CHAPITRE VI

DB LA LUMIERB.

1204. Plusieurs systèmes ont été émis sur la nature de la b^ mière : Descartes supposait que l'univers est rempli d'un fluide a^^ trémement subtil et élastique , désigné sous le nom dV^À^r, et q^ les corps lumineux éprouvent des vibrations qui se propagêi^ à travers l'éther comme les ondes sonores à travers Fair ; Newlft admettait, au contraire , que la lumière est due à une émission 4| particules que les corps lumineux lancent continuellement datf toutes les directions. Nous décrirons d'abord les phénomènes fil présente la lumière, sans admettre aucune hypothèse sur sa natiii7i|| et nous examinerons ensuite ces deux systèmes ^ entre. le^queb Iff > physiciens sont encore partagés.

TEAirsiiissioir. 277

S L PhénomineM généraux.

TranamUoiu

05. Dam un milieu homogène la lumOre se trammei en r droite. En effet, si on fait pénétrer an petit faisceau de lu* 3 solaire dans une chambre obscure , la poussière en suspendans l'air étant éclairée laisse apercevoir la route de la lumièit on reconnaît facilement qu'elle est rectiligne. Si on interpose Btps opaque sur la ligne droite qui joint l'œil avec le corps lu- Ikx^ la lumière est interceptée. Si le milieu n'était pas homo- «^ et si la lumière le traversait dans une direction oblique aux ces de séparation des parties homogènes , nous verrons bien- Htô le rayon changerait de direction à chaque passage d'une e homogène dans la suivante , et que , s'il y avait continuité les changements de densité , la lumière parcourrait une ligne be : c'est ce qui arrive , par exemple , pour tous les rayons de ère qui nous arrivent à travers l'atmosphère dans une direction sée à la verticale. Nous verrons aussi , en parlant de la diflrac- ^^e la lumière qui rase les bords des corps , et celle qui passe ies orifices très étroits , ne se propagent pas non plus en ligne

i06. L'intensité de la lumière est en raison inverse du i de la distance au point lumineux , quand il n'y a point de ire absorbée par le seul fait de la transmission. En effet, r conçoit deux sphères de rayons différents décrites autour point lumineux, chacune recevra toute la lumière émanée du L: lumineux } et une môme étendue prise sur chacune d'elles i^ une quantité de lumière en raison inverse de l'étendue de i^ce de la sphère sur laquelle elle est placée , c'estnà-dire en là inverse du carré de la distance au point lumineuxrloi précédente n'est exacte que quand la lumière se meut dans le : car, lorsqu'elle passe à travers des milieux diaphanes , ga« I liquides ou solides , une partie plus ou moins grande est abîe, et alors l'intensité de la lumière décroît suivant une loi rapide; cependant on peut la regarder comme vraie dans l'air,

est éclairée par l'autre lumière ; on change les distances f^^j^. des deux lumières jusqu'à ce que les ombres aient la même inl^^^

lorsque les distances sont petites et peu difTércntes. Il résulte delà h loi de propagation de la lumière que Téclat d'un corps est iodépeD-j^ dant de sa distance à l'œil j car son étendue apparente varie âvec la distance dans le même rapport que l'intensité des rayons.

1207. Mesure de tintennté de deux lumières. Pour estimera rapport des intensités de deux lumières , on place un corps opaqo^ en avant d'un carton blanc éclairé par les deux lumières : chacK^ d'elles projette une ombre du corps sur le carton j et chaque oc^

«lors les intensités des deux lumières sont évidemment en ^ directe des carrés de leurs distances aux ombres qu'elles écl ^g Il faut avoir soin de placer le corps opaque très près de Y^ afin que les pénombres aient peu d'étendue , et il faut rapp^^^ les ombres de manière à les rendre presque tangentes. Quai^^ lumières ont la même teinte , on apprécie avec une très granA'^ tesse l'égalité des ombres ; mais , quand les lumières ont des t»^ ^ diiïérentesy cette différence existe aussi dans les ombres , et ^* alors beaucoup plus difficile de juger de leur intensité.

