CHAPITRE PREMIER

De la lumière solaire.

Nous ne devons pas envisager la lumière sous le même point de vue que dans les traités de physique, où l'on expose avec de grands développements tout ce qui concerne ses propriétés générales et ses lois, en faisant concourir à l'étude des premières et à la détermination des secondes l'analyse mathématique et les résultats de l'expérience. Dans cet ouvrage, nous nous attacherons de préférence à la production de cet agent dans toutes les circonstances où elle a lieu , ainsi qu'à ses propriétés physiques, chimiques, calorifiques, phosphorogéniques, et à leurs applications, en suivant la même marche que pour les autres agents impondérables précédemment décrits.

Quand on considère le nombre des sources de lumière naturelle ou artificielle que nous voyons ou que nous pouvons mettre en action sur notre globe, nous trouvons que ce nombre est bien limité relativement à celui des corps lumineux répandus par myriades dans les espaces célestes. Il suffit, pour s'en convaincre, de contempler les cieux pendant une belle nuit, pour être frappé du nombre infini de points plus ou moins brillants qui les parsèment, et que l'éclat du soleil nous empêche de voir pendant le jour.

Le soleil , placé au centre do notre système planétaire , lance de toutes parts, sans interruption , et avec une incroyable rapidité , des torrents de rayons lumineux qui vivifient tous les corps répandus avec profusion sur la surface de la terre. Ces rayons transportent en effet avec eux, dans l'espace, non-seulement la faculté d'éclairer et de rendre lumineux certains corps, mais encore le pouvoir d'échauffer et de produire une foule de réactions chimiques , sources de la vie ,

propriétés sans lesquelles le globe serait obscur, froid et privé de vie.

L'étude de la lumière, considérée sous le quadruple rapport de ses propriétés éclairantes, calorifiques, chimiques et phosphoriques, est donc du domaine de la physique appliquée, puisqu'elle intéresse également la physique, la chimie et la physiologie. Il ne peut être question néanmoins, dans ce livre, que des phénomènes relatifs à la production de la lumière^ ceux concernant les effets calorifiques et chimiques ne pouvant être exposés qu'en traitant de l'action des agents Impondérables sur les corps. Occupons-nous donc des sources de lumière qui peuvent être soumises à nos investigations, en commençant par le soleil , dont la lumière doit nous servir de ty^e à l'égard des autres lumières. Nous parlerons ensuite des sources de lumière artificielle, des corps phosphorescents, enfin des corps célestes, que l'on ne peut étudier comme corps lumineux qu'après avoir acquis toutes les connaissances nécessaii-es pour en tirer des inductions sur la nature de leur lumière.

D'où peut donc provenir cette énorme quantité de lumière qui émane continuellement du soleil , sans que sa masse ait éprouvé la moindre altéi'ation depuis tant de siècles? Doit-on le considérer seulement comme un corps incandescent, et peut-on, avec les moyens dont nous disposons, entrevoir la cause de cette incandescence perpétuelle ? Nous essayerons de répondre à ces deux questions quand nous connaîtrons les diverses sources de lumière artificielle.

Pour analyser la lumière émanée d'uue source quelconque, il faut avoir égard non-seulement â sa composition, mais encore à sa nature, c'est-à-dire, savoir si elle a été réfléchie ou réfractée, ce dont on s'assure au moyen des phénomènes de polarisation. Relativement à la lumière colorée, elle peut provenir de la décomposition de la lumière dans la réfraction, de la polarisation colorée-, ou d'effets d'interférence. On doit donc, en étudiant les sources lumineuses, prendre en considération toutes les causes qui peuvent modifier la lumière. Dans l'introduction historique qui se trouve au commencement du premier volume, nous avons résumé tout ce qui concerne l'état actuel de nos connaissances sur la réflexion , la réfraction la polarisation et les interférences de la lumière; il est donc inutile d'y revenir dans ce moment, ce serait un double emploi : or, le résumé étant aussi complet que possible, nous y renvoyons la lecteur.

Mesure de IHnteiisilé de la lumière directe.

La divergence des rayons émanés d'un point lumineux conduit à la

loi de l'intensité de la lumière en raison de la distance, et dont voici l'énoncé : rintensité de la lumière est en raison inverse du carré dé la distance. En effet, à «ne distance double, la même quantité de rayons éclaire une surface quadruple , par conséquent l'intensité doit être quatre fois moindre, ainsi de suite; quant à l'intensité de la lumière refléchie ou réfractée , la loi est plus compliquée. Il est inutile de la rappeler ici , attendu que nous ne nous occupons encore que de la lumière directe.

