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du luminaire, chacune de ces images diminuera proportionnellement degrandeur; mais leur nombre et l’étenduetotale qu’elles occupent en hauteur resteront les mêmes : elles se ‘couvriront donc de moins en moins (fig. 91, b,c); et, si l’on conçoit leluminaire réduit à un simple point (tel qu’une

‘ étoile), le spectre deviendra la ligne d, composée d’une infi-

nité de points mathématiques, tous d’une clarté parfaitement homogène:

414. — Il y a une foule de moyens de diminuer le diamètre angulaire ou la divergence du fxisceau incident : d’abord on peut le faire passer à travers une petite ouverture, À dans un écran , et recevoir le cône de rayons divergents sur un auire écran B( fig. 7), à une distance considérable du premier, et percé d’un petit trou B, pour ne laisser passer qu’une partie de l’image du soleil; La divergence du rayon BC, transmis de cette manière, sera visiblementmoindre que s’il venait directement de A : elle diminuera avec le rapport du diamètre de l’ouverture B au diamètre de l’image du soleil sur l'écran.

415. — Il est beaucoup plus avantageux de substituer au soleil son image prise au foyer d’une lentille convexe de court foyer: cette image est très petite, son diamètre étant égal à la longueur focale de la lentille. X le sinus du diamètre angulaire du soleil (ou le sinus de 30!, qui vaut à peu près la cent-quatorzième partie du rayon ); de manière qu’une lentille d’un pouce de foyer concentre les rayons dans un cércle d'environ un cent-quatorzième de pouce de diamètre. Un ‘tel cercle peut être regardé comme un point physique, pour l’usage que l’on veut en faire. La disposition de l’appareil est représentée par la fig: 92:

Les rayons rassemblés en F par la lentille L divergent ensuite comme s'ils émanaient d’un point très brillant placé en F : à une certaine distance de ce point, et très pres du prisme:ABC, l’on placera un écran percé d’une petite ouver-

ture O,etlPon-recevra le spectre r# surun'autre écran ,à une distance considérable derrière le prisme. Les couleurs de ce spectre serontd’unepureté et d’une homogénéité très grandes, que l’on pourra. porter aussi loin que l'on voudra, en diminuant le diamètre de l’ouverture O.et la longueur focale de la lentille, et en augmentant la distance F O ou Or. Il faut remarquer cependant que l'intensité du rayon:incident et la quantité de la lumière homogène sont d’autant moindres.que ce rayon est plus pur.

416. — Une troisième manière d'obtenir un faisceau homogène est:de répéter l’analyse d’un rayon .qui:a déjà toute la pureté que peut donner,un. simple prisme.: ainsi , dans la fig. 95, lespectre V R formé par le prisme A se peintsur un écran-qui l’intercepte entièrement, à l’exception, de la, couleur que l’on désire isoler!et purifier, et.que l’on fait passer à travers l’ouverture M N ; derrière cetl écran se trouve un autre prisme B qui réfracteuné seconde fois le rayon coloré: Si la partie MN, était déjà d’une puretéparfaite, la réfraction se ferait à travers-le second:prisme, sans aucune dispersion; mais; si elle contient des rayons étrangers ( comme il arrive toujours), céux-cise dilateront.et produiront un nouveau

spectrelyr d’un éclat très faible, au milieu duquel. se.trou- .

vera la partie mn beaucoup, plus vivement éclairée que. le reste. En ne laissant passer que les rayons de,cette partie, à travers une ouverture dans un, écran ; le rayon émergent in p sera plushomogène qu'avant son incidence sur le second prisme, et l’on pourra le purifier encore davantage en augmentant la distance entre le second prisme et le premier écran.

