Renversement des raies. — Dans son premier Mémoire

{•) 1. jAitMiH, Ann. du Chim. et de Phyi. [4], t. XXIII, p. J74, el l. XXIV, .115; itir.

(<) L. Foucault, Bulletin de la Société Phihmalhiqiu, 7 fiivr.; 18.J9. — Ann. t Chim. el de Phyt., [î], l. LVIII, p. ^76; i«6o.

sur ce sujet, Kirchhoff(*) décrit précisément une expérience analogue à celle de Foucault.

Le spectre de la chaux incandescente (lumière Drummond) présente dans les premiers instants la double raie brillante caractéristique du sodium, mais cette raie ne tarde pas à disparaître. Si alors on interpose sur le trajet des rayons une flamme d'alcool salé, on voit apparaître dans le spectre deux raies obscures qui prennent exactement la place des raies brillantes principales; il}* a renversement des raies de la flamme. La présence d'un sel de lithine dans l'alcool fait apparaître, de même, une raie obscure dans le rouge au point où se trouve la raie brillante du lithium.

Kirchhofl* généralise ensuite ce résultat en démontrant que pour toute vibration le pouvoir émissif d'un corps est proportionnel à son pouvoir absorbant. Cette propriété avait déjà été établie par expérience pour la chaleur rayonnante et elle résulte de la théorie de Fourier relative à l'équilibre de température, mais on avait toujours envisagé des faisceaux de composition bélérogèoe et l'émission due seulement aux couches superficielles. Une simple modification de la théorie de Fourier permet de préciser davantage les phénomènes.

Considérons, par exemple, deux miroirs plans M et /??, parallèles et indéfinis, dont le pouvoir réflecteur est égal à l'unilé, et supposons qu'ils soient couverts respectivement de plaques P et p de deux corps difi'érenls, le premier capable d'émettre et d'absorber toutes les radiations, tandis que l'émission et Tabsorption du second sont limitées à une seule longueur d'onde 1.

Soient E et e les pouvoirs émissifs des deux corps pour celte radiation particulière, c'est-à-dire Tinlensité du faisceau émis dans une direction déterminée par l'unité de surface et pendant l'unité de temps, tant par les couches superficielles que par les réflexions intérieures; A et a les pouvoirs absorbants correspondants. Ces coefficients sont d'ailleurs des fonctions de l'inclinaiïon et la température.

Toute radiation, autre que celles de longueur d'onde \ émise par le corps P, y revient en totalité après un certain nombre Je

(') KiRCHiioFF, Monatsb. der Ak\ der Wiss'ensch. zu Berlin, p. 662; i85y. ^ Afin, de Chini. et de Phys., [3], t. LVIII, p. aS'j; 18G0.

RÉFRACTION ET DISPERSION. Sjl

réflexions ; il y a donc toujours équilibre de température en ce qui les concerne.

Pour les rayons considérés, la plaque P émet un faisceau d'intensité E. Une fraction Ea est absorbée par le plaque/?, le reste E(i — a) est réfléchi; une partie E(i — a) A du faisceau de retour est absorbée par P et le reste E(i — a){i — A) réfléchi. En posant (i — a)(i — A) = kj on voit que la plaque p absorbe successivement des fractions a, ak, ak^y ... du faisceau primitif, de sorte que la quantité totale absorbée est

¥a Ea(n- A:4- A:*4-.. .)= -^ •

Parla même raison, le faisceau e qui provient de la plaque p est

absorbé par la plaque P pour la fraction r et la difl*érence

eii Tj revient finalement sur la source. L'équilibre de

température limité à ces radiations exige la condition

c'est-à-dire

EaizreA, ou

Il y a donc, pour toutes les radiations, proportionnalité entre les pouvoirs émissif et absorbant.

Cette démonstration est un peu sommaire et pourrait donner lieu à plusieurs objections. On n'a pas tenu compte en particulier des altérations de longueur d'onde, c'est-à-dire des phénomènes de phosphorescence ou de fluorescence, ni des changements d'incidence ou des effets de polarisation ; mais, sans discuter la théorie de plus près, il est intéressant d'en examiner les conséquences.

Le rapport des pouvoirs émissif et absorbant serait ainsi, pour tous les corps, une même fonction de la température et de la longueur d'onde.

Pour les solides opaques, qui absorbent toutes les radiations, l'expérience montre (690) que le pouvoir émissif relatif à une longueur d'onde déterminée est d'abord nul ou très faible, jusqu'à une certaine température, et qu'il croît ensuite rapidement pour

atteindre peut-être un maximum ; le pouvoir absorbant varie daDs le même sens. On s'explique ainsi que les corps transparents, comme les verres fondus, soient très peu lumineux aux températures les plus élevées.

Pour les gaz et les vapeurs, le pouvoir émissif varie d'une manière discontinue avec la longueur d'onde ; il doit en être de même pour le pouvoir absorbant, et les vibrations émises par le corps seront plus énergiquement absorbées.

On peut alors préciser les conditions dans lesquelles s'observera le renversement des raies.

Sur le trajet des rayons émis par une source S à vibrations continues, on interpose une flamme capable d'émettre uniquement la longueur d'onde X. L'intensité des radiations voisines n'est pas modifiée puisque la flamme est transparente. Pour cette radiation particulière, la flamme absorbe une fraction a de l'intensité primitive E et laisse passer la difl*érence E(i — a); dans la même direction, la flamme émet la quantité e. Si l'on néglige les rajons do retour sur la source, ce qui revient à supposer son pouvoir absorbant égal à l'unité, Tintcnsité du faisceau émergent est augmentée ou diminuée suivant que l'on a

E(i -- a)H- t'^E ou -;*E.

Il n'est pas exact d'en conclure, comme on le fait quelquefois, que la raie correspondante doit paraître brillante ou renversée dans le spectre suivant que la température de la flamme est supérieure ou inférieure à celle de la source, car on peut à volonté, par une limitation des ouvertures ou l'emploi de surfaces difi'usantes, afl^aiblir l'intensité E du faisceau primitif sans modifier ses caractères. D'autre part, les coefficients c eta n'ont plus la même signification que précédemment, car si l'on augmente beaucoup l'épaisseur du gaz et, par suite, l'absorption, la quantité de lumière qu'il est capable d'émettre dans une direction déterminée ne varie pas dans le même rapport. C'est ainsi qu'avec une flamme d'alcool salé interposée sur le trajet de la lumière solaire, on peut, à volonté, faire disparaître les raies D, les rendre brillantes ou plus sombres, en modifiant l'intensité du faisceau primitif.