Pour étudier rationnellement les différentes sources lumineuses et les classer, il faut commencer par comparer ensemble les intensités de lumière, puis examiner leur composition; il devient alors facile de voir celles qui peuvent ou non avoir une origine commune, et jusqu'à quel point deux lumières peuvent être considérées comme identiques. Les procédés en usage jusqu'ici pour cette comparaison ne donnent que des rapports approchés , et encore ne peuvent-ils servir que lorsque les deux lumières ont la même couleur; celui qui est le plus généralement employé consiste à placer un corps opaque, tel qu'une tige quelconque de grosseur moyenne, derrière les deux lumières ayant même volume par rapport à l'observateur, et le plus près possible d'un carton blanc sur lequel on reçoit les deux ombres portées afin d'éviter les pénombres; chaque ombre est éclairée en partie par la lumière correspondant à l'autre ombre. On cherche ensuite à donner la même intensité aux ombres en changeant les distances relatives des deux lumières par rapport au carton. Or, l'égalité de l'intensité des ombres entraîne nécessairement celle des lumières; et comme les intensités de celles-ci sont en raison directe du carré de leur distance aux ombres, il est facile d'en déduire le rapport cherché.

Lorsque les deux lumières ont la même teinte, on conçoit qu'on puisse avec un peu d'habitude déterminer assez exactement l'égalité des ombres ; et si l'expérience en outre est répétée par deux personnes l'une après l'autre , on aura des résultats dont la moyenne représentera sans erreurs bien sensibles la valeur cherchée.

Wollaston s'est servi de cette méthode pour comparer la lumière des étoiles et des planètes à celle du soleil {Trans. ■pkil.^M^'S)-^ il a commencé par comparer la lumière du soleil à celle d'une chandelle dans une chambre obscure, au moyen de l'intensité des ombres projetées sur une feuille de carton blanc par un cylindre opaque et éclairé d'une part par un rayon solaire entrant par une petite ouverture circulaire pratiquée dans une feuille de cuivre ; de l'autre , par une

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chandelle placée de manière (Jue les deux ombres fussent égales en intensité.

En représentant par H le diamètre de l'ouverture, D la distance de cette ouverture à l'écran évaluée en pouces ansilais, c la distance de la chandelle à l'écran à l'instant de l'égalité des ombres , c'est-àdire quand la lumière devient égale à celle du soleil , x l'intensité de la lumière solaire , la valeur de cette dernière est donnée par l'expression

X = j — 77- + 2 tang. du demi-diam. solaire | •

La moyenne de douze expériences a donné x = 5563; c'est-àdire qu'à volume égal la lumière du soleil a une intensité 5563 fois plus grande que celle d'une chandelle.

En comparant de la même manière la lumière de la lune à celle d'une chandelle, Wollaston a trouvé qu'elle était j|^ moins forte que la dernière placée à une distance de 12 pieds; par conséquent la lumière du soleil comparée à celle de la lune est égale à 5563 (-^) % ou 801072, celle de la lufte étant l.

Bouguer, en suivant une autre méthode (t. I, p. 1 14), a trouvé un résultat à peu près semblable. Suivant lui , la lumière du soleil équivaut à 11 «364 bougies, à la distance de seize pouces français, ou à 5774 bougies placées à la distance d'un pied anglais : quant à la lumière de la lune comparée à celle du soleil , la différence est considérable, puisqu'il lui assigne une valeur égale à 3t)(j',()mj au lieu de s(,,[,^-.^- trouvé par Wollaston.

Ce dernier, désirant comparer la lumière du soleil à celle des étoiles, a imaginé une autre méthode assez simple , dont nous allons essayer de donner une idée [Trans.pltil.^ 1829). Cet habile et ingénieux physicien a pris pour unité de mesure l'image d'une chandelle réfléchie sur la petite boule d'un thermomètre, remplie de mercure (d'environ un quart de pouce de diamètre). Cetfe image était vue avec un œil au moyen d'une lentille de deux pouces de foyer , et de l'autre œil il observait avec un télescope l'image de l'astre réfléchie sur la boule d'un autre thermomètre semblable placé à distance. Des précautions avaient été prises pour rendre comparables les lumières, abstraction faite des couleurs. Au moyen d'un calcul assez simple , Wollaston a trouvé que la lumière du soleil = 118395o3000 X lumière de Sirius. En admettant que la lumière perdît la moitié de son intensité par l'effet de la réflexion sur la boule , la lumière solaire devient égale à 20000 000 000 X lumière de Sirius. La lumière de la Lyre a

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été trouvée par le même mo yen égale environ au neuvième de celle de Sirius. D'autres méthodes ont été employées ou indiq'iées pour compai-er les lumières sous le rapport de leur intensité ; mais comme il en a été fait mention dans le précis historique , nous n'y reviendrous pas.