On peut employer cette méthode pour vérifier la loi de la pr^^ gation. On place des bougies les unes derrière les autres y de vasM^ à former deux groupes dont les flammes , dans chacun , soiest Sip voisines , à la même hauteur, et placées dans un même plan atiM corps qui doit porter l'ombre sur l'écran : en disposant lesgrMpi de manière que les ombres soient égales , on trouve que les flHfc de leurs distances aux centres des groupes sont sensiblement Ja portionnels au nombre de bougies qu'ils contiennent. L'expérsA ne pourrait pas être faite avec des chandelles , parce que V'mt^m de leur lumière est trop variable.

1808. Photomètre de M. Leslie. Cet instrument , destina ^^ me son nom l'indique , à mesurer l'intensité des lumières ,

modification du thermomètre différentiel; il est fondé suri-^2||| Uièse que l'intensité de la lumière est proportionnelle à b ^^^ rature qui l'accompagne. Cette hypothèse n'est point es>^|À général , mais il paraît que pour la lumière solaire et celle diiii| elle n'est point en opposition avec les faits. Le photomètreii0viMl du thermomètre différentiel qu'en ce qu'une des boules ^ 'r irerre noir, l'autre élunt toi^ours de verre transparent : ei «Jl saut l'instrument à la lumière, son intensité est mesurée "Ç^^^ ntion du liquide. Pour éviter l'influence des mouv^nents de W

TITBSSI 9t hk liUMliUB. Vtè

^eslie renferme l'ûistrumeat daos une petite .cloche de verre

719)} il lui donne aiwi la forme fig* 720« V^^^^^^^i é en plein air , monle à mesure que le soleil SMâève sur rhori<- » et descend àtpais cet instant jusqu'à ce que Tobsciuité soie plète. A la même époque de la journée il monte depuia le sol- ' d'hiver jusqu'à réÏM>qae la plus chaude de Tannée^ etdéorott lis cette époque jusqu'en hiver.

M)9. M. Leslie a employé cet instrument à la comparaison des sites de deux lumières. Pour cda il place les corps lumiDeux à ■scances de la boule noircie telles, que de ce point les corpa

Vus sous le même diamètre apparent ; alors les intensjUés des lumières sont proportionnelles aux effets thermométrlq^es f ^ différentes sections d'un même cdne sont égalemenl Jamir i» elles enverront des quantités égales de lumière au sommel, it^ le cas contraire, des quantités proportionnelles à Finle»-

l£ur éclat. M. Leslie a trouvé par cette méthode que la lu* du soleil était égale à 12000 bougies. Bouguer, en compa- ^::iteasité de la lumière d'une bougie, dont il faisait varier la , à l'intensité de la lumière solaire qui pàiétra^t dans iw^ obscure (1207) , après avoir été atténuée dans une propof^ IKMue en traversant une lentille divergente , avait trouvé que litfe solaire était équivalente à MOOO bougies. %|fprt de l'intensité delà lumière du soleil à celle de la lune a ii^ égal à 9/i500 par Leslie , à 256289 pac Bouguer, à 800000 IMlaston. La grande différence de ces résultats dépend et de ksscitude des moyens employés, et de la hauteur d^ astres au

de l'horizon , et de l'état de l'atmosphère. O. Fiteise de la lumières La vitesse de la lumière étant très ^ , on ne peut pas l'observer à la surface de la terre , parce ^ distances y sont trop petites; la détermination de cette vi- Kie peut se faire que par des observations asbronomiques. Ju- ^ accompagné de plusieurs satelliles qui circulent autour de !B premier effectue sa rotation dans à2 heures 1/2 : par consé'* ^, si on observe l'instant où il s'éclipse en entrant dans le cône Ih^ que Jupiter projette derrière lui , l'instant de l'immeraioit Itente aura lieu après celui de l'immersion réelle, de tout le H que la lumière met à parcourir la distance qui sépare Jupiter ^ terre; si cette distance était constante, les éclipses se sucoélient à des intervalles exacts de kl heures 1/2. Mais , si la pre^ HB <^seryatîon a eu lieu lorsqueJa terre était au point de son

