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Les valeurs données dans les 3e et 4° colonnes du tableau, diffèrent un peu de celles publiées par M. THALÉN, page 14 du Mémoire précité. Cette différence provient de ce que j'ai appliqué ici les petites corrections indiquées p. 29. J'ajouterai que les valeurs des longueurs d'onde appartenant aux raies principales de Fraunhofer, qui ont servi de base à M. THALÉN dans ses déterminations, page 9, ont été celles données par moi dans les tableaux des mesures micrométriques p. I-XII, et d'après lesquelles ont été construites mes planches; la différence entre ces nombres et les valeurs définitives, est néanmoins totalement insignifiante.

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Afin que les mesures micrométriques, décrites dans les pages précédentes, deviennent plus accessibles et que le lecteur puisse facilement retrouver dans le spectre solaire les raies Fraunhofériennes mesurées par moi, j'ai construit un Atlas portant le titre de: Spectre normal du Soleil, lequel accompagne ce Mémoire. Cet Atlas contient six planches, sur lesquelles ont été dessinées, avec le plus grand soin possible, les raies spectrales depuis a jusqu'à H. M. THALÉN, qui a bien voulu m'assister dans ce travail, a fait les dessins d'après les longueurs d'onde données par moi; en outre, il a cherché, autant que possible, à indiquer l'intensité relative des différentes raies.

Le bord supérieur de chaque partie du spectre dessiné, est muni d'une échelle millimétrique permettant de mesurer les longueurs d'onde des raies individuelles du spectre à un cent-millionième de millimètre près. En effet, une division de l'échelle correspondant à un dix-millionième de millimètre de la longueur d'onde, cette échelle nous donnera immédiatement, si l'on omet les trois zéros qui suivent la virgule, les quatre premiers chiffres décimaux, et on aura, de plus, le cinquième chiffre par l'estimation des dixièmes de millimètre. Nos diagrammes jouissent donc à peu près de la même exactitude que les mesures elles-mêmes. Pour être dans le vrai, quelques erreurs, montant à un dixième et quelquefois à deux dixièmes de millimètre, se sont glissées dans la gravure, mais les mesures ellesmêmes des raies faibles étant douteuses par rapport à cette quantité, on conçoit bien que toutes ces erreurs seront presque insignifiantes.

Pour guider le graveur à l'égard de l'intensité relative des raies, je les avais numérotées de 1 à 9, à l'exception des raies les plus fortes, comme C, D, F, b, et quelques autres. Ces déterminations, nécessairement approximatives, se fondaient principalement, quand il s'agissait de la partie spectrale située entre a et F, sur des comparaisons directes, mais par rapport à la partie restante de F jusqu'à H, on s'est servi surtout des planches de MM. HOFFMANN et THALÉN.

Toutes les raies reproduites sur mes planches entre C et b, ont été mesurées directement; leur nombre est un peu plus grand que celui donné sur les planches correspondan

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tes de M. KIRCHHOFF. Vers l'extrémité violette du spectre, les raies observées sont par contre moins nombreuses, vu la faible dispersion de cette partie. Cependant, pour donner même à cette portion du spectre une ressemblance aussi parfaite que possible avec la nature, je fus obligé d'ajouter ci et là quelques raies, quoique je n'eusse pas pris directement les mesures de leurs longueurs d'onde. Du reste, j'ai cherché à introduire aussi complétement que possible dans mes planches, toutes les raies provenant des substances dont on a prouvé, au moyen de l'analyse spectrale, l'existence réelle dans l'atmosphère du soleil. J'ajouterai enfin qu'on a dessiné quelquefois certaines raies comme étant doubles, conformément à leur aspect dans le spectre de réfraction, quoique dans celui de diffraction, il ne fût pas possible de les reconnaitre sous cette forme. C'est ce qui a eu lieu par rapport aux raies doubles qu'on trouve à droite de la raie B.

J'ai indiqué aussi sur les planches l'origine de chaque raie et sa correspondance avec les raies des spectres métalliques, pour autant que ces faits ont été déterminés par les recherches que nous avons faites, M. THALÉN et moi, soit ensemble, soit chacun pour son compte. A ce dernier égard, je dois dire que toutes les recherches sur le titane et sur son existence dans l'atmosphère du soleil, sont dues exclusivement à M. THALÉN, qui s'y est livré en vue de son Mémoire, déjà cité, sur les longueurs d'onde des spectres métalliques.

