Mesures micrométriques

Quand il s'agit des spectres d'un ordre plus élevé, la distance angulaire enti-e deux raies principales de Fraunhofer étant beaucoup trop grande, pour qu'on puisse les voir simultanément dans le champ de vision de la lunette, j'ai divisé chacun de ces intervalles en quatre ou cinq parties, et j'ai déterminé, à l'aide de la vis micrométrique, les positions de toutes les raies que j'ai pu distinguer dans chaque section. Afin que les mesures mêmes donnent une vérification désirable de leur exactitude, je les ai prises non-seulement dans le sixième spectre, mais aussi dans le cinquième; exceptons cependant les régions rouges et violettes, où, vu la faiblesse de la lufnière, je fus obligé de restreindre mes observations aux spectres d'un ordre moins élevé.

Pour éliminer les erreurs produites par des irrégularités de la vis micrométrique, les observations ont été faites sur les deux côtés de la normale du réseau. La moyenne prise entre ces déterminations m'a donné les longueurs d'onde des raies de la manière suivante.

Supposons qu'il s'agit de la partie située entre les raies E et Z>. Après avoir divisé tout l'intervalle en cinq parties et en prenant les mesures à l'aide de la vis micrométrique, j'ai obtenu le nombre 8643,7 de divisions sur le tambour de la vis comme correspondant à toute la distance mesui'ée entre les raies E et D. Les déteiminations absolues des longueurs d'onde appartenant aux raies principales m'ont immédiatement montré que la distance angulaire entre ces raies. est dans le 6**"* spectre égale à 3*10' 46''. Par conséquent» la formule

nous donnera le nombre r, par lequel il faut multiplier les divisions m de micromètre pour en déduire l'angle de déviation (p et la longueur d'onde, d'après les formules

logA = /C + log(p *).

Pour faire connaîti-e la valeur de k et celles des angles de déviation cp^ , correspondantes aux raies principales qui m'ont servi de points de départ, je renvoie le lecteur aux tableaux pages XI et XIL

Voici de plus les valeurs de A pour les raies principales de Fraunhofer, sur lesquelles se basent les déterminations de Ç:

Les nombres précédents diffèrent un peu des valeurs moyennes trouvées ci-dessus au moyen des réseaux (I) et (II). Mais, la différence ascendant dans son maximum à 0,3 seulement de l'échelle adoptée, il sera facile d'appliquer la correction aux mesures micrométriques, à l'aide du tableau suivant

jB . . . . + 0,15

fi" .... -1- 0,20

Il est évident, du reste, que, s'il était nécessaire à l'avenir de faire subir quelques minimes variations aux valeurs ti-ouvées de A des raies principales de Fraunhofer, cette circonstance ne diminuera pas l'utilité ni l'usage de nos mesures micrométriques, auxquelles on pourra toujours et sans difficulté appliquer les corrections correspondantes.

Quant à l'exactitude des valeurs des longueurs d'onde, je pense que, pour ce qui concerne les raies fortes, l'eiTCur commise ne montera pas à ^ de l'unité adoptée, ce qu'on peut conclure aussi des différences données dans notre tableau entre les valeurs du cinquième spectre et celles du sixième. Par contre, pour les raies faibles, les erreurs commises seront sans doute un peu plus grandes. En effet, en les amenant au voisinage du réticule, il arrive ordinairement que leur intensité diminue de plus en plus, et même qu'elles s'évauou-

♦> Ce calcul, à la vérité très-simple, serait néanmoins devenu singulièrement pénible par sa répétition do trois mille fois à peu près, si je n'avais eu le bonheur d'être assisté, dans ce travail, par M.M. les Docteurs âlhquist, Hildbbbandsson et Lundquist. Je saisis avec empressement cette occasion de leur témoigoer ma sincère gratitude pour le concours bienveillant qu'ils m'ont prêté.

10 A. J. ÀNOSTRÔM.

ïnt tout-à-fait au croisement même des fils. Eu outre, Tobscrvation de certaines parties spectre est très-difficile; je me borne à indiquer ici une certaine partie entre F et G . i raies, faibles en elles-mêmes, le deviennent encore davantage par la nécessité d'employer milieu:^ colorants pour éteindre les rayons forts qui, doués de couleurs différentes, aptiennent \ux spectres d'un ordre moins élevé, et se présentent simultanément dans le mp de vision de la lunette. ^

Plusieurs des raies Fraunhofériennes sont en réalité des raies doubles, qu'on pourrait ^sifier de la môme manière que le font les astronomes par rapport aux étoiles. On distinrait donc les raies véritablement doubles de celles dont la duplicité n'est qu'apparente, si, dans le premier groupe, on devrait comprendre les raies qui dérivent toutes deux de même substance, laquelle est ordinairement le fer; le second groupe contiendrait, par con- , celles dont l'origiue est différente pour chacune des deux raies qui constitueut actuelleit la raie double.

Sans tenir compte de ces circonstances, j'ai mesuré séparément chaque raie indivî- Ue de ces doubles raies, aussitôt que leur distance réciproque a été suffisamment grande; is quand cela n'a pas eu lieu, j'ai donné seulement la position de leur milieu. Du reste» spectres de la "deuxième classe" ayant toujours une certaine largeur, qui s'élève, dans zsLB du réseau (II), à 11 ou à 12 secondes , on comprend bien que le pouvoir du réseau ir résoudre ces raies doubles doit être limité. Cependant, pour qu'on puisse distinguer l'une ces raies de l'autre, il n'est pas nécessaire que leur distance angulaire soit égale à toute largeur du spectre. Il suffit déjà, comme me l'ont fait voir les expériences faites avec le 3au (U), que cette distance soit égale à la moitié de la largeur mentionnée, d'où il suit m doit voir séparées toutes les raies du 6**"* spectre, dont les longueurs d'onde diffèrent re elles de 0,3 ou plus de l'unité auparavant adoptée.