orbite le plus rapproché de la planète , et la dernière lorsqu'elle en est le plus éloignée , on trouve que Tintervalle entre la première et la dernière observation ne renferme pas un nombre exact de fois M heures 1/2 ; il y a un excédant de 16' 26* : or cet excédant ne peul^ provenir que des retards qui se sont accumulés à mesure que la terre s'éloignait de Jupiter, et il est évidemment égal au teropsque la lumière a mis à parcourir le diamètre de Torbite terrestre. En observant la dernière éclipse lorsque la terre ne s'est éloignée que d'une partie du diamètre de son orbite , on trouve que le temps employé par la lumière pour parcourir cet espace est la même fraclioo du temps qu'elle met à parcourir le diamètre total : par coiéquent , la vitesse de la lumière est constante. Comme le diamèm parcouru dans 16' 26' est de 68 à 69 millions de lieues , la viteai de la lumière est d'environ 70000 lieues par seconde. Ce qui pré« cède suppose nécessairement que la planète est immobile, oodî moins que son mouvement est peu considérable pendant unedenuannée ; c'est en effet ce qui existe, car Jupiter met à peu près dotai années à parcourir son orbite : ainsi il n'en décrit que le vii quatrième pendant que la terre passe d'une extrémité à l'autre i diamètre de son orbite.

iSii. Nous verrons plus tard que la lumière blanche est formée de lumières de toutes les couleurs ; alors on pourrait se demander si les rayons de différentes teintes ont la même vitesse ; l'obserYattai suivante prouve avec la dernière évidence qu'il en est ainsi. Qob/ les satellites de Jupiter passent devant cette planète , ils projenol sur son disque une ombre qui marche avec le satellite : or, siks^ rayons de différentes couleurs allaient inégalement vite, l'oi bre laisserait après elle des traces colorées , et il n'en est ainsi.

Pour comprendre l'énormîté de la .vitesse de la lumière faut la comparer à celles que nous regardons comme très des. Un boulet de canon emploierait plus de 17/ ans pour teindre le soleil , en lui supposant pendant toute sa course la tesse dont il était animé au moment de la décharge ; et cependa la lumière parcourt le même espace en 8 minutes et demie. L'ois dont le vol est le plus rapide mettrait près de 3 semaines à faire I tour du globe, tandis que la lumière franchit le même espace beaucoup moins de temps qu'il n'en faut à l'oiseau pour faire simple battement d'ailes.

1212. Le défaut d'instantanéité dans la transmission de la lutniè*

OHB&E, PÉNOMBRB. 281

ane naissance à un phénomène fort remarquable que nous deus indiquer. Ix)rsqu'un rayon de lumière émané d'un astre quelique vient frapper Foeil d*un observateur, si Fobservateur est nobile il voit Fastre dans la direction du rayon qu'il en reçoit ; lis sll est en mouvement il voit Tastre dans la direction de la dialale du parallélogramme formé sur deux lignes, dont Tune resente la vitesse de la lumière, et l'autre la sienne propre. Il réle de là que le lieu apparent des astres diffère du lieu vrai ; que prandeur de l'écart dépend du rapport de la vitesse de la lumière aile de l'observateur, et de la direction de ces vitesses. Des deux Bf ements de la terre il n'en est qu'un seul dont la vitesse soit iparable à celle de la lumière , et qui ait une influence sensible, il le mouvement dans l'écliptique. Ce phénomène, découvert par idley^ porte le nom d'aberration. C'est en vertu de Taberration } les étoiles fixes paraissent décrire chaque année, dans le ciel, petites ellipses. Dans le calcul de l'aberration, après avoir cor- ( les observations de l'influence de la réfraction atmosphérique, at avoir égard non seulement à la vitesse de la lumière , à celle a terre, mais encore à la vitesse de translation de l'astre quand ritesse est comparable à celle de la lumière. lAtS. Ombre. Considérons un point lumineux éclairant et un ||S opaque quelconque ; par le point lumineux comme sommet p. 7)1) concevons un cône qui enveloppe et touche le corps , la ae-de contact séparera évidemment la partie du corps qui reçoit JU lumière de celle qui n'en reçoit pas; le cône au delà du corps îerme un espace dans lequel la lumière ne pénètre pas : cet espe forme l'ombre du corps.

