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et de l'ouest à l'est:

D1 et A1 étant déterminées par les équations

sin D1 sin a sin (L-90°);

et

=

tang A1

où L et a signifient la longitude du soleil et l'obliquité de l'écliptique.

Pour la détermination approximative du mouvement de l'instrument, on peut aussi dans les deux directions du nord au sud et de l'ouest à l'est se servir des formules

Cos Ba

Cos B

Cos Ba = cos D1 sin (A, — S),

=

= cos D1 sin P sin (a-S) — sin D, cos P

cos D, cos (α- S)

=

sin D1

sin 23° 28' cos a;

en designant par a l'ascension droite du soleil.

tang (L-90°) cos w;

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Puis, à l'aide des valeurs trouvées de B1, B, B2 et B on trouvera facilement les valeurs cherchées de B, et 2, quand on sait l'angle que forme l'axe optique du collimateur avec la ligne méridionale du lieu d'observation.

Cependant M. WILLINGEN s'est opposé à la validité de cette correction 1). La lumière incidente venant d'une étoile, et l'observateur se mouvant soit dans la direction directe ou opposée à celle de la lumière, il suppose bien que la correction est la même que celle déterminée ci-dessus, mais que, dans le cas de l'emploi d'un collimateur, le mouvement du réseau et de la lunette d'observation sera contrebalancé par le mouvement de la fente illuminée de collimateur, de sorte que la correction sera réduite à zero. C'est ce que je ne puis croire. Le mouvement du collimateur dans la direction même des rayons incidents ne peut avoir d'autre influence que celle d'une diminution ou d'un agrandissement de la longueur focale du collimateur. Car les rayons, en partant de l'objectif du collimateur, forment une continuité d'ondes planes de lumière, tout-à-fait comme s'ils sortaient d'un objet infinement éloigné. La distance, d'où semblent venir les rayons, se change un peu pour le mouvement du collimateur, mais, selon mon opinion, cela ne peut occasionner aucun retard des ondes de lumière entre elles. Pour rendre, cependant, les déterminations absolues indépendantes, autant que possible, de la dite correction, je me suis servi, pour la détermination de la valeur à, uniquement d'observations faites vers l'heure de midi, et pour ces observations la correction qui a été calculée est de très peu d'importance. Du reste, quant à la réalité de ce phénomène, des observations recemment faites ne m'ont donné aucune raison de doute. Dans un mémoire spécial je compte reprendre mes recherches sur ce sujet.

Les faces des deux réseaux étant à très peu près parallèles l'une à l'autre, la correction de la forme prismatique des réseaux est donc devenue superflue. En faisant tourner le réseau (I) de 180° je n'ai observé dans la lunette aucun déplacement remarquable de l'image de la fente du collimateur, tandis que, pour (II), le déplacement était d'environ 30 secondes.

1) Archives du Musée Teyler, Vol. I, fasc. I. Harlem 1866.

7) Position du réseau.

Toujours, pendant les observations, la surface rayée était tournée vers la lunette et pour rendre perpendiculaire le plan du réseau à l'axe optique du collimateur, ce plan fut placé de manière à faire coïncider l'image réfléchie du réseau avec la lumière directe du portelumière; puis, la lunette d'observation et enfin le collimateur furent dirigés selon la même ligne. Il y a une autre manière de disposer le réseau, c'est, d'abord, d'en observer les positions qui, de l'un et de l'autre côté de la direction perpendiculaire au rayon incident, donnent, selon M.M. MASCART et DITSCHEINER, le minimum de déviation, et ensuite de diviser l'angle en deux.

Cependant, s'il y a quelque erreur dans la position du réseau, on peut, par l'observation directe de l'image de la fente, trouver la correction qui doit être appliquée à la valeur de λ. Car, en nommant a, Met a' les angles, dont les valeurs sont données par l'observation, et en mettant pour abréger:

a + a
2

Raies.