Il va sans dire que j'ai profité aussi des planches spectrales publiées depuis plusieurs années par MM. KIRCHHOFF et HOFFMANN.

Enfin, pour faire connaître combien des 'raies ont été indiquées sur mes planches comme dérivant des substances connues, je les résume dans le tableau suivant:

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Le nombre total de ces raies s'élève environ à 800, nombre qu'on aurait aisément pu augmenter de beaucoup en employant des appareils plus énergiques pour mettre les corps à à

*) Le nombre des raies du titane enregistrées sur mes planches, est très-inférieur à celui qu'a donné M. THALÉN, lequel nombre monte à 200. La raison en est: 1° que ma planche E-F était déjà gravée, avant qu'il eût terminé ses recherches sur ce métal, et: 2° que plusieurs des raies du spectre solaire qui correspondent actuellement aux raies titaniques, sont tellement faibles qu'on ne peut les distinguer que dans des cas exceptionnels de pureté et de dispersion du spectre solaire.

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l'état d'incandescence *). Cependant, le nombre déjà trouvé suffira, comme on le voit, pour expliquer l'origine de presque toutes les raies fortes du spectre solaire et confirmera donc l'opinion, émise par moi dans un autre travail, que les substances constituant réellement la masse du soleil, sont sans doute les mêmes que celles de la terre. N'oublions pourtant pas de dire qu'il existe actuellement entre F et G, à peu près au milieu, quelques raies fortes dont l'origine mest encore inconnue; mais, les conclusions qu'on en voudrait tirer en faveur de substances solaires étrangères à notre globe, seraient certainement prématurées. Remarquons néanmoins, comme un fait curieux, que la plus forte de ces raies inconnues coïncide avec une raie forte du brome; mais les raies du chlore n'ayant aucune correspondance avec les raies Fraunhofériennes, il n'est pas probable que cette correspondance ait lieu par rapport au brome.

L'aluminium possède certainement des raies brillantes en plusieurs endroits du spectre, mais les raies situées entre les deux II, sont les seules qui semblent coïncider avec des lignes Fraunhoferiemes. Pour expliquer ce phénomène singulier, il faut dire que les raies violettes se présentent comme les plus fortes dans le spectre de ce métal. De même que les raies jaunes du sodium, ces deux raies d'aluminium ont fait voir quelquefois le pliénomène d'absorption consistant en ce qu’une raie noire se présente dans le milieu de chacune d'elles, ce qui prouve la forte intensité des dites raies. En observant les rayons extra-violets de ce métal, on décidera si les deux raies mentionnées ci-dessus coïncident ou non avec des raies Fraunhofériennes; car, si ma supposition est vraie, les raies extra-violettes doivent coïncider aussi avec des lignes obscures du spectre solaire.

A deux raies du zinc que j'ai indiquées sur mes planches comme coïncidant avec des raies Fraunhofériennes, il en faut ajouter une troisième, située à 4809,7; mais, à l'égard des deux raies, très-larges et très-fortes, d'une apparence nébuleuse, il n'y a pas de correspondance visible; ainsi, la présence du zinc dans le soleil me semble très-douteuse. Je dirai cependant qu'il existe trois raies du magnésium, du même aspect nébuleux, qui ne possèdent pas non plus de correspondance avec les raies de Fraunhofer, quoique la présence de ce corps dans le soleil ne permette pas le moindre doute.

De tous les corps, le fer a assurément produit le plus grand nombre de raies dans le spectre solaire. Ces raies, qui ne sont pas symmétriquement distribuées sur toute l'étendue du spectre, présentent deux maxima, dont l'un est situé près de E, et l'autre près de G. Quelques-unes paraissent être communes avec celles du calcium, mais une telle coïncidence de raies de différents métaux n'est souvent qu'apparente. Pour en donner un exemple, je citerai la raie forte du fer entre E et b, dont la longueur d'onde est 5226, et qui a été dessinée comme une raie simple sur les planches de M. KIRCHHOFF et sur les miemes. Cependant, comme l'a prouvé M. THALÉs en augmentant fortement la dispersion par l'emploi de six prismes en flint de 60 degrés, cette raie est actuellement triple, et les raies qui en font partie, appartiennent, l'une au fer et l'une des autres au titane.