Les tableaux pages I — ^XII contiennent toutes les raies, dont j'ai mesuré directement longueurs d'onde. Comme il serait très-utile de connaiti*e pour chaque raie individuelle, -seulement sa longueur d'onde, mais aussi son intensité, son origine et tous ses autres stctères, j'ai l'intention de donner une description détaillée de ces divers faits, mais je crois oir l'ajourner jnsqu'au moment où je pourrai donner aussi les longueurs d'onde des raies *a-violettes, et même, s'il est possible, celles des raies theimiques. Cet ajournement me ait d'autant plus opportun, que, malgré tout le soin possible, on n'évitera jamais, dans recherche de cette nature, des eiTCurs ou des indications insuffisantes, que l'expérience nise dans l'intervalle peut corriger et compléter plus ou moins.

Pour le présent, je me borne donc à donner le tableau suivant, qui contient les lonurs d'onde des 150 raies les plus fortes du spectre solaire, accompagnées de l'indication leurs apparences et de leur origine, qui toutefois m'est inconnue pour trois d'entre s.

Les nombres inscrits dans la première colonne du tableau, se rapportent aux planclies M.M. KiRCHHOFF, Hoffmann*) et Thalén**); ils indiquent les raies qui m'ont servi de its de départ dans les mesures microraétriques.

«) Âbbandl. d. E. Preuss. Akad. d. Wiss. Berlin, 1861 & 1862. •«) K. Wetenskaps Akadrs Handlingar, B. 5. Stockholm 1865.

LE 8PRCTRE NOBMAL DU SOLEIL.

Longueurs d*onde des raies Fraunkoférieii'nes les plus fortes.

Baie*.

Longtuiur d'onde.

Hemarqttes,

Baû».'

Longtieiir d^onde.

Willigen -Angstrôm

Remarques.

Baie telloriqne.

Baie telluriqae.

Fe. forte.

Baie teUuriqae.

Fe )

+ 2,6 1 Hydrogène.

"^ ^'^ 1 Raies teUmiqnes.

— Fe

Mg. forte.

Fe; très-forte.

Fe Fe

1 ( Fe

Fe. trèe-forte.

+ 0.8 FeetTi

Baies teUnriqaes.

} Fe et Ti

+ 1.» Fe. très-forte.

— Fe. forte.

+ 0,1 Fe. double.

+ 0.4 ' Fe, double.

+ 1.3 Fe

io.

Ca et Fe

Fe ) Entre ces deux raies, Ca) une raie de Go.

Ca Fe

Fc et Ti, raie tripie, très-forte.

FeetTI

Cr Fe

Ni et Fe

MgetFe

.Ca

Na et Fa

\ M. double.

[Fe

A. J. ANGSTRÔM.

J Longueur ^ "g itonde. |.^'

Remarque».

Eaie».

Longueur donde.

Remarques.

Fe et Ni, qoalie me8.

Fe et Ti

CaetFe

Fe, forte.

CaetMn

Fe, double.

Fe et Mn

Fe, très-forte, double.

Fe, forte.

Fe et B», double.

Fe, très-forte.

Hydrogène.

Fe, très-fiMTte, dooUe.

Hydrogène.

Ca, très-forte.

Mn ^

CoetTL

Fe, double.

— 1 Mn

Fe, double.

* Fe, double.

Inconnue.

Fe etTi

Fe, plusieurs raies.

Hydrogène, très-forte.

Double; Tune de Cal-

Inconnue.

cium.

Fe, très-forte.

Mn, trois raies.

Inconnue, double.

Fe, forte.

Ti et Ca, double.

FeetTi

* ^'' 1 Ca et Fe, très-UrgeB.

5 tableau contient aussi presque toutes les raies observées par M. van deb Wilet même une grande partie de celles de M. Ditsgheiner ♦*). Les 3" et 4* colonnes es différences existantes entre ces diverses mesures et les miennes. Les mesu-

Archives du Musée teyler, Vol. 1; Harlem, 1866.

SitzuDgttbericbte der Eais. Akademie d. Wisseuscbaften iu Wien; Oct. u. Kov. 1864.

L IC 8 l* K C T U !•: N O U M A L DU S O L K I L.

rcs, données primitivement par M. Ditsciieineu, étaient relatives^ et je les ai préférées aux mesures absolves publiées plus tard par lui, puisque ecs dernières déterminations se basent, sans aucun doute, sur une mesure défectueuse de la largeur du réseau.

La concordance que Ton trouve entre ces ti'ois séries est en général satisfaisante, et en ne considérant que les mesures de M. Willigen et les miennes, cet accord est même si grand, qu'à quelques exceptions près il ne laisse rien à désirer.

M. Mascart *) a pris de même des mesures très-exactes sur les longueurs d'onde de la lumière, mais ayant restreint ses déterminations aux raies principales de Fraunhofer H — JBT, les points de comparaison sont nécessairement peu nombreux. Cependant, il a déterminé, en outre, les longueurs d'onde de quelques raies métalliques, et fourni de la sorte des éléments que je pourrai, au moins d'une manière indirecte, comparer avec mes mesures.