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E du 5 spectre
G du 6o

G du 5o

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M = A

et de plus

d'où l'on tire la formule approximative

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puis, en appelant l'angle que forme la direction des rayons incidents, venus du collimateur, avec la normale du réseau, et N le numéro d'ordre du spectre, on aura

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et

sin y = sin (y + ▲) cos Q,

cos 1

cos

Pour prouver, enfin, qu'on aura, de cette manière, la valeur de y avec une exactitude suffisante, nous donnerons dans le tableau suivant les valeurs observées de et de ▲, aussi bien que celles de y qu'on a calculées à l'aide de la formule précédente.

tang y

=

Φ

29° 30′ 1."2

20 5 32.2

16 38 8.7

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Δ

2

Δ.

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+ 3' 16."7 + 2 58.6

+ 1 59.2

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+ 47′ 33′′

+ 46 20

+ 45 40

été

Remarquons ensuite que, sauf les erreurs de la valeur de , dont les corrections ont indiquées sous a), B) et y), il y a celles produites par d'autres causes. Telles sont les erreurs occasionnées par des défauts de graduation du cercle, ou par ce que les spectres, de l'un et de l'autre côté de la ligne moyenne, ne se trouvent pas dans le même plan horizontal.

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Il faut de plus que la face striée du réseau passe par l'axe de l'instrument, et que la fente du collimateur soit située à son foyer principal. Observons enfin que le défaut de centrage de la face striée se fait principalement sentir, quand les rayons, en sortant de collimateur, ne sont pas parallèles entre eux.

J'ai essayé de faire disparaître les erreurs de graduation, tant en observant des angles, appartenant aux spectres de divers ordres, que par l'emploi de différentes parties du cercle gradué. Quant aux autres circonstances qui ont pu influer sur l'exactitude des observations, j'ai tâché d'en diminuer, autant que possible, l'influence nuisible par l'ajustement même du réseau.

C) Détermination absolue des longueurs d'onde des raies du spectre solaire.

a) Discussion des observations faites avec les réseaux (I) et (II).

J'ai déjà publié, dans le Compte-rendu de l'Académie des Sciences de Stockholm, 1863, une série de mesures des longueurs d'onde, faites au moyen du réseau (I). Dans le calcul de ces déterminations, j'avais adopté, d'après les indications de M. NOBERT, le nombre 9,0155 lignes parisiennes, soit 20,3374 millimètres, comme représentant la largeur du réseau; mais cette valeur doit subir une diminution assez considérable. D'abord, une détermination préliminaire m'avait fourni, comme nous l'avons vu page 5, les valeurs suivantes pour les largeurs des réseaux:

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d'où l'on voit que la valeur préliminaire de la largeur du réseau (I) a été un peu diminuée.

En calculant, au moyen des nombres (I) et (II), les observations faites sur les longueurs d'onde, j'ai trouvé qu'il existe entre les déterminations obtenues par les deux réseaux, une discordance de 0,4, trop grande pour qu'on la puisse expliquer entièrement par des erreurs seules d'observation. Dans l'impossibilité de trouver une explication plausible de ce fait, je fus obligé de soumettre les deux réseaux à un examen scrupuleux, qui m'a conduit aux résultats suivants.

m.m.

mm.

Le réseau (I) ne consiste pas d'une série continue de raies obscures et équidistantes: il y a deux lacunes, dont les largeurs occupent ensemble un espace de 0,015, tandis que l'écartement de deux traits consécutifs est en moyenne de 0,0045; d'où il résulte qu'on doit regarder le réseau (I) comme consistant en quelque sorte de trois réseaux individuels. Comme les rayons partant du collimateur arrivent parallèles entre eux vers le résean, l'action combinée de ces trois éléments ne doit servir qu'à augmenter l'intensité des spectres de la seconde classe. Ainsi, en ajoutant les largeurs des trois parties du réseau, et en divisant la somme par le nombre des intervalles, on doit obtenir la valeur exacte de e. Or, la question la plus difficile est de savoir, combien d'intervalles sont représentés par la partie soustraite, dont la largeur est de 0,015. Faut-il admettre qu'ils sont au nombre de deux, ou de trois? Par des mesures particulières sur les largeurs des trois parties restantes qui constituent actuellement ce réseau (I), et en calculant le nombre des intervalles qu'occupe chacune de ces parties, nous avons trouvé, comme un résultat très-probable, que le nombre n de ces intervalles doit être

m.m.

