TI G

La largeur relative £ de chaque raie, limitée aux points où Tinlensité est réduite à la moitié du maximum, est alors, d'aprt's IVquation (12),

Tz G 2,266 G

Dans un spectre normal, la dislance d de deux raies est \o et la largeur e d'une des sources Xe, ce qui donne

Ajoutons encore que, si la méthode fait connaître les intensités des radiations élémentaires et leurs distances respectives, elle m*

RÉFRACTION ET DISPERSION. 58l

peut indiquer leur ordre de succession; l'examen des raies dans un spectre permettra de connaître cette distribution.

Si les longueurs d'onde sont évaluées en microns, on doit multiplier les valeurs numériques des constantes C et D par lo', ce qui donne

Les quantités d et e étant très petites, il convient de les exprimer en fonction d'une longueur beaucoup plus faible, telle que [x'= il*.io"*, c'est-à-dire des unités du cinquième chiffre significatif dans la valeur des longueurs d'onde. On aura ainsi

X* lo' X*

(ai) ^z=io'Xôz=:lO-=r, ez=:l0*X£=z ^^ 77 •

Comme t,prme de comparaison, on peut remarquer que les deux raies principales Di et D2 du spectre solaire (ou de la soude) donnent

797. Étude de quelques sources, — L'application de cette méthode permet d'abord de distinguer, parmi les raies brillantes, celles dont la constitution est la plus simple et celles qui comprennent des groupes plus ou moins complexes. On peut ainsi choisir les sources auxquelles il convient de s'adresser pour obtenir des interférences à grande différence de marche.

La loi de visibilité détermine la forme de chacune des sources élémentaires et leurs distances quand on les suppose symétriques. Lorsque cette condition n'est pas remplie, la fonction o(x) est bien déterminée, mais la visibilité ne fait connaître que la somme F^ -f- G^, de sorte qu'une infinité de lois de distribution d'intensité (*) sur la source seraient compatibles avec une même courbe de visibilité.

Au point de vue pratique, il paraîtra sans doute légitime d'admettre qu'une source dans laquelle l'intensité varie suivant une loi quelconque peut être remplacée, avec toute l'approximation

(') Lord Rayleiqh, Phil. Mag,, [5], t. XXXIV, p. 407; 1892.

nécessaire, par une série de sources symétriques, auquel cas les fonctions F sont nulles, et que le problème est toujours déGni.

Les raies rouge (ol*,6562) et bleue (ol*,486i) de l'hydrogène^ qui correspondent aux lignes obscures C et F du spectre solaire, ont été obtenues avec un tube dans lequel la pression du gaz étail d'environ i™"* et la température de 5o**. Les courbes de visibilité sont représentées assez exactement par les formules

Rouge U = 2"v»/

Bleu U = 2 U/coso»7/

.^- uni

Les expressions telles que cos ^/d sont des symboles destinés à simplifier l'écriture et définis par la relation