Parmi les métalloïdes, l'hydrogène est le seul que l'analyse spectrale ait pu indiquer comme appartenant au soleil, tandis que les autres substances, telles que l'oxygène, l'azote et le carbone, qui existent en si grandes quantités sur la terre, ne peuvent jamais être découvertes dans le soleil par ce procédé. Pour indiquer nettement cette impuissance de l'ana

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*) C'est seulement en opérant avec le fer, le manganèse et le calcium que fonctionna une pile voltaïque de 50 couples.

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lyse spectrale par rapport à l'oxygène et à l'azote, j'ai dessiné au-dessous du spectre solaire les raies principales du spectre électrique de l'air, et on verra par là, qu'il n'y a pas de

, coïncidences entre les raies de ces deux spectres *),

Malgré le manque presque complet de coïncidences entre les raies du spectre solaire d'un côté et celles de l'oxygène ou de l'azote de l'autre, on n'est pourtant pas en droit de se prononcer définitivement sur l'absence totale de ces deux corps dans le soleil. En voici la raison: le spectre de l'air ne peut pas se produire même entre les électrodes de charbon d'une pile voltaïque, composée de 50 couples, et en général il ne se présente pas, si l'électricité se propage d'une manière pour ainsi dire électrolytique. Ce spectre exige nécessairement pour

pour sa naissance une décharge disruptive, comine nous le prouvent évidemment les expériences avec les tubes de Geisler, contenant ces deux corps gazeux. En effet, tant que la décharge est accompagnée de l'électrolyse, les spectres obtenus à l'aide de l'air raréfié, appartiennent tous aux corps composés, et ainsi, il est trèsimpropre de les pommer, avec PLÜCKER, spectres du premier ordre; au contraire, en employant le condensateur, la décharge devient immédiatement disruptive et on a en même temps les spectres des corps élémentaires, c'est-à-dire le spectre ordinaire de l'air.

Ce fait, très-important même pour la juste interprétation des spectres du soleil et des étoiles **), nous indique comme une chose très-probable que la température élevée du soleil ne suffit pas pour produire les raies brillantes de l'oxygène et de l'azote, et que par conséquent, même en supposant que ces corps existent actuellement dans le soleil, ils ne doivent pourtant pas occasionner de raies obscures dans le spectre solaire, de même que l'existence actuelle de ces corps dans l'atmosphère terrestre ne donne pas naissance à des raies telluriques.

Les observations sur les éclipses totales du soleil, et en particulier celles qui ont été faites dernièrement par MM. JANSSEN et RAYET, ont prouvé deux faits, savoir: 1° que la surface lumineuse de cet astre est immédiatement entourée de gaz pesants, qui, constituant ce qu'on appelle les protubérances, donnent naissance à un spectre de raies brillantes; 2° que cette même surface est en outre, à une hauteur considérable, environnée d'une couronne dont la lumière, polarisée et présentant un spectre continu, dérive du photosphère luimême du soleil. Cela admis, et en supposant que cette couronne contienne des éléments terrestres, il me semble qu'on ne peut pas admettre qu'ils soient autres que l'azote, l'oxygène et l'hydrogène.

Quant au carbone, on trouve qu'il exige de même une décharge disruptive pour amener la production de son spectre réel, qui possède une ressemblance assez notable avec celui de l'hydrogène. L'arc voltaïque, au contraire, qui se forme des électrodes de carbone à

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*) Voici de plus une application pratique et très-utile qu'on pourra faire de ce spectre de l'air. De même que l'on a pu déterminer, par l'enregistrement dans le spectre normal, des longueurs d'onde des raies métalliques, on peut arriver à un résultat identique à l'aide du spectre électrique de l'air, quoique certainement avec une moindre exactitude dans ce dernier cas. A cet effet, il faut toutefois connaître les longueurs d'onde de ce dernier spectre, ce que les planches mentionnées donnent d'une manière suffisamment exacte.