Une autre manière d'interpréter le phénomène est de considérer.

avec M. Stokes (*), conformément au principe d'Euler, la vapeur de sodium comme un corps dont la structure mécanique est compatible avec des vibrations de périodes déterminées. Placée sur le trajet d'un faisceau de lumière complexe, elle absorbe les vibrations correspondantes et les disperse dans toutes les directions ; le faisceau primitif peut en être aflfaibli ou augmenté suivant les cas. C'est ainsi qu'en produisant un son musical devant une table de piano, la seule corde qui vibre est celle qui correspond à la même période.

Les dispositions expérimentales qui permeltcnt de constater ce renversement sont très nombreuses.

On voit apparaître les raies en interposant devant la flamme d'une bougie un tube de verre qui renferme de l'amalgame de sodium en ébullition (Kirchhoflf).

Si l'on a fait brûler du sodium dans une enceinte et que l'on y place deux flammes d'alcools, la plus faible vue par projection sur la plus intense paraît bordée de noir (Crookes).

Le sodium en ébullition, dans un lube rempli d'hydrogène, semble produire des fumées noires quand on l'éclairé avec une flamme d'alcool salé (Roscoe). M. Coulier répète cette expérience plus simplement en plaçant du sodium dans un tube purgé de tout gaz. Une très faible élévation de température suffit pour produire des vapeurs abondantes invisibles à la lumière ordinaire et absolument noires dans l'éclairage des flammes jaunes.

On arrive au même résultat en brûlant un morceau de sodium dans l'air (M. Fizeau). La lumière présente d'abord la double raie brillante; à mesure que la combustion devient plus active, ces raies s'élargissent, en même temps que la lumière envahit toute l'étendue du spectre, et il ne manque plus que les rayons de la double raie D, qui se détache en noir intense d'aspect velouté. J'ai constaté également qu'il suffit d'introduire dans la flamme du chalumeau à gaz tonnants un sel de soude peu volatil, tel que le phosphate.

Un fragment de sodium, placé dans l'arc électrique, produit aussi le renversement; si la vapeur est en quantité suffisante, les bandes noires s'élargissent à leur tour, et j'ai pu observer de nouveau l'apparition de lignes jaunes brillantes très fines sur le fond noir des raies renversées.

(«) Sir W. TuoMSON, Ann, de Chim. et de Phys.y t. LXII, p. 190; 1861. M. — iri. 35

L'inversion du phénomène a Heu avec la plupart des niélaux que l'on volatilise dans l'arc électrique (*), et même dans rilluminalion des gaz raréfiés, mais il ne se produit pas avec la même facililé pour toutes les raies d'un système et débute toujours par les plus brillantes. Le renversement des raies peut donc être partiel cl II suffit d'une couche très mince de vapeurs plus froides pour le provoquer; il en résulte des conséquences importantes au point de vue de la constitution des astres.

L'extension progressive des raies paraît devoir s'expliquer (i3i) par cette circonstance que le milieu émet des radiations, pour ainsi dire latérales, voisines de celles qui correspondent aux déformations infiniment petites, comme pour les vibrations sonores d'un solide. Le renversement est un effet très complexe, qui dépend des variations de température et de la quantité de vapeur dans la source et l'atmosphère qui l'entoure. La lumière émise par le noyau central éprouve dans les autres couches une sorte de diffusion qui affaiblit les rayons directs; le renversement peut avoir lieu aussi bien pour les radiations latérales et l'apparition nouvelle des raies brillantes sur le champ obscur de la lumière principale renversée tiendrait aux rayons émis par l'enveloppe extérieure.

78 i. Applications à la Chimie, — Les Mémoires céU'bres d«* Kirchholf et Bunsen (-) ont amené une véritable révolution dan> l'analyse chinii(|ue qualitative par Tcxtrême sensibilité de la nouvelle méthode. Dès le début, les auteurs eurent la bonne fortune' d'en démontrer la fécondité par la découverte de deux métaux alcalins, le rubidium et le cœsium ; Tannée suivante (18G2), Cr()ok«'> reconnaissait la présence d'un autre métal, le ihallium, dans lesnsidus de fabrication de Tacide sulfurique par les pj rites, puis Reicli et Ilichter trouvèrent Vindium dans la blende de Fre>berg, etr. Depuis cette époque, le speetroscope est devenu un instrument indis[)ensable, particulirrenient dans toutes les recherches relali><'^ aux ni(!'taux rares; il est même entré dans l'industrie pour Télud*' de la llainnie des fovers.

(•) ^. CoRNT, Comptes rendus des séances de l 'Académie des Sciencesl. LWIII, p. 'd:i'^; 1K71.

(') G. KiiicHiioFF et R. BrNSF.N, Pogg. Ann., t. C\, p. iGi; 1860. — Ann. </« Cliini. et de Phys. [3], l. L\1I, p. |j2 ; 1861, etc.

On avait cru d'abord que les raies nouvelles produites dans le spectre d'une flamme par les substances salines volatilisées ne (lëpendent que de la nature des métaux que renferment les sels, ou au moins de la nature des éléments constituants, métaux et métalloïdes. Le phénomène est en réalité moins simple. Les raies proprement métalliques interviennent en général pour la plus grande pari, mais celles qui caractérisent les métalloïdes peuvent apparaître en même temps et il se produit, en outre, des systèmes variables suivant la nature des combinaisons (*). Il semble que le corps volatilisé subit une dissociation partielle, chacune des substances qui existent dans la vapeur, métal, métalloïde et composés divers, produisant un spectre particulier, dont Tensemble donne lieu à des apparences quelquefois très complexes.

Il arrive même que le spectre des dissolutions présente des bandes d'absorption correspondant aux raies brillantes du métal; tel est le cas des sels (ïerbine (Bahr et Bunsen). Dans les dissolulions de dic/yme, au contraire, on trouve des bandes d'absorption tout à fait comparables, mais elles ne présentent plus aucune analogie avec les raies brillantes des sels volatilisés (Gladstone).

