hydrogène 4861

fer 4308

calcium 4227

h hydrogène 4102

H calcium. 3968

K calcium , 3934

L fer, carbone 3S20

M fer...- 3720

N fer 3581

O fer 3441

V titane 336t

Q fer.. 3287

R calcium 3179

S fer 3f00

La raie À se trouve dans le rouge extrême,, D entre le jaune et l'orangé, F dans* le vert, G dans l'indigo, H dans le violet.

La- mesure des longueurs d'onde de ces radiations s'effectue aisé-

ment à l'aide d'un réseau. Utilisons, par exemple, un réseau ayant 100 traits au millimètre; m = 100. Formons les images sur un écran situé à 1 mètre; Z=1Q00 millimètres. Mesurons l'intervalle entre la raie noire d'un spectre et la raie de même nom du spectre suivant : nous trouvons rf=58 ram ,9. Par définition, nous avons :

m ml 100X1000

Expériences avec le prisme et les lentilles.

Maintenant que nous sommes en possession d'un procédé de repérage des couleurs indépendant des sensations qui sont éminemment variables avec l'observateur, nous pouvons revenir utilement sufIcs illustres travaux de Newton, dont YOptique est encore un modèle logique et expérimental.