En effet, par son Mémoire**) publié récemment dans le tome VI des Actes de la Société royale des sciences d'Upsal, M. Thalén vient d'accomplir la dernière partie du programme que je m'étais proposé déjà en 1863, c'est-à-dire de déterminer les longuem'S d'onde des raies métalliques par leur enregistrement dans le spectre normal du soleil. Dans ce but, il s'est servi des déterminations des longueurs d'onde faites i)ar moi pour les raies Fraunhofériennes, et comme il a pris, dans ses recherches, le plus grand soin possible pour arriver à des résultats exacts, on pouiTa regarder l'accord qui existe entre ces mesures et celles de M. Mascart comme un bon contrôle de mes déterminations. A Texception de trois ou quatre raies, cet accord est aussi grand qu'il ait été possible d'espérer.

Longueurs d'onde^ détenninées par M. MaSCART.

Lignes

de Frmmli.

Baies métalliques.

Longueur donde.

Covlew

de»

rayon».

Ligne»

de Fraunh.

Raies métalliques.

.Longueur donde.

Couleur

des rayons.

Zinc

LiUiium

— 0,8 Ronge.

Zinc

Cadmium

Zinc

Cadminm

•Orange.

Bismnth

Lithiom

Zinc

«BIpii

Zinc

JJiCU.

Cadminm

Argent

Strontinm

Cadminm

1,0 Jaune.

Lithinm

ThaUium

Étaîn

Cadminm

Argent

•Vert.

Calcium

^jn Violet

Cadminm

♦> Annales scientifiques de TËcole Normale supérieure, T. IV; Paris, 186G. ♦"(») Mémoire sur la âétermination des longueurs d'onde des raies métalliques, 1868.

34 A. J. ÀNGSTRÔM.

Le? valeurs données dans les 3* et 4* colonnes du tableau, diffèrent un peu de celles publiées par SI. Thalén, page 14 du Mémoire précité. Cette différence provient de. ce que j'ai appliqué ici les petites corrections indiquées p. 29. J'ajouterai que les valeurs des longueurs d'onde appartenant aux raies principales de Fraunhofer, qui ont servi de base à M. TiiALÉN dans ses déterminations, page .9, 'ont été celles données par moi dans les tableaux des mesures micrométriques p. I — ^XII, et d'après lesquelles ont été construites mes planches; la différence entre ces nombres et les videurs d^nùives^ est néanmoins totalement insignifiante.

4 Description de TAtlas.

a) Raies Fraunhoférienneê.

Afin que les mesures micrométiiques, décrites dans les pages précédentes, deviennent pliis accessibles et que le lecteur puisse facilement retrouver dans le spectre solaire les raies Fraunbofériennes mesurées par moi, j'ai construit un Atlas portant le titre de: Spectre normal du Soleil, lequel accompagne ce Mémoire. Cet Atlas contient six planches, sur lesquelles ont été dessinées, avec le plus grand soin possible, les raies specti*ales depuis a jusqu'à U. M. Thalén, qui a bien voulu m'assister dans ce travail, a fait les dessins d'après les longueurs d'onde données par moi; en outre, il a cherché, autant que possible, à indiquer l'intensité relative des différentes raies.

Le bord supérieur de chaque partie du spectre dessiné, est muni d'une échelle millimétrique permettant de mesm*er les longueurs d'onde des raies individuelles du spectre à un cent-millionième de millimètre près. En effet, une division de l'échelle correspondant à un dix-millionième de millimètre de la longueur d'onde, cette échelle nous donnera immédiatement, si l'on omet les trois zéros qui suivent la virgule, les quati*e premiers chiffres décimaux, et on aura, de plus, le cinquième chiffre par l'estimation des dixièmes de millimètre. Nos diagrammes jouissent donc à peu près de la même exactitude que les mesures elles-mêmes. Pour être dans le vrai, quelques erreurs, montant à un dixième et quelquefois à deux dixièmes de millimèti*e, se sont glissées dans la gravure, mais les mesures ellesmêmes des raies faibles étant douteuses par rapport à cette quantité, on conçoit bien que toutes ces erreurs seront presque insignifiantes.

Pour guider le graveur à l'égard de l'intensité relative des raies, je les avais numérotées de 1 à 9, à l'exception des raies les plus fortes, comme C, Z>, J^, b^ et quelques autres. Ces déterminations, nécessairement approximatives, se fondaient principalement, quand il s'agissait de la partie spectrale située entre a et F^ sur des comparaisons directes, mais par rapport à la partie restante de J" jusqu'à jET, on s'est servi surtout des planches de MÎL Hoffmann et Thalén.

Tontes les raies reproduites sur mes planches entre C et 6, ont été mesurées directement; leur nombre est un peu plus grand que celui donné sur les planches correspondant

LE SPECTRE l^ORMAL DU SOLEIL.

tes de M. KiRCiinoFP. Vers l'extrémité violette du spectre, les raies observées sont par contre moins nombreuses, vu la faible dispersion de cette partie. Cependant, pour donner même à cette portion du spectre une ressemblance aussi parfaite que possible avec la nature, je fus obligé d'ajouter ci et là quelques raies, quoique je n'eusse pas pris directement les mesures de leurs longuem-s d'onde. Du reste, j'ai cherché à introduire aussi complètement que possible dans mes planches, toutes les raies provenant des substances dont on a prouvé, au moyen de l'analyse spectrale, l'existence réelle dans l'atmosphère du soleil. J'ajouterai enfin qu'on a dessiné quelquefois certaines raies comme étant doubles, conformément à leur aspect dans le spectre de réfraction, quoique dans celui de diffraction, il ne fût pas possible de les reconnaître sous cette forme. C'est ce qui a eu lieu par rapport aux raies doubles qu'on trouve à droite de la raie B.