**) D'après la mémorable découverte de M. HUGGINS, l'une des trois lignes brillantes qui se tronvent dans le spectre des nébuleuses coincide avec la raie forte et verdâtre de l'azote. Mais cette raie est double, et la distance des deux composants est de trois unités en dix-millionièmes de millimètre; il paraît donc qu'on devrait pouvoir constater cette même duplicité dans la raie correspondante du spectre des débuleuses.

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l'aide d'une pile de 50 couples, ne donne pas le spectre propre *) du carbone, mais seulement ceux des carbures d'hydrogène et du cyanogène. L'apparition de ces deux derniers spectres coïncide du reste avec les phénomènes ordinaires de l'électrolysation, où les éléments de l'électrolyte se combinent avec les électrodes. On pourra donc conclure que la température produite par la pile voltaïque mentionnée, ne suffira pas pour mettre le carbone à l'état gaseux; que, par conséquent, en appliquant ces résultats au cas du soleil, sa température doit être regardée, d'un côté, comme trop élevée pour admettre l'existence de combinaisons telles que le cyanogène et l'hydrogène carburé, mais que, de l'autre, elle est trop basse pour pouvoir vaporiser le carbone. Il est donc très-probable que le carbone existe à l'état solide dans le photosphère du soleil, et de plus, que, conformément à la théorie remarquable de M. FAYE, c'est principalement de l'incandescence de cette substance, que provient le spectre continu du soleil.

D'après les observations faites par MM. SECCHI et HUGGINS, les raies d'absorption dans les spectres stellaires sont de deux espèces: chez l'une, le spectre est rayé de lignes très-fines, comme le spectre solaire; chez l'autre, les raies constituent des groupes entiers à espaces égaux ou des bandes nuancées. Ces derniers groupes appartiennent vraisemblablement aux corps composés, et je mentiomerai, en particulier, que ceux trouvés dans le spectre de a Orionis, ressemblent fort aux bandes lumineuses que donne le spectre de l'oxyde de manganèse. Supposé que ma théorie soit juste, l'apparition de ces bandes doit donc indiquer que la température de l'étoile est devenue assez basse pour que de telles combinaisons chimiques puissent se former et se conserver.

Entre ces deux limites de température chez les étoiles, limites que l'on peut caractériser par la présence de l’une ou de l'autre espèce des raies d'absorption, on peut s'imaginer aussi un état intermédiaire, dans lequel les gaz composés peuvent se former ou se dissocier, suivant les variations de température auxquelles ils sont assujettis par l'action chimique même. Dans cette classe doivent probablement être comprises les étoiles dont l'intensité de lumière varie plus ou moins rapidement et avec une périodicité plus ou moins constante.

Mais je crois devoir m'arrêter, n'ayant pas l'intention d'entrer ici dans une discussion détaillée sur cette matière intéressante. Ce que je viens de dire, suffira cependant à faire voir la nécessité d'étudier d'une manière approfondie, non-seulement les spectres des corps élémentaires, mais aussi ceux des combinaisons chimiques les plus importantes, comme l'a déjà fait avec beaucoup de succès M. MITSCHERLICH.

Dans un Mémoire sur les spectres "doublesdes corps élémentaires que nous publierons prochainemerit, M. THALÉN et moi, dans les Actes de la Société des Sciences d'Upsal, nous traiterons d'une manière suffisamment complète les questions importantes qu'on peut se proposer sur cet intéressant sujet. Pour le présent, je me borne à dire que les résultats auxquels nous sommes arrivés, ne confirment aucunement l'opinion émise par PLÜCKER, qu'un

, corps élémentaire pourrait donner, suivant sa température plus ou moins élevée, des spectres tout-à-fait différents. C'est le contraire qui est exact. En effet, en augmentant successivement la température, on trouve que les raies varient en intensité d'une manière très-compli

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*) Le spectre du carbone, dont il est ici question, fut observé, il y a cinq ans, par M. THALÉN et moi; l'une des raies qui appartiennent à ce spectre, celle qui se trouve à côté de C, a aussi été observée par M. HUGGINS. Le spectre observé par M. Swan est probablement dû à l'acetylène.

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