Des divers rayons colorés dont se compose la lumière solaire.

Les différents rayonnements ou rayons éclairants et non éclairants qui , par leur réunion , forment la lumière solaire , ne peuvent être étudiés séparément qu'en les séparant , c'est-à-dire , eu décomposant un faisceau de lumière solaire dans une chambre obscure, au moyen d'un prisme triangulaire de flint-glass. A cet effet , ou adapte au volet un porte-lumière destiné à réfléchir un faisceau lumineux qui passe ensuite par une ouverture d'un à deux centimètres pratiquée dans le volet.

Ce faisceau, appelé rayon solaire, reçu sur un écran blanc placé aune certaine distance, y forme une image blanche de forme circulaire qui est celle du soleil ; cette image est d'autant plus grande que le papier est plus éloigné ; mais si sur le trajet du même faisceau on place un prisme triangulaire de flint glass dont une des arêtes soit parallèle à l'horizon et perpendiculaire à la direction du rayon incident, et que le faisceau soit reçu obliquement sur la face en regard du trou, le faisceau sera réfracté en traversant le prisme, et l'image reçue sur le même écran sera relevée dans la direction A (fig. 17, pi. VII); mais alors elle ne sera plus ronde et blanche, mais bien oblongue et colorée de teintes extrêmement vives, parmi lesquelles on distingue, en commençant sur le bas ou la partie la moins réfractée, sept couleurs principales, le rouge , l'orangé , le jaune, le vert, le bleu, l'indigo, le violet, qui est la couleur des rayons les plus réfrangibles.

Cette image colorée, appelée spectre solaire, n'est bien développée que lorsque le faisceau solaire n'est pas trop gros, ou la distance entre le trou et l'écran pas trop petite. Quant à l'angle réfringent du prisme, qui est dans les cas ordinaires de GO", il dépend en général de la longueur qu'on veut donner au spectre et de la nature de la substance dont est formé le prisme. La largeur du spectre est toujours égale au diamètre de l'image directe reçue à la même distance. Mous renvoyons pour la démonstration aux traités de physique.

Si Ton examine les diverses couleurs, on voit (jue la couleur rouge est brillante et d'un éclat beaucoup plus vif que ne pourrait le donner

toute autre couleur rouge fournie par un moyen quelconque. La teinte orangée passe par gradations imperceptibles à un beau jaune paille. Le vert qui -vient après est très-pur et très-intense, et passe de même à un bleu verdâtre pour arriver à l'indigo le plus pur, puis au violet. Avec cette succession de teintes , l'intensité de la clarté va en diminuant, et déjà la partie supérieure de la teinte indigo n'éclaire plus que faiblement. Au delà , la teinte rougit un peu et prend une couleur livide que l'on ne peut comparer à celle d'aucun objet. La nuance qui s'en approche le plus est celle d'un violet fade.

Il est facile de prouver que chacune des sept teintes principales dont se compose le spectre solaire est simple. Il suffit pour cela de pratiquer dans l'écran qui reçoit le spectre une ouverture assez petite pour ne laisser passer qu'une partie de la couleur correspondante, de sorte que la partie du rayon coloré qui traverse ce trou va former sur un autre écran, placé derrière le premier, une image de même couleur que la partie du spectre qui a fourni le faisceau.

Mais si , au lieu de faire tomber immédiatement ce faisceau sur l'écran, on interpose sur son passage un second prisme qui le réfracte, l'image réfractée, reçue sur le carton, aura la même couleur que celle de la teinte du spectre d'où émane le faisceau réfracté. Or, comme cet effet se produit quelle que soit la teinte du spectre que l'on considère, il s'ensuit que chacune des couleurs est simple et indépendante de celles qui la suivent ou qui la précèdent. On tire de là la conséquence immédiate que l'impression de la lumière produite sur la rétine ou sur tout autre corps n'est autre que la résultante des effets ou des impressions dues à chacune des couleurs.