J'ai indiqué aussi sur les ])lanche8 l'origine de chaque raie et sa con*espondance avec les raies des specti'cs métalliques, pour autant que ces faits ont été déterminés par les recherches que nous avons faites, M. Thalén et moi, soit ensemble, soit chacun pour son compte. A ce dernier égard, je dois dire que toutes les recherches sur le titane et sur son existence dans l'atmosphère du soleil, sont dues exclusivement & M. Thalén, qui s'y est livré en vue de son Mémoire, déjà cité, sur les longueurs d'onde des spectres métalliques.

Il va sans dire que j'ai profité aussi des planches spectrales publiées depuis plusieurs années par MM. Kibchhoff et Hoffmann.

Enfin, pour faire connaître combien des raies ont été indiquées sur mes planches comme dérivant des substances connues, je les résume dans le tableau suivant:

Nombre

Sub$t<mce9.

des

SybsUmoes.

des

rates*

raies.

Htdbooènb

Manoanèsb

Sodium

Chbomb

Barium

Cobalt

Calctuv

NiCKBL

MAOMÉBnTM

ZiNO

ÂLUMIlfnJX

GUITBB

FsB

TiTANB

Le nombre total de ces raies s'élève environ & 800, nombre qu'on aurait aisément pu augmenter de beaucoup en employant des appareils plus énergiques pour mettre les corps à

*> Le nombre des raies du titane enregistrées sur mes planches^ est très-inférieur à celui qu'a donné M. Thalén, lequel nombre monte à 200. La raison en est: 1^ que ma planciie E-F était déjà gravée « avant qu'il eût terminé ses recherches sur ce métal, et: 2^ que plusieurs des raies du spectre solaire qui correspondent actuellement aux raies titaniques, sont tellement faibles qu'on ne peut les distinguer que dans des cas exceptionnels do pureté et de dispersion du spectre solaire.

3t> A. J. ANG8TUÔM.

at d'incandescence *), Cependant, le nombre déjîi trouvé suffira, comme on le voit, pour exipicr l'origine de j)resque toutes les raies fortes du spectre solîiirc et confirmera donc l'opinion, i^e par moi dans un autre travail, que les substances constituant réellement la masse du cil-, sont sans doute les mêmes que celles de la terre. N'oublions pourtant pas de dire qu'il ste actuellement enti'e F et Gr, à peu près au milieu, quelques raies fortes dont l'origine st encore inconnue; mais, les conclusions qu'on en voudrait tirer en faveur de substances aires étrangères à notre globe, seraient certainement prématurées. Remarquons néanmoins, unie un fait curieux, que la plus forte de ces raies inconnues coïncide avec une raie forte brome; mais les raies du chlore n'ayant aucune coiTcspondance avec les raies Fraunhoienncs, il n'est pas probable que cette cor£espondance ait lieu par rapport au brome.

L'aluminium possède certainement des raies brillantes en plusieurs endroits du spcc- , mais les raies situées entre les deux //, sont les seules qui semblent coïncider avec 4 lignes Fraunbofériennes. Pour expliquer ce phénomène singulier, il faut dire que les os violettes se présentent comme les plus fortes dans le spectre de ce métal. De même lî les raies jaunes du sodium, ces deux raies d'aluminium ont fait voir quelquefois le phéinène d'absorption consistant en ce qu'une raie noire se présente dans le milieu de chacune lies, ce qui prouve la forte intensité des dites raies. En observant les rayons extra- violets ce métal, on décidera si les deux raies mentionnées ci-dessus coïncident ou non avec des es Fraunhofériennes ; car, si ma supposition est vraie, les raies extra-violettes doivent coïnler aussi avec des lignes obscures du spectre solaire.

A deux raies du zinc que j'ai indiquées sur mes planches comme coïncidant avec s raies Fraunhofériennes, il en faut ajouter une troisième, située à 4809,7; mais, à l'égard s deux raies, ti-ès-larges et très-fortes, d'une apparence nébuleuse, il n'y a pas de corrcsudance visible; ainsi, la présence du zinc dans le soleil me semble très-douteuse. Je ai cependant qu'il existe, trois raies du magnésium, du même aspect nébuleux, qui ne poslent pas non plus de correspondance avec les raies de FraunUofer, quoique la présence ce corps dans le soleil ne permette pas le moindre doute.

De tous les corps, \t fer a assm'ément produit le plus grand nombre de raies dans spectre solaire. Ces raies, qui ne sont pas symméti-iquement distribuées sur toute Tétene du specti-e, présentent deux maxima, dont l'un est situé près de jB, et l'autre près de . Quelques-unes paraissent être communes avec celles du calcium , mais une telle coïncidence raies de différents métaux n'est souvent qu'apparente. Pour en donner un exemple, je erai la raie forte du fer entre E et b, dont la longueur donde est 5226, et qui a été ssinée comme une raie simple sur les planches de M. Kirchiioff et sur les miennes. Cendant, comme Ta prouvé M. Toalén en augmentant fortement la dispersion par l'emploi six prismes en flint de 60 degrés, cette raie est actuellement triple^ et les raies qui en it partie, appartiennent, Tune au fer et Tune des autres au titane.