417. — Enfin ; une autre cause du mélange des.couleurs prismatiques vient des défauts que l’on rencontre dans la matière des prismés ordinaires, dont les siries et les veines dispersent la lumière irrégulièrement ;.et mêlentainsi, dans le spectre , des couleurs qui appartiennent à des parties diffé-

rentes. Ceux qui n’ont pointle bonheur de posséder des prismes exempts de ces imperfections (car il est très difficile de se procurer de tels instruments, à quelque prix que ce soit) ‘pourront faire usage de prismes creux-que l’on remplit d’eau, ou plutôt de quelque huile très dispersive. On peut cependant éviter la plupart des inconvénients d’un mauvais prisme en faisant tomber les rayons aussi près de l’arète qu’il ést possible ;'afin de diminuer la quantité de la matière que les rayons doivent traverser , et par conséquent les chances de rencontrer une veine ou une strie sur leur passage.

418.2 Quand on a pris soin d’avoir un spectre bien pur, quand la divergence'et la largeur du faisceau incident sont aussi petites que possible, quand'le prisme est parfait et le spectre assez allongé pour ‘subir un examen rigoureux dans toutes ses parties , l’on y observe plusieurs particularités qni ont été publiées pour la première fois par le docteur Wollaston, dans les Transactions philosophiques de 1802. Elles ont été examinées de nouveau dans le plus grand détail,

avec tout le soin que pouvait y apporter untalent supérieur aidé/des instruments les'plus parfaits, par le célèbre Æraunhofer, dont on doit déplorer à jamais la perte, Il paraît que te dernier n’avait aucuné connaissance du mémoire de Wol-

Jaston ; de manière qu'il a tout le mérite de sa découverte, qui consiste en ceci :

Si l’on reçoit sur un écran blanc le spectre solaire dans son état de pureté et de ténuité la plus grande, ou qu’on le laisse arriver directement à l'œil, il n’a point l’apparence d’une ligne continue, rouge à l’un de ses bouts et violette à

l’autre ; les rayons n’y passent pas non pius par degrés insensibles d’une couleur à une autre, ainsi que le croyait Newton , et qu’on le jugerait au premier coup-d’œil. Il est rayé d’intervalles absolument noirs ; et, dans les parties lumineuses, l'intensité de l’éclairement y varie avec tant d’irrégularité qu’elle semble n’être assujettie à aucune loi, ou du moins, si elle en suit une, cette loi doit être extrêmement compli-

quée. Par conséquent, si nous considérons un spectre formé par une ligne lumineuse très étroite et parallèle à l’arète du prisme, ce spectre sera très large, sans que la pureté de ses couleurs ên soit altérée, puisqu'il n’est en effet qu’un assem=! blage de spectres linéaires juxtaposés; mais, au lieu d’une bande de lumière d’égale intensité et de couleurs graduées, on ne verra plus qu'un ruban rayé, dans le sens de sa largeur, d’une infinité de lignes obscures et quelquefois totalement noires , distribuées très inégalement sur tout le spèctre : ‘cette irrégularité ne provient pas cependant de circonstances accidentelles, car les lignes se trouvent toujours aux mêmes endroits, et gardent entre elles le même ordre et les mêmes rapports, la même largeur proportionnelle et le même degré d’obscurité , pourvu que l’on emploie la lumière du soleil et que la matière des prismes soit toujours la même. Si cette dernière condition n’est point remplie, le nombre, l’ordre , l'intensité des bandes obscures , et leur situation par rapport à chaque couleur en particulier, n’éprouvent pas de variation, mais seulement leurs distances respectives, comme nous le férons voir plus loin.

Où doit entendre par lumière du soleil non pas uniquement celle des rayons qui nous arrivent en ligne droite de cet astre, mais toute lumière dont il est la source, comme celle des nuages , du firmament , de l’arc-en-ciel , de la lune ou des planètes : toutes ces lumières, quand on les analyse au prisme, offrent les mêmes phénomènes.

On observe des lignes analogues dans les spectres provenant de la lumière des étoiles, de l’électricité, de la flamme ; mais leur disposition est différente pour chaque espèce de lumière : chaque étoile, chaque flamme a un système de ban-" des particulier qui la caractérise, et demeure invariable en tous temps et en toutes circonstances.

419. — La fig. 94 représente le spectre solaire tel que l'a trouvé Fraunhofer, à l’aide des mesures micrométriques les plus exactes et d’un prisme de son incomparable flint-glass.