LSt4. Pénombre. Lorsqu'un corps lumineux a!des dimensions les, la séparation de l'ombre et de la lumière sur un corps quelique qu'il éclaire n'a pas ,lieu brusquement. Supposons , par mple , que le corps lumineux soit une sphère y4 {fig. 722), et porps éclairé une sphère B; menons les deux cônes tangents aux px sphères, et soient ab et cd les deux cercles de contact : il est jj^bni que tous les points de la sphère B situés en avant de ab Ipvront la plus grande quantité de lumière; que tous les points |a sphère JS situés derrière le cercle cdne recevront aucun rayon Biineux ; et que les points situés entre les cercles ab et cd rece- >«it une quantité de lumière décroissante à mesure qu'ils s'ap- Icheront davantage de cd. L'intervalle compris entre ab et cdf

382 LUMiè&E.

dans lequel a lieu la dégradation de la lumière , a reçu le nom de pénombre^ L'espace situé derrière la sphère B est aussi composé d'un espace 0 où la lumière ne pénètre pas , qui est infini quand le corps opaque est plus grand que le corps lumineux ^ et fini {fig. 723} dans le cas contraire. Cet espace est environné d'uD autre, iV, qui n'est éclairé que par une partie du corps lumineux , et qui est infini dans tous les cas.

Cette détermination géométrique de l'pmbre et de la pénombre projetées derrière un corps n'est pas cependant rigoureusement exacte , parce que les rayons de lumière s'infléchissent en passant contre les corps \ mais comme cette inflexion est très faible , l'ombre réelle diffère peu de celle qui résulte de la construction géométrique dont nous venons de parler/ excepté pourtant dans qudques circonstances particulières , dont il ne sera question qu'en parlant de la diffraction.

IfilS. U résulte de ce qui précède que, si on perçait une ouverture d'une forme quelconque dans un écran éclairé par un seul point lumineux , le faisceau de lumière projeté derrière Touvertore serait un cône ayant pour base l'orifice , et pour sommet le point lumineux : par conséquent , si on plaçait un écran derrière l'orifice, la partie éclairée aurait la forme de Torifice ; mais si le corps lumineux avait des dimensions finies , l'image reçue sur l'écrao aurait la forme du corps lumineux , quelle que fût d'ailleurs celle de l'orifice , pourvu que l'écran en fût suffisamment éloigné. En effet /pour avoir l'image' formée sur l'écran , il faut , par un point quelconque de la circonférence du corps lumineux , et par Torifice, mener un cône , et faire promener le sommet de ce cône sur toute la circonférence du corps lumineux : on voit alors facilement que h «iu*face qui résulte de ce mouvement est une espèce de cône à deux nappes, ayant pour sommet l'orifice, et dans lequel les section» perpendiculaires à l'axe s'approchent d'autant plus de celle du corps lumineux qu'elles sont plus éloignées de l'orifice. C'est ainsi que les rayons du soleil qui passent à travers les intervalles des feuilles forment sur le sol des images circulaires ou elliptiques, suivant l'inclinaison des rayons , et que durant les éclipses les parties éclairées ont la forme apparente du soleil.

1816. L'intensité de la lumière émise par un même eoffi est proportionnelle au sinus de son inclinaison sur la surfaes. Une surface lumineuse parait également brillante , quelle que soit