Parmi les métalloïdes, Vhydrogène est le seul que l'analyse spectrale ait pu indiquer

mme appartenant au soleil, tandis que les autres substances, telles que l'oxygène, l'azote

le carbone, qui existent en si grandes quantités sur la terre, ne peuvent jamais être dé-

iiveites dans le soleil par ce procédé. Pour indiquer nettement cette impuissance de l'ana-^

*> C*c8t seulement en opérant avec le fer, le manganèse et le calciam que fonctionna une pile taïque de 60 couples.

lysc «poctralc par rapport à Foxygèiic et à Tazotc, j'ai dessiné au-dessous du spectre solaire les raies princip.alcs du spectre électrique de Taîr, et ou verra par là, qu'il n'y a pas de coïueidenees enti-e les raies de ces deux »peetres*).

Malgré le manque presque complet de coïncidences entre les raies du spectre solaire d'an côté et celles de Toxygcne ou de Tazote de l'autre, on n'est pourtant pas en droit de se ])rononcer définitivement sur l'absence totale de ces deux corps dans le soleil. En voici la raison: le si)ectre de l'air ne peut pas se produire moine entre les électrodes de charbon d'une i)ile voltaïque, composée de 50 couples, et en général il ne se présente pas, si l'électricité se propage d'une manière pour ainsi dire électrolytique. Ce spectre exige nécessairement pour sa naissance ujie décharge disiuptive, comme nous le prouvent évidemment les expériences avec les tubes de Geisler, contenant ces deux corps gazeux. En effet, tant que la décharge est accompagnée de l'électroîyse , les spectres obtenus à l'aide de l'air raréfié, appartiennent tous aux corps composés, et ainsi, il est trèsimpropre de les nommer, avec PlOcker, spectres du premier ordre; au contraire, en employant le condensateur, la décharge devient immédiatement dîsruptive et on a en mémo temps les spectres des corps élémentaires, c'est-à-dire le spectre, ordinaire de l'air. Ce fait, très-important même pour la juste interprétation des spectres du soleil et des étoiles**), nous indique comme une chose très-probable que la* température élevée du soleil ne suffit pas pour produire les raies brillantes de l'oxygène et de l'azote, et que par conséquent, même en supposant que ces corps existent, actuellement dans le soleil, ils ne doivent pourtant pas occasionner de raies obscures dans le spectre solaire, de même que l'existence actuelle de ces corps dans l'atmosphère ten'estre ne donne pas naissance à des raies telluriques.

Les observations sur les éclipses totales du soleil, et en particulier celles qui ont été faites dernièrement par MM. Janssen et Rayeï, ont prouvé deux faits, savoir: 1* que la surface lumineuse de cet astre est immédiatement entourée de gaz pesants, qui, constituant ce qu'on appelle les protubérances, donnent naissance à un spectre de raies brillantes; 2** que cette même surface est en outre, à une hauteur considérable, environnée d'unie couronne dont la lumière, polarisée et présentant un specti'e (Continu, dérive du photosphère luimême du soleil. Cela admis, et en supposant que cette com-onne contienne des élément^ ten^estres, il me semble qu'on ne peut pas admettie qu'ils soient auties que l'azote, l'oxy gènp et l'iiydrogène.

Quant MX carbone, on trouve qu'il exige de même une décharge disruptive pour amener la production de son spectre réel, qui possède une ressemblance assez notable avec celui de l'hydrogène. L'arc voltaïque, au contraire, qui se forme des électrodes de carbone à

♦ Voici de plus une application pratique et très-utile qu'où pourra faire de ce spectre de Taîr. De même que Ton a pu détcrDiiner, par l'enregistrement dans le spectre normal, des longueurs d'onde des raies métalHques, on peut arriver k un résultat identique à Taidc du spectre électrique de Tair, quoique certainement avec une moindre exactitude dans ce dernier cas. Â cet effet, il faut toutefois connaître les longueurs d*onde de ce dernier spectre, ce que les planches mentionnées donnent d'une manière suftisamment exacte.

'**> D'après la mémorable découverte de M. Uuqgins, Tune des trois lignes brillantes qui se trouvent dans le spectre des néi)uleuses coYncide avec la raie forte et verdâtre de l'azote. Mais cette raie est double, et la distance des deux composants est de trois unités en dix-millionièmes de millimètre; il paraît donc qu'on devrait pouvoir constater cette même duplicité dans la raie correspondante du spectre

des nébuleuses.

38 A. J. ÀNGSTUÔM.

Taîdc d'une pile de 50 couples, ne donne pas le spectre propre*) du carbone, mais seulement ceux des carbures d'hydrogèiie et du cyanogène. L'apparition de ces deux derniers spectres coïncide du reste avec les phénomènes ordinaires de Télectrolysation, où les éléments de Félectrolyte se combinent avec les électrodes. On pouiTa donc conclure que la température produite par la pile voltaïque mentionnée, ne suffira pas pour mettre le carbone à l'état gascux; que, par conséquent, en appliquant ces résultats au cas du soleil, sa température doit être regardée, d'un côté, comme trop élevée pour admettre l'existence de combinaisons telles que le cyanogène et l'hydrogène carburé, mais que, de l'autre, elle est trop basse pour pouvoir vaporiser le carbone. H est donc très-probable que le carbone existe à l'état solide dans le photosphère du soleil, et de plus, que, conformément à la théorie remarquable de M. Faye, c'est principalement de rincandescence de cette substance, que provient le spectre continu du soleil.