78o. Origine des raies du spectre solaire, — La coïncidence des lignes noires D du spectre solaire avec les raies jaunes du sodium, des lignes G et F avec les raies brillantes de l'hydrogène ne sont pas des faits isolés. Le plus grand nombre des lignes obscures du spectre solaire occupent exactement la même position que les raies brillantes de certaines vapeurs métalliques ou de gaz incandescents. Rirchhofi' a eu le mérite d'en dégager une loi générale, en appliquant le principe du renversement, et de fonder cette belle théorie qui permet de déterminer la constitution chimique des astres par l'analyse de la lumière qu'ils émettent.

La présence dans le spectre solaire des raies renversées d'un métal ou d'un gaz permet d'affirmer l'existence de cet élément dans la constitution du Soleil (le fer, en particulier, y joue un rôle prépondérant, surtout dans la région ullra-violetlc), mais la conclusion inverse n'est pas rigoureuse. L'absence d'une ligne noire au point qui correspond à la raie rouge] du lithium ne

(•) A. MiTCHERLicii,/'o^§'. Ann., t. CXXl, p. 'po; lÔG'i.

prouve pas Tabsence de ce mêlai dans le Soleil, mais seulement qu'il n'existe pas en quantité importante. De même, certaines lignes obscures, en petit nombre d'ailleurs, qui appartiennent manifestement à la lumière solaire, n'ont encore pu être identifiées avec les raies brillantes de substances connues; il parait difficile d'affirmer si ces lignes indiquent des corps étrangers à la Chinnie terrestre ou si elles tiennent seulement aux conditions de température et de pression à la surface du Soleil.

Toutefois, ce n'est là qu'une partie du phénomène.

Brewster reconnut, dès i833, que plusieurs groupes de raies sombres, en particulier dans la région qui va du jaune à l'extrême rouge, sont à peine visibles quand le Soleil est très élevé et deviennent de plus en plus importantes à mesure qu'il se rapproche de l'horizon ; elles ne peuvent être attribuées qu'à une absorption dans l'atmosphère terrestre. Cette remarque a été confirmée par les observations de M. Piazzi Smjth (* ) sur le Pic de Ténériffe et par les travaux ultérieurs de Brewster et Gladstone (^).

Brewster appelle atmosphériques et M. Janssen telluriques ces raies qui n'appartiennent pas à la lumière solaire. M. Janssen a vérifié directement qu'on les^retrouve dans le spectre d'absorption de la vapeur d'eau, mais la concordance est incomplète.

Angstrôm (') a constaté, en effet, que si les groupes de raies telluriques voisines de C et D, ainsi que le groupe «, sont visibles en raison de la quantité d'eau que renferme l'atmosphère, les bandes A, B et une troisième bande a de longueurs d'onde un peu moindres persistent pendant les plus grands froids, alors que l'humidité est négligeable, tout en subissant les mêmes variations d'intensité à mesure que le Soleil se rapproche de l'horizon. L'air sec possède donc un système spécial de bandes d'absorption; les observations ne semblent pas permettre encore de savoir si elles doivent être attribuées à l'ensemble des éléments qui les constituent, oxygène, azole, acide carbonique, ozone, ou plus spécialement à l'une de ces substances.

La comparaison des bandes A et B a montré qu'elles ont lu

C) C. Piazzi Smytii, Phil. Tram. L. /?. S., p. 465; i858.

(») D. Brkwsteh el J.-H. Gladstone, Phil. Trans. L. /?. S., p. 149; 1860.

(M \.-J. \NOSTHbM, Bec herches sur le spectre solaire, t'psal, 1868.

REFRACTION ET DISPERSION. 547

même constilntîoD (*) et ce caractère se retrouve également dans fa bande a (^); nous y reviendrons plus loin.

On a reconnu depuis longtemps surle bord du Soleil, au moment des éclipses totales, des protubérances rouges qui peuvent se prolonger jusqu^à une distance égale au tiers du rayon.

Pendant l'éclipsé du i8 aoiit 1868, plusieurs obser\'ateurs situés en différentes stations, MM. Janssen. Ravel, Tennant, Herschel (') reconnurent que le spectre des protubérances renferme une série <le raies brillantes, au nombre de neuf, d'après M. Rayet, ou de trois raies principales seulement, qui correspondent aux raies C <^t F de l'hydrogène, la troisième voisine de D; la nature gazeuse de ces excroissances rouges était ainsi démontrée.

M. Janssen conçut en même temps l'idée de recberclier si les protubérances ne peuvent pas être aussi observées en dehors des <'clipses et fut assez heureux pour les retrouver dès le lendemain. En faisant tomber l'image du Soleil sur une fente de spectroscope perpendiculaire au bord de J'astre, on élimine à volonté la lumière directe du disque et les raies apparaissent brillantes sur le spectre plus pâle dû à la lumière diffusée par les régions voisines du ciel; il est donc facile d'observer à toute époque la formation des protubérances et leurs modifications rapides en suivant au spectroscope le contour de l'image.

Le principe de cette méthode avait été indiqué déjà par M. Lockyer (*) en 1866 et appliqué à la recherche des raies brillantes sur le bord du Soleil, mais ses tentatives furent d'abord infructueuses, sans doute par l'ignorance des régions du spectre où l'on devait les trouver. Dès Tannonce des résultats obtenus pendant Téclipse de 1868, M. Lockyer retrouva ces raies à Londres; il ajouta que les protubérances ne sont que des accumulations locales d'une couche qui apparaît sur tout le contour du Soleil.

Le succès des observations directes tient à cette circonstance

C) S. -P. Lanqley, Proceed. 0/ the Amer. Acad., t. XIV, p. 92; 1878.

(») A. Cornu, Ann. de Cliim. et de Phys.y [6], t. VlI, p. 5; 1886.

(') Janssen, Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences, p. 494» 838 el 920; 1868. — G. Hayet, ibid., p. 7.57. — Tennant, J/o/i^A/7 Notices, i. XXVII, p. 79 et 174; 1868. — J. Herschel, ibid., t. XXIX, p. 5; 1889.

(*) N. Lockyer, Proc. 0/ the /?. 5., t. XV, p. 256; 1866. — Comptes rendus des séances de l'Académie des ScienceSy t. LXVII, p. 836 et 949; 1868.

que raflalblissemenl général du spectre par dispersion n'affecle pas au même degré les radiations homogènes; le phénomène esl alors comparable à celui que présente Femploi des lunettes daiii l'observation des étoiles (96). Abstraction faite de la lumière absorbée par les prismes, le spectre de la région du ciel dont la fenle reçoit rimage est d'autant moins lumineux que la dispersion esl plus grande; s'il existe en même temps des protubérances donl le rayonnement ne comprend qu'un petit nombre de lumières homogènes, il se produira une série d'images distinctes, donl l'éclat est indépendant de la dispersion, et ces raies ne tarderonl pas à paraître brillantes sur le spectre très affaibli de la lumière diffusée par le ciel.