On a vu que l'on distinguait sept couleurs principales dans la lumière solaire ; mais cette division est arbitraire , elle n'a eu pour but que de définir les principales bandes colorées ; car le passage d'une teinte colorée à une autre s'effectuant par des nuances insensibles, il faut admettre qu'un rayon de lumière blanche est composé d'une infinité de rayons élémentaires qui diffèrent tous de couleur et de réfrangibilité 5 la différence de couleur est indiquée par la dégradation des teintes , et la différence de réfrangibilité par leur position même dans le spectre.

On voit donc qu'avec le prisme on peut décomposer la lumière , c'est-à-dire, séparer tous les rayonnements ou rayons colorés dont elle est formée ; mais pour ne laisser aucun doute à cet égard , ou reforme la lumière blanche avec tous les rayons colorés provenant de sa décomposition. Plusieurs moyens sont employés pour effectuer

cette recomposition. Un des plus simples est de faire passer dans une chambre obscure un rayon solaire à travers un prisme , et de le recevoir après la dispersion sur une lentille placée convenablement, atiu de faire converger au foyer tous les rayons colorés. Si on intercepte une portion du spectre avant qu'il ne tombe sur la lentille, par exemple le violet, on n'aura plus au centre de la lentille qu'une teinte jaune ; en interceptant ainsi successivement le bleu , le vert, le jaune deviendra de plus en plus rouge, et en enlevant les autres couleurs jusqu'à l'avant-dernière , on n'aura plus que le rouge. Il est donc bien démontré, par l'analyse et la synthèse, que la lumière peut être considérée comme composée de sept couleurs principales, en sousentendant que chacune d'elles est formée de rayons qui ne sont pas assez perceptibles pour être définis.

Telle était l'opinion de Newton, telle est celle de la plupart des physiciens sur la composition de la lumière; mais ce n'est pas la seule. Dès que l'on eut reconnu que dans chacune des. sept couleurs il y avait des dégradations de teintes annonçant la présence de rayons différemment réfrangibles , on essaya de montrer que le nombre des couleurs élémentaires pouvait être réduit à quatre, et même à trois. |Wollaston, en 1802 [Trans. phiL)^ annonça que le spectre était composé de quatre couleurs élémentaires, le rouge, le vert, le bleu et le violet. Suivant lui, le jaune serait un mélange de rouge et de vert. Cette manière de voir provoqua une discussion entre les physiciens , dont plusieurs admirent, et entre autres M. Herschel, qu'il était probable que l'orangé, le vert et le violet ne fussent que des couleurs mêlées, Bt qu'il n'existait réellement que trois couleurs primitives , le jaune , le rouge et le bleu. Ce système fut soutenu par Maycr et M. Brewster, et combattu par le docteur Youug, qui ne reconnut que trois souleurs fondamentales , le rouge , le vert et le violet. Nous allons întrer dans quelques détails sur les expériences faites par M. Brewster, pour montrer que le rouge, le jaune et le bleu se trouvent lans toutes les parties du spectre; si l'on examine attentivement ïe spectre, il existe', suivant lui, incontestablement, et c'est là >on point de départ , de la lumière rouge dans les divisions routes, orangées et violettes; ces trois divisions, suivant Fraunhofer, îccupent 190 parties sur 300, qui est la longueur totale du spectre,

ést-à-dire plus de la moitié. Maintenant, si on examine les espaces aleus et indigo a travers des liquides jaunes, tels que l'huile dolive, Is prennent une teinte violette. De la, M. lirewster conclut que ces iquides ont absorbe des rayons qui masquaient le rouge du violet, et

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que par conséquent le rouge existe clans les espaces bleus et indigo. Il a montré par un moyen semblable, avec des liquides convenablement choisis, que le rouge existe dans les sept parties du spectre solaire.

La couleur jaune, suivant lui, se reconnaît distinctement dans les espaces orangés, jaunes et verts qui occupent 77 parties du spectre. En regardant ce dernier avec un verre bleu foncé , la lumière verte est vue distinctement en F, pi. VIII, fig. 1.