D'après les observations faites par MM. Secchi et Huggins, les raies d'absorption dans les spectres stellaires sont de deux espèces: chez Tune, le spectre est rayé de lignes très-fines, comme le spectre solaire; chez l'auti-e, les raies constituent des groupes entiers à espaces égaux ou des bandes nuancées. Ces derniers groupes appartiennent vraisemblablement aux coi*ps composés, et je mentionnerai, en particulier, que ceux trouvés dans le spectre de a Orionis, ressemblent fort aux bandes lumineuses que donne le spectre de l'oxyde de manganèse. Supposé que ma théorie soit juste, l'apparition de ces bandes doit donc indiquer que la température de l'étoile est devenue assez basse pour que de telles combinaisons chimiques puissent se former et se conserver.

Entre ces deux limites de température chez les étoiles, limites que l'on peut caractériser par la présence de l'une ou de l'autre espèce des raies d'absorption , on peut s'imaginer ^ussi un état intermédiaire, dans lequel les gaz composés peuvent se former ou se dissocier, suivant les variations de température auxquelles ils sont assujettis par l'action chimique même. Dans cette classe doivent probablement être comprises les étoiles dont l'intensité de iumière varie plus ou moins rapidement et avec une périodicité plus ou moins constante.

Mais je crois devoir m'arrêter, n'ayant pas l'intention d'entrer ici dans une discussion létaillée sur cette matière intéressante. Ce que je viens de dire, suffira cependant à faire voir la nécessité d'étudier d'une manière approfondie, non- seulement les spectres des ;orps élémentaires, mais atissi ceux des combinaisons chimiques les plus importantes, comme 'a déjà fait avec beaucoup de succès M. Mitsghkrlich.

Dans un Mémoire sur les spectres *' doubles*' des corps élémentaires que nous publierons prochainement, M. Tiialén et moi, dans les Actes de la Société des Sciences d'Upsal, lous traiterons d'une manière suffisamment complète les questions importantes qu'on peut se proposer sur cet intéressant sujet. Pour le présent, je me bonie à dire que les résultats luxquels nous sommes arrivés, ne confirment aucunement l'opinion émise par PlûCKER, qu'un îorps élémentaire pourrait donner, suivant sa température plus ou moins élevée, des spectres out-à-fait différents. C'est le contraire qui est exact En effet, en augmentant successivenent la température, on trouve que les raies varient en intensité d'une manière très-compli-

*> Le spectre du carbone, dont il est ici question, fat observé, il y a cinq ans, par M. Thalén et Qoi; l'une des raies qui appartiennent à ce spectre, celle qui se trouve à côté de C, a aussi été obervée par M. Hugoins. Le spectre observé par M. Swan est probablement dû à Tacetylène.

LE SPKCTKK NOUMAL DU S CL K IL. 39

quée, et que, par suite, de nouvelles raies peuvent même se présenter, si la température s'élève suffisamment Mais, indépendamment de toutes ees mutations, le spectre d'un certaiA corps conservera toujours son caractère individuel.

fi) Raies telliiriques.

J'ai dit auparavant qu'à quelques exceptions près, on retrouve toutes les raies Fraunhofériennes les plus fortes dans les spectres des métaux. Cela ne s'applique toutefois pas à l'extrémité rouge du spectre, où l'on observe des groupes nombreux de raies dont on ne peut pas expliquer l'origine par l'absorption dans l'atmosphère du soleil.

Les variations existantes dans leur apparition, ont prouvé que ces raies sont dues à l'atmosphère terrestre, et on les nomme pour cette cause raies tellnriques. jVfM. Brewster et Gladstone*) ont déjà publié une description détaillée de ces raies; mais le dessin qui l'accompagne est toutefois assez peu satisfaisant Dans ces derniers temps, c'est surtout M. Janssen qui les a étudiées avec le plus de soin, et il a même réussi à produire, par des expériences directes sur l'absorption de la vapeur d'eau, des raies noires, situées près de J5, C et /?. Cependant, je n'ai pas encore vu de dessin de ces raies, et j'ignore même s'il en a publié. M'étant aussi livré à l'étude de ce sujet, j'ai indiqué par des raies nuancées, au bord supérieur de mes planches, celles que j'ai trouvées appartenir à l'atmosphère de notre globe. Jusqu'ici, cependant, c'est à l'extrémité rouge du spectre que j'ai consacré mes études de détail.

Dans mon Mémoire de 1853, j'énonçais déjà, le premier en date à ce que je crois, la loi fondamentale qu'tm paz à tétat d incandescence émet des rayons lumineux de la même réfrangibilité que ceux qu'il peut absorbei\ Je cherchais aussi, à ce temps-là, à ti'ouver des correspondances entre les raies telluriques et les raies lumineuses que présente le spectre électrique de l'air. Mais, comme je l'ai constaté depuis, aucune correspondance de ce genre n'existe, et l'on a vu ci-dessus la^cause probable de cette circonstance remarquable.

Puisque, du moins d'après la loi d'absorption énoncée ci-dessus, les raies telluriques ne sont dues ni à Tazote, ni à l'oxygène, il faut les atti'ibuer vraisemblablement à l'absorption des autres gaz qui constituent réellement l'atmosphère ten'cstre, et l'on peut donc, en premier lieu, nommer la vapeur d'eau. Je pense aussi que la plupart des raies telluriques indiquées sur mes trois premières planches, dérivent de cette substance; mais en outre il existe trois groupes, représentés par A^ B et «., dont l'origine doit êti*e attribuée à d'autres substances.