La hauteur et l'intensité relative de ces raies en leurs différcnl> points indiquent la distribution de lumière dans la protubérance sur une droite perpendiculaire aux bords de l'astre, de sorte que le déplacement de la fente permet de déterminer la forme générale des protubérances.

Si la dispersion est assez grande pour que le speclre du ciel soil très affaibli, on peut même élargir la fente de manière que l'image entière de la protubérance apparaisse dans chacune des ^égio^^ occupées par les différentes radiations homogènes.

Enfin, le déplacement de ces raies dans le spectre semble indiquer que ces niasses gazeuses ont des vitesses de Iranslalion considérables, dont l'observalion ne Iraduit que la composante parallèle à la propa<^ation de la lumière.

Sur la surface même du Soleil, on distingue un grand nombr<d'accidents, tels que taches avec leur pénombre, facules, forains de riz, etc., et Timage paraît entourée par une couronne lumineuse ou cliromosphcre. Les s|)ectres de ces différentes région> présentent une série de particularités qui dénotent des modifications profondes dans leur état physique, abstraction faite de la lumière réllécliie par les vapeurs, les gaz et tous les corps qui constituent r enveloppe extérieure.

On trouve, en particulier, dans le spectre de la chromosphère une raie brillante D3 (01^,5876) un peu plus réfrangible que celles de la soude, qui ne correspond à aucun corps connu et que Ton attribue à une substance spéciale désignée sous le nom à' hélium.

Au voisinage des taches, les raies éprouvent quelquefois des

déplacemeDls qui révèlent un mouvement de transport dont la composante parallèle aux rayons lumineux peut dépasser loo*'" par seconde (*).

M. Draper croit aussi (^) que la présence de Voxygène à Tétai incandescent dans la photosphère est démontrée par la coïncidence des raies de ce gaz avec des parties brillantes du spectre solaire; toutefois, ces régions lumineuses ne semblent pas se distinguer par un éclat particulier ni présenter une largeur comparable à celles des raies du gaz; il reste donc quelques doutes sur Texislence de l'oxygène libre à la surface du Soleil.

786. Constitution du SoleiL — La brillante découverte de FLirchbolT ne laisse aucun doute sur la nature chimique de la plupart au moins des substances qui existent dans le Soleil; il est moins facile d'en concevoir l'état physique et d'expliquer les apparences si variées de la surface.

Herschel supposait que le Soleil est formé par un noyau obscur plus froid, entouré d'une première atmosphère de nuages opaques et réfléchissants, puis d'une couche brillante, ou photosphère, qui en détermine le contour visible et enfin d'une atmosphère extérieure transparente. Les taches noires seraient produites par des fissures correspondantes dans les deux couches intermédiaires et la pénombre par des cavités plus grandes delà photosphère. Dans cette hypothèse, la pénombre devrait toujours diminuer plus rapidement sur le pourtour de la tache le plus rapproché du centre du Soleil à mesure que la tache apparaît plus près des bords, par suite du mouvement de rotation, ce qui ne paraît pas conforme aux observations. L'absence de polarisation sur les bords du Soleil (649) montre en tous cas que la partie lumineuse ne peut être solide ou liquide.

Kirchhoff fait remarquer d'abord que Thypothèse d^une température plus basse dans le noyau central est incompatible avec Téquilibre thermique. Il conçoit le Soleil comme formé d'un corps solide ou liquide, maintenu à cet état par l'énorme pression, puis

(') Thollon, Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences, I. XC, p. 87; 1880.

(") H. Draper, Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences, t. LXXXVIII, p. i33a; 1879. — Amer, Journ., t. XVIII, p. 262; 1879.

53o CHAPITRE X\I.

d'une atmosplière moins chaude qui absorberait une partie des radiations de manière à produire les lignes noires du spectre; les taches seraient formées par des nuages de condensation, la partie plus noire correspondant à deux couches de nuages superposés.

Dans cette manière de voir, le contour intérieur des taches doit encore diminuer, à mesure qu'elles se rapprochent des bords, elle nuage inférieur plus sombre pourrait même déborder quelquefois le nuage supérieur, de manière à faire apparaître le noyau delà tache en dehors de la pénombre. L'absence de polarisation peut s'expliquer en partie par l'agitation de la surface liquide; mais, quelle que soit l'énormité des vagues ainsi produites, la surface moyenne n'en est pas sensiblement modifiée.

Pour M. Faye, le noyau central du Soleil est relativement obscur et composé par des gaz en dissociation; les combinaisons s'effectuent dans la photosphère à une température plus basse et les taches sont d'énormes cavités, par lesquelles on aperçoit le noyau intérieur et qui rejettent des torrents de gaz comme d'immenses volcans; il semble en effet que les taches se traduisent par des échancrures sur le contour du Soleil et qu'elles sont en relation avec les protubérances.

Il est assez difficile de concevoir des masses de gaz dont l'éclat diminue à mesure que leur température augmente, puisque toutes les expériences indiquent le contraire, à moins qu'elles n'aient dépassé le maximum d'intensité (690) relatif à toutes les couleurs; ce maximum devrait même être situé plus loin que les rayons ultra-violets, puisque les taches se reproduisent avec le même caractère dans les épreuves photographiques.

Si le novau central a un pouvoir émissif très faible, son pouvoir absorbant varie dans le même sens et Ton devrait apercevoir au travers des taches la photosphère située du côté opposé. D'autre part, les expériences de M. Violle paraissent montrer que la température moyenne de la photosphère n'est pas supérieure à celles que Ton peut réaliser dans les laboratoires et, dans ces conditions, les effets de dissociation ne sont jamais complets.

Le renversement de certains systèmes de raies s'explique simplement par l'existence d'une couche plus froide, même de très faible é|)aisseur, autour de la photosphère, et les protubérances sont évidemment des projections de gaz dans lesquelles l'hydro-

RÉFRACTION ET DISPERSION. 55l

^ène conserve le plus d'éclat. Ces deux points ne paraissent pas lîscutables, mais Texplicalion des taches, facules, grains, etc. aîsse encore beaucoup d'incertitudes.