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Seulement, pour éviter la confusion, nous avons suppriméla plupart des lignes noires (il y en a plus de cinq cenis), en n’en conservant que sept principales, marquées par B, C, D, E, F, qu’il a nommées raies fixes dans le spectre, et qui servent de termes de comparaison, parce. qu’on les distingue facilement : B se trouve à l'extrémité rouge; C plus haut dans la même couleur ; D dans l'orangé : c’est.une grosse ligne double que lon reconnaît aisément ; Ese trouve dans le vert, F dans le bleu, G dans l’indigo et H dans le violet. Il y a encore d’autres lignes fort remarquables, telles que dans le vert, entre E et F, qui se compose de trois fortes lignes , dont les deux premières sont plus rapprochées que la troisième, etc.

420. — La netteté de ces lignes et leur position invariable par rapport aux couleurs du spectre, ou, si l’on veut, la précision des limites de la réfrangibilité des rayons déficients, rend cette découverte d’une importance inestimable, en nous permettant de donner aux mesures que l’on emploie en optique une exactitude inconnue jusqu’à nos jours, et presque égale à celle des observations astronomiques. Fraunhofer, dans ses divers essais , en a tiré le parti le plus avantageux ,

comme nous aurons bientôt occasion de le remarquer.

421. — Pour observer les phénomènes que nous.venons RS QU 1? que ’ ° ù

de décrire, il faut placer l'angle réfringent d’un prisme parfait de manière à ce que l’arète soit parallèle à une fente très

‘ étroite-qui laisse passer la lumière solaire. Au lieu de cette

fente, on peut employer aussi une lentille cylindrique ou semi-cylindrique d’un rayon très petit qui réunit les rayons en un foyer linéaire , d’où les rayons divergent comme d’une droite lumineuse très fine, de la manière décrite à l’art. 415 pour une lentille. Maintenant, si l’on applique l’œil immédiatement derrière le prisme, cette ligne , en se dilatant, prendra la forme d’une large bande colorée ; où toutes les couleurs se peindront dans l’ordre qui leur est propre. Si le

prisme esl bon, «et placé de manière à donner la déviation minimum , et si l'angle réfringent-est assez ouvert pour que le spectre soit d’une largeur suffisante , quelques unés des lignes fixes les plus remarquables seront parallèles aux extrémités du spectre, surtout les lignes D et F, dont la première paraîtra séparer le rouge du jaune. Si la lumière qui vient directement du soleil est trop éblouissante, l’on peut lui substituer la lumière du jour, que l’on fait passer par une fente étroite, comme celle qui reste entre deux volets. C’est de cette manière que Wollaston a découvert les lignes fixes.

422. — Maïs il est dificile d’apercevoir de cette manière les lignes fixes même les plus remarquables, à cause de leur peu de largeur angulaire, qui, dans les circonstances les plus favorables , excède à peine une demi-minute , et dans les autres un petit nombre de secondes. On est donc obligé de les grossir à l’aide d’un télescope placé entre l’œil et le prisme, comme le représente la fig. 95, où LZ est la fente que traversent les rayons solaires avant de tomber sur le prisme A BC, et D l'objectif qui reçoit les rayons réfractés. Cet, objectif doit être achromatique, c’est-à-dire qu’il doit être construit de manière à réunir les rayons de différentes couleurs en des foyers à égale distance de la lentille. Nous verrons bientôt comment l’on parvient à ce but.

Ne considérons maintenant que les rayons doués d’un certain degré de réfrangibilité (les rouges , par exemple). Les pinceaux divergeant de chaque point de L Z iront, après leur réfraction par les deux faces du prisme, diverger à partir des points correspondants d’une image L//! dans la direction de la base vers l’arète C; les rayons plus réfrangibles divergeront à partir de l’image L” /' parallèle à L//', mais plus éloignée de L 7 : ainsi, après la réfraction , la ligne blanche LZ aura pour image le rectangle coloré LL’ J'J', que l’on verra à travers le télescope comme si c'était un objet réel. Chaque

Le 15,