J'ai exposé, dans les Comptes-rendus de l'Académie de Sciences de Paris **) les motifs qui m'ont déterminé à faire cette conclusion, et je me permets de les reproduire ici:

"Pendant les grande froids du mois de Janvier 1864, j'ai observé, à Upsal, le spectre solaire à plusieurs reprises, une fois par une température de 27 degrés centigrades au-dessous de zéro. Les raies telluriques situées près de Z>, de C et de a, ainsi que celles qui se montrent de a à J?, avaient presque entièrement dispara, tandis que les groupes A et jB, et un troisième situé à peu près au milieu entre I> et C — dans nos planches

«^ Phiiosophical Transactions, T. 160, London, 1860. ♦♦> T. C3, 18C6 p. 647.

•^0 A. J. ÂNGSTUÔM.

'^signé par a — offraient une grande intensité , yplus grande nicme, à mon jugement, que celle l'ils ont en été pour la même hauteur du soleil. Ces trois groupes présentent tous le même ipcct; ils se composent chacun d'une raie très-forte et d'une série de raies plus fines à peu 'es également espacées; il ny a que Tintensité qui augmente en allant de a vers A. L'aptrîtion si constante de ces trois groupes et leur similitude d'aspect, nous conduisent à leur tribuer une origine commune; mais comme je viens de le dire, cette origine ne doit pas être lorchéc dans l'action de la vapeur d'eau; ce serait plutôt un gaz permanent, peut-être icidc carbonique, qui produirait ces trois groupes de raies.

Les spectres que donnent les gaz composés, surtout ceux des oxydes métalliques, front une grande ressemblance avec les groupes en question , et c'est cette circonstance qui c fait supposer qu'ils sont dus à l'absorption exercée par un gaz composé."

Outre les trois groupes de raies situés près de ^, i^ et c6, il existe, à gauche de >, une bande d'absorption, toujours visible dans le spectre du ciel pur. Cette bande s étend 5 ÔG81 à 5812 à peu près, et, d'après Buewster, je la désignerai dans la suite par la ttre ^,

Dès que cette bande commence à se montrer dans le spectre solaire, on peut la ré- >udre en raies très-fines; mais au coucher du soleil, les raies, en se joignant, forment une uide obscure et continue. Or, puisque l'apparence de cette bande ne change pas avec s circonstances desquelles dépend l'intensité des raies d'absorption dues à la vapeur d'eau, origine en doit être atti'ibuée à une cause toute différente.

Une autre bande d'absorption, analogue à J" et désignée par A dans le dessin de REWSTER, est située à gauche de F, mais elle présente une intensité si faible, que je ne lî pu voir pendant les mois d'hiver dans le spectre .du ciel pur. Quelquefois, on découvre issi à droite de i> une troisième bande, dont la partie moyenne est située à 6100.

Toutes ces deniières bandes, aussi bien que celles mentionnées ci-dessus, ont été diquées sur le dessin des raies iellvriques donné planche //. On y trouve encore une bande absorption, très-forte pendant les mois d'été, et située^entre h ^t F k 5035 — 40, que l'on )ît attiîbuer à la vapeur d'eau.

H ariive de plus que la partie violette du spectre solaire s'éteint presque complèteent au fur et à mesure que le soleil s'approche de l'horizon. Cependant, n'ayant pas eu occasion d'étudier en détail ce phénomène d'absorption, je n'ose me prononcer sur son oriine. Suivant M. Janssen, cette bande d'absorption est produite par la vapeur d'eau.

En résumant ce qui précède, on aura la série suivante des phénomènes de l'absorp- 3n atmosphérique, au fur et à mesure que le soleil s'approche de l'horizon: La partie viottc du spectre disparaît premièrement jusqu'à G?, et l'absorption, s'étendant de plus en plus îpnis cette limite vers le rouge, présente des bandes plus sombres près de i^ et de D. Il même temps, les raies A, B (tt a qu'on peut voir toujours dans la partie rouge du )cctre, se renforcent sensiblement, et celles de la vapeur d'eau à 6' et à i>, augmentent cessarament en nombre. A la fin, il ne reste plus de parties lumineuses, que celles situées itre B et a, entre a et J", et de plus la partie jaune verdâtre à gauche et à proximité de L'intervalle de jEf et J" est eu outre traversé et plus ou moins affaibli par les bandes absorption de la vapeur d'eau dont je viens de parler. La partie qui a le moins changé . aspect, est celle entre D eX i.

En promenant, au coucher du soleil, le spectroscope de Thorizon vers le zénith, le specti-e du ciel se montre parfaitement analogue à celui de la lumière directe de cet astre; seulement, l'intensité de la partie jaune verdâtre augmente en s'approchant du zénith, en même temps que s'affaiblit celle des parties rougeâtres. Au contraire, si Ton dirige le spectroscope sur un nuage situé près de l'horizon et qu'éclairent directement les rayons solaires, cet astre étant déjà couché, on obtient le même specti^e que celui du soleil même à l'horizon ou du ciel pm* dans son voisinage.

L'absorption de l'atmosphère est à beaucoup d'égards semblable à celle d'une solution de chlorophylle. La lumière transmise par une couche mince de cette solution, revêt une apparence verdâtre, mais elle devient rouge, quand on augmente l'épaisseur des couches. De même, la couleur du ciel change d'apparence avec l'épaisseur de couches atmosphériques qu'ont traversées les rayons solaires, et l'on peut regarder comme de simples phénomènes d'absoi*ption presque toutes les variations de couleur qui caractérisent l'aurore et le rouge du crépuscule, à l'explication desquelles on a proposé déjà tant de théories différentes.

A l'égard de ces phénomènes d*absorption, il est bien probable que le rôle joué par la vapeur d'eau est très-important; mais, d'après les expériences de M. Tyndall, on peut supposer qu'il existe dans l'atmosphère d'auti*es substances gazeuses pouvant produire des raies , quoique la quantité de ces substances soit si mmime qu'on ne les a pu découvrir jusqu'ici par une voie dii-ecte.