787. Relations entre les systèmes de raies, — Il est naturel le considérer les molécules qui constituent un gaz lumineux :omme des édifices mécaniques en vibration, de sorte que Ten- .emble des radiations compatibles avec leur structure serait com- )arable aux harmoniques d'un corps solide. Aucune raison ne >crmet de supposer que la loi de succession des harmoniques ioit simple. Cette loi serait facile à déterminer par expérience si es harmoniques formaient une seule série et si tous les termes étaient également accessibles à l'expérience, mais il existe sans loute plusieurs séries différentes et l'observation est limitée à 'étendue de deux octaves comprenant l'ensemble des vibrations umineuses et celles du spectre ultra-violet. On doit présumer aussi ^ue ces vibrations représentent déjà des harmoniques d'ordre jlevé, dont les relations sont moins apparentes, et qu'une vue Jiéorique soit nécessaire pour indiquer la forme d'une loi préconçue dont l'expérience fournirait le contrôle.

L'existence même des harmoniques semble indiquée par toutes les observations. A mesure que la température d'un gaz s'élève, les vibrations émises, d'abord peu nombreuses, se multiplient de plus en plus, en même temps que leur intensité augmente d'une fuanière très inégale; on les voit apparaître indifféremment dans Loutes les régions et l'ensemble finit par prendre l'apparence d'un spectre continu.

On n'aurait aucun doute sur la réalité des vibrations harmoniques si chacune d'elles ou chacun des groupes avait un caractère particulier, pour ainsi dire une marque d'origine, qui permît de les listinguer; c'est ce qui a lieu, en particulier, pour le doublet D lu sodium et le triplet b de raies vertes qui appartiennent au magnésium, y d\ reconnu (*), en effet, que les vapeurs de chlorure Je sodium donnent, outre la double raie jaune, six autres doublets Jans lesquels la distance des composantes est de même ordre, et

(') E. Mascart, Journal l^ Institut, 27 mai i8G3. — Comptes rendus des séances de l^ Académie des Sciences, t. LXIX, p. 387; 18G9.

55l CHAPITRE XXI.

qui paraissent ainsi la reproduction d^un phénomène identique à différents degrés de l'échelle. Le triple t du magnésium se reproduit également trois fois, avec le même caractère, dans le spectre ultra-violet. La flamme bleue des hydrocarbures présente aussi, dans la région lumineuse, cinq bandes ou groupes de raies comparables entre elles, etc. On pourrait citer maintenant beaucoup d'exemples analogues.

Les relations des harmoniques qui constituent un même système doivent être cherchées dans les caractères des vibrations correspondantes.

La longueur d'onde X dans le vide est proportionnelle à la période des vibrations. L'inverse ii de cette quantité représente le nombre des longueurs d'onde comprises dans l'unité de longueur, ou la //'^'^rwe/jce des vibrations pendant le temps que met la lumière à parcourir le même chemin.

Pour les doublets du sodium et les triplels du magnésium, par exemple, les longueurs d'onde moyennes et leurs fréquences sont, au moins d'une manière approximative :

Sodium,

X.... OjGiC) 0,589 o,568 o,Gi5 0,498 0,467 0,4*25^ u.... i,0i5 !,6yH 1,760 1,9 il 9,008 2,1 43 2,369

Maji^nésium.

Dans la plupart des cas, les groupes de raies brillantes sont formés d'une série de radiations dont les intensités et les distances successives diminuent avec la longueur d'onde, et la plus importante du groupe est souvent désignée sous le nom d'arête; tels sont, par exemple, les cinq groupes de la flamme des hydrocarbures. Il est plus rare que la diminution graduelle d'intensité se produise en sens contraire.

Un grand nombre de tentatives ont été faites pour chercher la loi de distribution des raies homologues ou les rapports de différents systèmes comparables; nous citerons seulement les résultats les plus nets.

RéPRACTlON ET DISPERSION. 553

M. Lecoq de Boisbaudran (*) a remarqué, par exemple, que si Ton groupe les métaux alcalins suivant leurs affinités chimiques, leurs systèmes de raies spectrales présentent de grandes analogies et les longueurs d'onde des radiations homologues croissent avec les équivalents. Les comparaisons de cette nature présentent de grandes difficultés et une part d'arbitraire, car la correspondance des spectres n'est que partielle et il y a un choix à faire entre les raies qui doivent être considérées comme homologues.

La similitude des systèmes a été précisée pour deux familles de corps simples dont les propriétés sont respectivement très voisines : d'une part, Valuminiuni, le gallium et Yindium; d'autre pari, le silicium, le germanium et Vétain, Si l'on prend les différences premières A), des longueurs d'onde des radiations homologues dans les trois spectres d'une même famille et leur différence seconde A-^)., ainsi que les variations correspondantes AE et A^E de leurs

équivalents chimiques, le rapport —y^ est proportionnel a --=r* Le

coefficient de proportionnalité étant déterminé par l'une de ces familles, on peut en déduire l'équivalent chimique de l'un des corps de la seconde par la seule connaissance des longueurs d'onde des raies homologues.

Toutefois cette relation ne s'applique pas à toutes les raies des différents systèmes et elle se trouve en défaut dans certains cas, tels que la famille du magnésium, du zinc cl du cadmium, où l'analogie de distribution des raies ne paraît pas douteuse.

M. Cornu (2) attache plus d'importance aux raies spontanément renversables que l'on obtient aisément par les étincelles électriques dans un gaz ou entre des électrodes métalliques.

L'élude de V hydrogène, par exemple, complétée par la photographie, montre une série de 12 raies renversables entre les longueurs d'onde ol*, 434 (G') et ol*, 3jo, identiques à celles que l'on trouve dans les étoiles blanches. Les spectres de V aluminium et du thallium présentent dans l'ullra-violet, jusqu'aux longueurs

(*) Lecoq de Boisbaudran, Comptes rendus des séances de V Académie des Sciences, t. LXIX, p. 4^5, 606 et 607; 1869.

(') A. Cornu, Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences, t. C, p. 1181; i885.

(l'onde respectives 0,2117 et 0,2048, une série de doublets qui ont exactement la même physionomie.

Dans les systèmes formés par les premières ou les secondes raies de chaque doublet, la variation de longueur d'onde X — Ventre deux raies quelconques est proportionnelle à la variation correspondante h — A' des raies homologues de l'hydrogène; on a donc

La différence A — ^h est une quantité constante a et chacun des systèmes est défini par deux paramètres aet P; cette relation se vérifie avec toute l'exactitude que comportent les observations.