4497,

et que, par conséquent, les lacunes mentionnées correspondent à trois intervalles. En admettant cette valeur de n, on aura

log e1 = 7,654693

dont la valeur diffère peu de celle primitivement admise.

C'est cette dernière valeur du log e qui m'a servi pour la révision de mes anciennes observations faites à l'aide du réseau (I), et qu'on trouve consignées dans le tableau suivant.

[merged small][ocr errors][subsumed][merged small][merged small][merged small][merged small][merged small][merged small][merged small][merged small][merged small][merged small][merged small][merged small]
[ocr errors]

10,

3e Spectre.

des Obs.

Nombre

>>

3968,00

3930,80

>>

>>

6561,97 3 6562,16 1

>>

>>

5892,13 2 5892,19 2 5892,03 3
5869,13 1 5269,11 4 5269,35
5183,93 1 5183,18 1 5183,23 16

4860,80

>>

4860,62 2
4307,16 3

[3966,67] 1

3932,20 1 3931,6 1

3

>>

4e Spectre.

21

des Obs.

Nombre

[ocr errors]

>>

[ocr errors]

Moyenne.

6867,10
6562,10

5892,12

5269,13
5183,25

4860,71

>>

>> 4307,15 3968,48 >> 3968,17 3934,8 1 3932,40

A l'égard des valeurs données dans le tableau ci-dessus, je remarquerai que la raie B a été observée de nouveau, puisque, dans mes anciennes observations, ce ne fut pas la

Raies.

raie B elle-même qui fut visée, mais le milieu de la bande environnante, circonstance qui avait amené une valeur un peu trop grande.

De même, j'ai déterminé de nouveau la raie G du deuxième spectre, mais, il faut le dire, il est bien difficile de la voir distinctement, du moins sur l'un des côtés de la normale du réseau.

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[merged small][merged small][merged small][merged small][merged small][merged small][merged small][merged small][merged small][ocr errors][ocr errors][merged small][merged small][merged small][merged small][merged small][merged small][merged small][merged small][ocr errors][merged small][merged small][merged small][ocr errors]

log λ = log sin + log+?,
Ñ

des Obs.

Nombre

>>

>>

>>

6562,23 3
5892,13 6
5269,13 21

4860,71 3

4307,11 3

>>

>>

7604,00

6866,90

6562,12

5892,13

5269,13

4860,75

4307,22

3968,11

>> 3933,10

Moyenne.

Les longueurs d'onde, données dans les tableaux précédents, ont été calculées d'après la formule bien connue

où signifie la correction que doit subir le log λ, soit relativement aux erreurs commises dans l'orientation du réseau, soit à cause des variations de température. J'ai tout-à-fait négligé l'influence des variations de la pression atmosphérique, car elles étaient toujours d'une grandeur si minime qu'elles ne pouvaient jamais influer sensiblement sur les valeurs des longueurs d'onde. J'ai omis aussi les corrections dues au mouvement du réseau, puisqu'on peut regarder toute cette question comme n'étant pas encore résolue d'une manière définitive. En outre, comme le temps moyen de toutes les observations est assez peu éloigné de l'heure de midi, on peut, avec beaucoup de raison, considérer les corrections mentionnées comme peu considérables.

Je ne juge pas nécessaire de reproduire ici en détail toutes les observations qui m'ont servi de base pour le calcul des valeurs moyennes données dans le tableau ci-dessus, d'autant plus que les valeurs relatives des longueurs d'onde des raies principales de Fraunhofer, trouvées par des observateurs différents, ne diffèrent pas sensiblement les unes des autres. Cependant, comme la raie E m'a servi comme le vrai point de départ dans les mesures micrométriques, et que je l'ai observée avec tout le soin possible, je crois devoir donner en détail les observations faites sur cette raie, afin que le lecteur puisse juger par là, même à l'égard des valeurs absolues, de l'exactitude des résultats trouvés.

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