Pour expliquer l'origine des bandes ^, jB, «t et J", qui sont très-constantes et ne dépendent pas sensiblement des variations de la température de l'air, il faut recourir à d'auti'es corps gazeux moins variables en tension que la vapeur d'eau. Parmi ces corps, j'ai indiqué déjà l'acide caibonique, et l'on pourrait même supposer que l'ozone peut produire une action analogue, pourvu qu'il existe à l'état libre dans l'atmosphère. Comme la troisième cause, ou pommait nommer enfin la fluorescence de l'oxygène, gaz qui, renfermé dans un tube de Geissler , devient faiblement phosphorescent au passage du courant électrique.

Cependant, toute l'explication des phénomènes de coloration qui se manifestent dans l'atmosphère, se montrera sans doute très-incomplète, si l'on n'apprécie pas suffisamment l'influence d'une autre cause pouvant modifier d'une manière ti'ès-sensible l'intensité des parties cohérentes du spectre, savoir la difumn atmosphérique et la polarisation de la lumière qui y est étroitement liée.

y) Spectre de V aurore boréale.

Depuis l'époque où Franklin faisait ses mémorables expériences sur la foudre jusqu'au temps actuel, un parallélisme complet a eu lieu entre les actions de cette force natui*elle et celles de l'électricité de frottement; ainsi, l'on a pu prévoir que le spectre de l'éclair devait être le même que celui de l'air, produit par la décharge électrique ordinaire. C'est ce qu'ont parfaitement prouvé les observations faites par M. Kundt. De plus, les deux phénomènes de l'aurore boréale et du magnétisme terrestre, étant si intimement liés l'un avec l'autre, que l'apparition de la première est toujours accompagnée de perturbations exercées sur l'aiguille aimantée, ou a donc pu supposer que l'amore boréale n'était qu'une lueur électrique, analogue à celle que produit l'air raréfié dans l'oeuf électrique, ce qui n'est pourtant

pas le cas. En eifet, pendant riiivcr de 18G7 — 68, j'ai pu 'observer*) plusieurs fois le spectre de l'arc lumineux qui borde le segment obscur et se présente toujours pendant de faibles aurorSs boréales. Sa lumière était presque monochromatique et consistait d\(ne seide raie binUavte^ située à gauche du gi*oupe connu des raies du calcium. En en mesurant la distance de ce groupe, j'ai déterminé la longueur d'onde de la raie, qui s'est trouvée égale &

Outre cette raie, dont l'intensité est relativement grande, j'ai observé aussi, en augmentant la largeur de la fente, des traces de trois bandes très-faibles qui s'étendraient à peu près jusqu'à F. Â une seule occasion, quand l'arc lumineux était agité par des ondulations qui en changeaient la forme , j'ai vu les régions signalées s'éclairer momentanément de qucTlques faibles raies spectrales; mais, eu égard au manque d'intensité de ces rayons, on peut dire néanmoins que la lumière de l'arc lumineux est sensiblement monochromatique.

Voici une circonstance qui donne & cette observation sur le spectre de l'aurore boréale une importance beaucoup plus grande et pour ainsi dire cosmique. Durant une semaine du tnois de Mars 1867, j'ai réussi & observer la même- raie specti'ale dans la lumière zodiacale , qui se présentait alors avec une intensité vi-aiment extraordinaire pour la latitude d'Upsal. Enfin, pendant une nuit étoilée, tout le ciel étant en quelque sorte phosphorescent, j'en ai trouvé des traces même dans la faible lumière émise de toutes les régions du firmament.

Un fait fort remarquable, c'est que la raie signalée ne coïncide avec aucune des raies connues dans les spectres des gaz simples ou composés, pour autant du moins que je les ai étudiées jusqu'à présent

H suit de ce que je viens de dire, qu'une aurore boréale intense, telle qu'on peut l'observer au-dessus du cercle polaire, donnera probablement un spectre plus compliqué que celui trouvé par moi. Supposé que cela soit vrai, il y aura donc à espérer qu'à l'avenir on pourra expliquer plus facilement l'origine des raies tiouvées et la nature du phénomène lui-même. Ne pouvant pas donner cette explication pour le présent, je me réser^'e d'y revenir une autre fois.

*) Cette observation fut communiquée à la Société des Sciences d'Upsal le 16 Février 1868. J*eu8, pendant l'automne de 1867, Toccasion de communiquer verbalement cette même observation sur le spectre de Taurore boréale à M. 0. db Struwe, et en Mai 1868, j'ai eu la satisfaction de recevoir l'avis qu'il l'a vérifiée à son retour à l'Observatoire de Palkowa. Dans nne notice de ces observations, insérée dans les Bulletins de l'Acad. des Sciences de St. Pétersbourg, la position de la raie est indiquée, d'après l'échelle de M. Eirchhofp, comme égale à 1259, avec nne erreur probable de 10 — 15 unités de Técfaelle. En évaluant ce nombre en longueurs d'onde, on trouve la valeur ôôô2.

MES URES MICR OMÈ TRIQ UES pour la détermination des Longueurs donde des raies de FraunJiofer.

Sixihne spectre \

Cinquième spectre \

Valeur

Sixième

spectre

Cinquième spectre \

Valeur g;

Baies

moyenne de

Longueur

d'onde

Baies ■

moyenne de ^

Longueur g

d'onde g

jtn — jy