La répartition des raies de l'hydrogène présente ainsi un intérêt spécial, par les rapports qu'elle permet d'établir avec les spectres analogues des métaux, et paraît devoir appeler particulièrement l'attention.

M. Balmer (*) est parvenu à représenter par une formule très simple la succession des 12 raies précédentes de Vhydrogène avec les raies principales C et F. En désignant par m Tordre d'une radiation, comptée vers le violet à partir delà raie C qui sera considérée comme la première, la longueur d'onde correspondante est

. . (2~f-/7l)- ,1 or/- (2-4-/?t)*

/ ^ Ao -r^ — 7 = OV-, 3640

(luand on donne à la variable m toutes les valeurs entières de 1 à i4, on retrouve les nombres de l'expérience avec une erreur qui paraît généralement inférieure, sauf pour les dernières, à une unité de quatrième chiffre significatif, c'est-à-dire d'environ y^/^^.

Si l'on exprime cette loi par la jréquence des vibrations, elle peut s'écrire

Dans le spectre ultra-violet des protubérances du Soleil, ]\L Dcslandres(-) a trouvé 5 nouvelles raies brillantes plus éloignées, qui

(«) J.-J HvLMKR, Wied. Ann., t. XXV, p. 80; i885. — Journal de Physque[^\ t. V, p. 5i5; 188G.

(^) Deslandres, Comptes rendus des séances de V Académie des Sciences, l. CXV, p. 223; 1S92.

REFRACTION ET DISPERSION. 65j

paraissent également ducs à l'hydrogène. La série entière de ces 19 raies se représente d'une manière très exacte par la formule de Balnier avec la constante //o= 2, 741 83.

Une loi plus simple conviendrait aux raies de la bande verte de Voxyde de carbone étudiées par M. Piazzi Smyth ( * ); la discussion de ce groupe montre, d'après M. A. -S. Herschel, que les fréquences des raies successives varient en progression arithmétique.

M. Cornu a repris Tétude des groupes A, B et a du spectre solaire, qui correspondent à Tabsorplion produite par l'air sec, en éliminant les raies d'origine solaire (670), ainsi que les raies voisines dues à la vapeur d'eau, qui se distinguent par leurs variations d^intensité avec les conditions atmosphériques. Les trois systèmes restent alors entièrement comparables; ils se composent surtout d'une série de doublets dont l'écartement dans un spectre normal croît avec la longueur d'onde, en même temps que leur intensité diminue; l'existence d'une raie isolée dans la région moyenne de chaque groupe rend la corrélation plus facile à établir.

Dans les trois bandes, la variation relative de longueur d'onde, à partir de la raie isolée, est sensiblement la même pour tous les doublets homologues. On obtient encore une loi assez approchée en disant que les variations de fréquence sont égales entre les groupes Aet B, B et a, quand on compare des raies ou des doublets homologues. Cette relation semblerait indiquer que l'absorption par l'air sec doit produire d'autres groupes analogues de longueurs d'onde plus faibles, mais l'abondance des raies d'origine solaire dans ces régions et la faiblesse graduelle des groupes atmosphériques en rendent la recherche encore plus difficile.

Les spectres du magnésium, du zinc et du cadmium présentent des groupes de raies (doublets ou triplets) de formes analogues. M. Hartley (^) a constaté que la variation de fréquence des raies élémentaires, considérées dans chacun de ces groupes, est constante pour un même métal.

Toutefois les spectres ne peuvent pas être comparés dans toute leur étendue et certains groupes ne paraissent pas homologues. Dans les spectres du zinc et du cadmium, par exemple, on trouve

(•) C. PrAZZiSMYTii, Trans. of the lî. 5. Edinb,, t. XXXII, p. /f38; 1884. {') Hartley, Journ, of Chem. Soc, t. XLI, p. 8/| ; 1882 el t. XLlIt, p. 390; i883.

356 CHAPITRK X\I.

une série de Iriplets (') a, p, y, 3, s, ^,Tj, 0 dont nous indiquerons seulement les valeurs extrêmes :

Zinc.

st. 0. X.

•>.,i36o 4, II 36 2,1369 4, 01 9/5

Les groupes [3, 0, J^, r, et 0 paraissent bien formés des systèmes homologues; les variations de fréquence A/^ entre les raies les plus réfrangibles de chaque triplet^sont, en eflel :

Am . 10*

Groupes. ^,0. 0.!^.

Zinc 38 1,0 763,1

Cadmium 586,7 ^**3,7

Si Ton considère chacun des triplets séparément, les varialicms de fréquence relatives aux raies élémentaires considérées deux à deux, à Texception des groupes j3 et 0 (|ui renferment en niriin' temps des doublets, sont encore constantes pour chaque série :

lu . 10*

s.TQ.

YJ.O.

ll;ii<'S,

ft-

Mov.

Zinc

(jculrniuin .

Il 7,0 33,8

M. Rydberg (-) in(li(|iip encore d'autres relations 1res curieuse». Le s|)eclre (hi thaUiuni renferme 10 douhlels dont les extréinr-* sont A, ^^o, 5.3 4<).), ).2 = o>3775() cl À, ^ <>,2.')i jo, )/,= (>, •> loîS; la variation de fré(|iience d'une raie à Taulrc dans chaque douhirl a des valeurs comprises entre o,-7()- et o,"T76 et les écarts sonl

C) J.-S. Vmks, PliiL Mag. [.')], l. \\\, p. X\\ iSyo.

(0 J.-I{. Hyiujkiio, Comptes rendus des séances de r Académie des Siù'nrf<. t. C\, p. 3«j'| ; i8<j().

peu près de même ordre que la précision des mesures. Le merlire présente, de même, 6 Iriplets donl les valeurs extrêmes des lus grandes longueurs d'onde sont o,546o5 et Oj^rgSS. Les vaiations de fréquence relatives à chaque groupe sont comprises ntre 0,4645 et o,46o3 pour les deux premières raies, entre o, 1776 t o, i7r)o pour la seconde et la troisième.

La série constituée par les raies homologues des différents Toupes s'exprime approximativement par une formule analogue à

elle de Balmcr

No (m -i- m^r

lans laquelle m est Tordre du groupe, No= 10,97*4 iG une contante commune à toutes les séries et à tous les systèmes homoogues, Uq et nio des constantes spéciOques de chaque série.