Il en conclut que la couleur jaune doit s'y trouver j or, de même que l'action de l'huile d'olive dans les espaces bleus, indigo, a été d'absorber certains rayons et de laisser passer une teinte violette, ces rayons, pense M. Brewster, ne peuvent être ni rouges ni bleus, puisque le blanc enlevant du bleu ne laisserait pas de violet. Ces rayons doivent donc être une petite portion des rayons jaunes qui, formant du blanc avec le rouge et une portion de bleu , ont pour effet d'affaiblir la teinte bleue prédominante. II a cherché à prouver de la même manière que le jaune se trouve dans toutes les parties de l'espace rouge du spectre : si l'on l'cgarde par exemple le spectre avec un prisme de vin de Porto , à travers du baume du Pérou , du mica rouge, etc., on voit distinctement la lumière jaune vers la ligne C , qui est assez avancée dans l'intérieur de l'espace rouge, et en raison de l'action absorbante de ces différentes substances, tout l'espace rouge prend une teinte jaunâtre provenant de l'absence de la lumière bleue. Pour démontrer l'existence de celle-ci dans toute l'étendue du spectre, M. Brewster part de ce point que le bleu existe dans le violet, l'indigo, le bleu et le vert, qui occupent 247 parties sur 260. Maintenant si l'on absorbe les rayons les plus réfrangibles en regardant au travers d'une couche de certaine épaisseur de baume de soufre , de baume du Pérou ou bien de lames de mica , on aperçoit le bleu mêlé avec le jaune et formant le vert, très-près de C, qui est fort avancé dans l'espace rouge. Par conséquent , ce bleu doit donc se trouver dans le rouge. M. Brewster ne s'est pas borné à montrer l'existence du rouge , du jaune et du bleu dans toute l'étendue du spectre , il a cherché aussi à prouver que la lumière blanche pouvait être séparée partout. Nous reviendrons sur cette manière d'envisager la composition de la lumière quand nous traiterons de la couleur des corps en général ; mais il était nécessaire de faire connaître avant les idées émises sur la composition de la lumière.

LUMIEBE. 97

Des raies du spectre produit par la lumière solaire et la lumière

des étoiles.

Reprenons maintenant le spectre formé dans les circonstances les plus favorables, atîn de pouvoir explorer facilement toutes les parties dont il se compose. Cette condition est remplie quand le faisceau incident est le plus petit possible, le prisme de llint-glass très-homogène, exempt de bulles et de stries, le spectre très-alIougé,et qu'on opère de la manière suivante :

Dans une chambre obscure on introduit un faisceau de rayons solaires, par une ouverture étroite et verticale, pratiquée dans un volet, d'environ un millimètre de largeur et de plusieurs centimètres de longueur. Ce faisceau est réfracté dans un prisme de flint-glass, placé devant l'objectif d'un théodolite, et de telle sorte que l'une des arêtes du prisme soit parallèle à l'ouverture du volet , et que l'angle du rayon incident sur le prisme soit égal à celui du rayon émergent, afin d'avoir le minimum de déviation. En regardant le spectre avec la lunette, on aperçoit une infinité de raies ou ligues verticales de différentes épaisseurs, plus foncées que le reste du spectre, et dont quelques-unes même paraissent entièrement noires; la distance de ces raies reste la même, quels que soient l'ouverture du volet et l'éloignement de la lunette à l'égard du spectre. Le rapport des distances paraît être le même pour toutes les substances réfringentes.

La fig. 1, pi. VIII, représente un spectre lumineux avec toutes ses raies : A est la partie extrême du rouge; H celle du violet, ou du moins la limite qui soit perceptible. En général, moins la lumière est vive, plus le spectre est court, parce qu'il manque alors des rayons.

Si l'on reçoit, par exemple, sur le prisme, la lumière d'un nuage éclairé, le spectre parait limité d'un côté en G et H, de l'autre en B, tandis que la lumière directe du soleil allonge le s[)ectre d'environ moitié. Nous donnons ici le catalogue des principales raies observées.

En A, il y a une raie bien prononcée ; le rouge continue cependant un peu plus loin ; en a est un amas de huit lignes fines. La raie M est de teinte et d'épaisseur assez considérables. De li en C, il y a neuf raies bien déterminées. G est épaisse et noire comme B. Entre G et D, il y a trente raies fines qui, si l'on en excepte deux, ne peuvent être aperçues qu'avec un fort grossissement ou avec des prismes d'une grande dimension, i) est formé i)ar deux fortes raies, séparées par une ligne claire. Knire 1) et K on rencontre environ 8 J raies de différentes gros-

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seurs. E consiste en plusieurs raies dont celle du milieu est la plus forte; de Ë en B il y a à peu près 24 raies; C est formé de 3 raies, donc 2 séparées par une raie line et claire. CF renferme 52 raies. F est très-grosse; entre F et G il y a 185 raies de différentes dimensions. En G sont amassées beaucoup de raies dont plusieurs sont remarquables par leur grosseur; de G en H on compte 190 raies; les deux bandes H sont presque égales et formées de plusieurs lignes dans le milieu desquelles il s'en trouve une très-forte ; de H en I elles sont en très-grand nombre.