788. Spectroscopie stellaire. — Après avoir décrit ses obser- 'ations sur le spectre solaire, Fraunhofer (') indique les modifi- :ations que l'on doit apporter à la méthode pour étudier les îtoiles. Si Ton fait passer la lumière solaire par un orifice circuaire très étroit, de i5* par exemple de diamètre apparent, Timage lu spectre dans la lunette est linéaire et ne peut présenter de *aies transversales, mais il est facile d'augmenter sa largeur en plaçant devant l'objectif une lentille cylindrique de long foyer jui transforme chacun des points de l'image en une ligne focale; )n y reconnaît alors les mêmes raies que si l'ouverture était une Fente étroite.

La même disposition convient pour les planètes ou les étoiles et lui permit de distinguer des raies obscures dans les spectres de Vénus et de Siritis. Il remplaça ensuite (-) sa lunette primitive de i3 lignes par un appareil de 4 pouces avec un prisme et une lentille cylindrique de dimensions analogues, afin d'utiliser beaucoup plus de lumière.

Un chercheur oblique monté sur la lunette permettait de viser l'astre directement, pendant qu'un second observateur étudiait l'image de réfraction. Fraunhofer retrouva ainsi dans les spectres

(') Fraunhofer, Schumacher Astr. Abhandl., a' Partie, p. 42; i8a3. (») Fraunhofer, GilberCs Ann. der Phys., t. LXXIV, p. Z'/w 1823.

de Vénus et de Mars une partie des raies du spectre solaire, au moins les plus importantes, et exactement dans les mêmes positions; celle conséquence était à prévoir puisque les planètes n oui pas de lumière propre.

Il n'en esl plus de même pour les étoiles Gxes. Les spectres de Sirius, Castor, Pollux, la Chèvre, Betelgeuse et Procyon onl encore présenté des lignes obscures, mais de caractères différenb pour chacune d'elles.

Lamont (M, qui eut à sa disposition Tappareil même de Fraunhofer, intercalait un prisme de petites dimensions entre robjeclif et le plan focal; l'image est encore étalée en spectre et Tappareil s'applique aux grandes lunettes qui donnent beaucoup plus de lumière. II a pu ainsi observer les étoiles jusqu^à la 4' grandeur.

Donati ('-) améliora encore la méthode en plaçant une petile lentille cylindrique en avant du fojer, de manière à transformer rimage de Téloile en une ligne brillante, que Ton examine ensuite avec un système de lentilles et de prismes constituant un véritable spectroscope. Pour rendre les observations plus précises, l'image est reçue sur un écran percé d'une fente étroite et elle tombe sur cette ouverture quand le chercheur latéral à la lunette est pointé dans la direction de l'étoile.

Les observations de Donati onl porté sur un grand nombre d'éloiles dilléreninienl colorées; toutefois elles ne s'accordent pas avec les résultats de Fraunhofcr, elles n'ont montré pour chaque étoile qu'un très petit nombre de raies dont aucune ne parait appartenir au spectre solaire, sauf pour une raie importante voisine de F. Donati incline même à penser que cette raie est réellement commune à la lumière de tous les astres, les différences de position indiquant une inégale réfrangibilité qui tient à la diflérence des origines.

M. Huggins ('*) prend une lentille cylindrique à long foyer, qui a l'avaiilage de donner ensuite un faisceau moins divergent, et utilise la ligne focale perpendiculaires ses génératrices, laquelle se trouve au foyer même de l'objectif; cette image est reçue sur

(») Lamont, Jahresb. d. Stermv. bei Mitnchen, p. 90; 1868.

(') I>oNATi, // nttovo Cimenta,, t. W, p. 29^; i86i.

{') \V. IlUGQiNS et W.-A. Miller, Phii. Trans, L, R. S., p. 4i3; 186Î.

HKPRVCTrO-N f.T bISI'KnâlOX.

peu près iJc mOme tndre que la pr<5iision îles mesures. Le mercure préseiile, de même, 6 Iriplets (JohI les viileiirs extrônics des plus grandes longueurs d'onde sont o,546o5 el (1,37985. Les variations de rré<]uencc relatives h chaque groupe sunl comprises tnlFeo,464àeio,,(6o3 pour les deux premières ruies, cnlre o, i^^l) elo, i^'o pour la seconde el la Iroisiime.

La série constitia^e par les raies homologues des dilTérenls {groupes s'exprime approximalivemeul par une fonnide analogue à celle de Balmcr

dans laquel «tanle corn .logue», H. I

ni est l'ordre du groupe. Nb= lo.y^^iG une conluo à toutes les st^ries el à tous les systèmes hotuo- 'fig des constantes spécifiques de chaque série.

■ySS. Speclroscopie slellatre. — Après avoir décrit ses obsci-valions sur le spectre solaire, Fraunliofer ( ' } indique les modilications que l'on doit apporter ù la nuMhode pour étudier les Aloiles. Si Ton fait passer ta lumière solaire par un orifice circu- Itire très t^lroît, de 1 5' par exemple de diumèlre apparent, l'image du spectre dans la lunette est linéaire et ne peut présenter de raies transversales, mais il est facile d'utigmenter sa largeur en pUçanL devant l'ubjeclif une lentille cylindrique de long foyer qui transforme chacun dos points de l'image en une ligne focale; on y reconnaU alors les mêmes raies que si l'ouverture était une fente étroite.

La même disposition convient pour les planètes ou les étoiles et lui permit de distinguer des raies obscures dans les spectres de Vénus Pt de Sifitis. Il remplaça ensuite (") sa Innette primitive de i3 lignes par un appareil de 4 pouces avec un prisme et une lenlltic cj-lindri<|ue de dimensions analogues, afin d'utiliser beaueoap plus de lumîrre.

Un chercheur oblique monté sur la lunette permettait de viser l'aslre directement, pendant qu'un second observateur étudiait l'image de réfraction. Fraunbofer retrouva ainsi dans les spectres

UURUOrER, Gilbert'

Aitr. AlihandL, a' Partit, I. der Phyi., I. LWIV, p.

56o CHAPITRE XXI.

presque intégrale. On a constaté cependant, dans les spectres de Vénus, Mars, Jupiter et Saturne, des lignes noires correspondant aux raies telluriques et d'autres bandes qui paraissent de nature différente. Ces planètes sont donc entourées d'une atmosphère analogue à celle de la Terre et contenant en particulier de la vapeur d'eau, mais leurs atmosphères renferment, en outre, des éléments étrangers. Celles de Jupiter et de Saturne paraissent avoir les plus grandes analogies.