Les raies A, B, G sont dans le rouge et l'orangé ; D est à la limite de l'orangé et du jaune ; E et G sont dans le vert ; F est dans le commencement du bleu, G entre le bleu et l'indigo, et H à la fin du violet; mais à partir de H jusqu'en I la teinte de la lumière est gris-cendré, et en H elle quitte la teinte violette. La limite lumineuse, de ce côté, est très-difficile à saisir.

Les spectres formés par la lumière des planètes, de la lune et des étoiles, ont été étudiés également sous le rapport des raies : ces raies sont les mêmes, et placées aux mêmes intervalles pour les spectres des planètes et de la lune, que pour la lumière solaire, conséquence d'une origine commune; mais il n'en est pas de même de la lumière des étoiles, quoique les raies soient difficiles à apercevoir dans leurs spectres, en raison de la faible intensité de leur lumière; néanmoins on reconnaît qu'elles ne sont plus aux mêmes places que dans le spectre solaire. Nous citerons particulièrement Sirius , dont le spectre présente surtout trois raies très-remarquables, l'une dans le vert et deux dans le bleu.

Lorsqu'on veut voir les raies du spectre solaire par projection sans lunette , il est nécessaire de mettre derrière ce prisme une lentille d'un mètre de foyer environ. Si le prisme est placé à une distance de l'ouverture égale à deux mètres, ou deux fois la distance focale de lalentille, et qu'on mette un tableau blanc à deux mètres au delà du prisme, alors les raies du spectre se dessinent nettement sur sa surface. La lentille convergente permet de distinguer les raies par projection. On voit plus ou moins nettement ces raies, suivant la distance du tableau à la lentille, que l'on fait varier à volonté. Pour voir les raies fines des parties les moins réfrangibles^ on ne doit pas donner à la fente plus de I de millimètre d'ouverture. Quant aux grosses raies, particulièrement les raies H et au delà, l'ouverture doit avoir 1 ou 2 millimètres. On distingue alors très-bien les deux raies H de l'extrême violet, et , au delà, des raies situées dans la teinte gris-lavande. La position des

raies ne dépendant que de celle de l'ouverture et de la position du prisme, le mouvement apparent du soleil n'intervient en rien pour les changer. Il est donc inutile d'employer un héliostat afin d'avoir un speclre stationnaire. Il suffit seulement d'avoir un porte-lumière que l'on tourne convenablement. Ce procédé nous servira plus loin pour étudier le spectre chimique.

Il est important de pouvoir mesurer avec une grande exactitude les distances réelles entre les raies, du moins celles qui sont le mieux définies. Le moyen le plus direct est celui qui a été employé par Fraunhofer, lequel consiste à adapter un micromètre à l'oculaire d'un télescope, pi. VII, fig. 18. Pour s'assurer des distances des lignes les plus rapprochées, on fait tourner l'axe de Finstrument avec le prisme qui fait corps avec lui dans un plan horizontal, où des vernlers et des loupes permettent de lire les angles sur un cercle gradué , avec l'exactitude des observations astronomiques.

Diverses hypothèses ont été mises en avant pour expliquer la présence des raies dans le spectre solaire ; on pense assez généralement qu'elle est due à l'absorption de certains rayons par l'atmosphère terrestre. M. Brewster avait avancé que cette perte défrayons s'opère dans l'atmosphère du soleil. M. Forbes , voulant véi'ifier cette conjecture, a eu l'idée de rechercher si les rayons provenant des bords du soleil , ayant à traverser une plus grande portion d'atmosphère , ne présenteraient pas , après leur décomposition dans le prisme, plus de lignes, ou du moins des lignes plus étendues que les rayons émanant du centre. Il a profité d'une éclipse de soleil pour observer le spectre engendré uniquement par les rayons venant du bord du soleil ; il a reconnu que le speclre était absolument identique à celui formé par un faisceau de lumière émané de tous les points de cet astre ; il en a conclu dès lors que l'atmosphère du soleil n'intervenait en rien sur la production des raies. La conclusion n'est pas rigoureuse, car il pourrait se faire que l'atmosphère solaire fût la cause immédiate du phénomène, et néanmoins que la différence dans le trajet des deux rayons ne fût pas suffisante pour modifier le nombre des raies et leur étendue. La connaissance des raies est devenue très-importante depuis que l'on s'en est servi pour distinguer les lumières qui n'ont pas une origine commune.

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