Les Etoiles présentent, au contraire, une telle variété qu'il est difficile de les comprendre dans une classification méthodique. Le P. Secchi (*) les avait partagées en trois types principaux, avecdifférentes subdivisions. D'après M. Scheiner, les connaissance> actuelles peuvent se résumer en classant les spectres des étoiles fixes de la manière suivante :

Première classe. — Etoiles blanches ou bleues. — Les raies métalliques sont très déliées ou difficiles à distinguer; la partie la plus réfrangible, le bleu et le violet, paraît très éclatante.

A. Les lignes métalliques restent faibles, et le système entier des raies de l'hydrogène prend une importance particulière, surtout dans l'ultra-violet {^). Ce caractère se retrouve dans la lumière de la plupart des étoiles blanches, Sirius, Wega, elc.

B. Les raies métalliques sont très peu marquées ou invisibles et celles de Thydrogène font défaut (p, S, o, e d'Orion),

C. Les raies de l'hydrogène sont brillantes, ainsi que la raie Dj (on ne connaît encore que ^ de la Lyre et y de Cassiopée).

Deuxième classe. — Etoiles jaunes. — Les raies métalliques sont très apparentes; la partie la plus réfrangible du spectre est relativement pale et l'autre extrémité renferme parfois de faible^ bandes d'absorption.

A. Les raies métalliques sont très nombreuses, surtout dans l< jaune elle vcrl; celles de l'hydrogène apparaissent le plus souvciil. mais restent moins importantes que dans la classe précédente:

( ') Segchi, Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences, t. LMIl. p. 36.'| cl (hi; 1886.

(') \V. IIuGQiNs, Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences, i. \C, p. 70; 18S0.

RÉrnACTioN ET DispEnsios. Sig

fenle d'un S|)ccLrO£copc à deux prismes el la posilion des raies Il rapportée à celles d'un tube à gas doni la lumiîTe se réf1<5cliU I petit prisme qui recouvre la moilii^ de la fente.

Nous signalerons eucore quelques autres dispositions.

Si Ton fail tomber directement l'Image de l'étoile sur la fcnle 'un speclroseope à déviation latérale ou à vision directe, en remlaçonl la lentille habituelle du collimateur par une lentille cyliorique, l'image virtuelle devient linéaire. Il sufOl aussi que l'un es verrcâ de l'objectif soil légèrement cylindrique et que les

ismes réfringents soient placés en avant du foyer pour obtenir

1 spectre élargi dans le sens perpendiculaire à la dispersion.

On peut encore remplacer l'oculaire de la lunette par un verre ^liodrique- Enfin, si les réfructions ne sont pas aplanétiques, ce kti est le cas le plus fréquent dans les systèmes de prismes à vision «te, les l'aies apparaissent naturellement dans l'image qui corispond à l'une des lignes focales.

Les mêmes méthodes s'appliquent ù la production des spectres hotograpliîqnes.

789. Hésullats générauj-. — Les études spectroscopiques sont Dtrées mainleuaut dans la série des travaux réguliers pour un tertain nombre d'observatoires { ' ). Nous avons indiqué déjà (670) ÏDiérél que présente ce genre de recherches pour déterminer lu

nposanie du mouvement des astres parallèle à la propagation le la lumière: le caractère des raies elles-m^mes fournit les indîations les plus inattendues sur leur constitution.

La lumière de la Lune est e&acLement le reflet de celle du ioleîli que le point observé soit sur le centre ou sur les bords de 'astre; on ne constate aucune absorption appréciable qui pernelle de supposer l'existence d'une atmosphère. L'épreuve est rncore plus délicate (juand on observe le spectre d'une étoile qui entre en occultation ; la moindre couche gazeuse devrait pi-ovoquer

B extinction plus rapide dans le violet et le bleu, par refTcl des ■éfraclions, tandis que l'intensité diminue uniformément sur toute 'étendue du spectre.

Les /'/an^'ej réfléchissent aussi la lumière solaire d'une manière

) Voir i. SeiJKi M. - III.

I, Sptclralaiialysc lier Geslîrne. Leipïig, ihjo.

L'observation des Comètes est moins facile parce que ces aslres ont un diamètre apparent sensible qui exige l'emploi de fentes el entraîne une grande perte de lumière. Le spectre du nojau paraît continu, .mais celui des autres parties renferme une série de bandes lumineuses qui présentent une analogie plus ou moins complète avec les bandes des carbures d'hj'drogène. La lumière des comètes serait due principalement à rillumination d'une atmosphère de gaz carbures.

Les comètes, les nébuleuses et les étoiles présentent évidemment, dans leur infinie variété, des exemples de tous les états par lesquels doit passer la formation d'un aslre dans la période de température croissante, qui correspond à la condensation progressive, et dans la période de température décroissante qui est ensuite une conséquence nécessaire du rayonnement général. Les vues émises à ce sujet sont encore trop personnelles pour qu'il soit possible de les accepter à titre définitif (*).

La lumière des Aurores polaires est due, d'après toutes le< probabilités, à l'illumination des régions supérieures de l'atmosphère par des étincelles électriques et l'on devrait observer dans le spectre les raies brillantes de l'air. Cependant l'analyse de celle lumière, faite pour la première fois par Angstrom ('^) en 1867, a montré une raie jaune-vert extrêmement éclatante, au voisina|:e de oH-, 557, el une série de raies brillantes plus faibles. Angsln»iii a retrouvé Tensemble des dernières dans l'auréole violette qui entoure l'électrode négative des étincelles d'induction ou dans la lueur générale des tubes renfermant de Tair extrêmement raréfié. Quant à la raie principale, il l'attribue à une phosphorescence de Toxygène, mais cette explication aurait besoin d'être démontrée par des expériences directes.

Quant à la Lumière zodiacale, on ny a distingué jusqu'à présent qu'une illumination générale du spectre, avec un njaximuni d'intensité dans le vert bleu, qui semble présenter quelque analogit' avec la couleur du ciel.

(') N. LocKYER, Xatiire, t. XLVIÏ, p. '2()i\ i8!)3.

(*) A.-J. AxGSTiiOM, Journal de Pliys. [i], l. III, p. jio; iS;^.