Les raies de Fraunhofer et la dispersion anomale de la lumière

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Submitted on 1 Jan 1910

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Les raies de Fraunhofer et la dispersion anomale de la lumière

W.H. Julius

To cite this version:

W.H. Julius. Les raies de Fraunhofer et la dispersion anomale de la lumière. Radium (Paris), 1910, 7

(10), pp.281-284. �10.1051/radium:01910007010028100�. �jpa-00242431�

MÉMOIRES ORIGINAUX

Les raies de Fraunhofer et la dispersion ^{anomale de la lumière}

Par W. H. JULIUS

[Laboratoire ^de physique de l’Université d’Utrecht].

Examinons ce qui ^arrive quand ^un faisceau de lu- mière blanche traverse un espace où ^{se trouve} de la matière à pouvoir absorhant sélectif. Les ondes dont les périodes correspondent exacte1nent aux périodes

des vibrations propres qui caractérisent cette matière,

sont absorbées, c’est-à-dire que leur énergie ^{subit une} transformation ; ^{les électrons} résonateurs reçoivent l’énergie ^{de ces} ondes pour ^la transmettre 2013 d’une manière encore peu ^connue

^{aux autres} corpus- cules constituant les systèmes moléculaires. G est ainsi que, dans le spectre de la lumière transmise, ^les

’l’1"a ies raies d’absorption prennent ^naissance.

Elles ne sont pas infiniment minces, ^car, pendant

les collisions des molécules, ^les périodes des r ihra- tions propres des électrons subissent de petits ^chan-

gements temporaires, ^{et, d’autre} part, ^{le mouvement} des mulécules fait entrer en considération le principe

de Doppler-Fizeau ; ^{il s’ensuit} que des ondes de pé-

riodes très voisines de celles des vibrations propres

sont aussi absorbées. Toutefois, ^si le milieu absor- bant est un gaz peu dense, les groupes d’ondes ^absor- bées ne constituent que des ^raies généralement ^très

étroites.

Il importe ^{de ne} pas confondre ^ces vraies raies

d’absorption ^{avec les} raies obscures des spectres ^du

soleil et des étoiles. Nous allons voir que ^les raies de Fraunhofer, que, depuis Iiirchlioff, ^{on a} toujours

considérées comme de simples ^raies d’absorption,

sont, ^en eflet, d’origine plus complexe ^{et doivent}

une partie quelquefois ^très iiotal)le de leur largeur ^à

une cause autre que l’absorption ^directe.

Pour le reconnaître, considérons encore notre fais-

ceau de lumière blanche qui ^{traverse un absorbant}

sélectif. L’influence des électrons à période propre ^ne

se borne pas ^{à causer} l’absorption de certaines ondes ;

elle se manifeste aussi dans la variation très marquée

du pouvoir réfringent du milieu pour les ondes si- tuées à proximité immédiate de part ^et d’autre de celles qui ^sont absorbées. C’est le phénomène ^connu

de la dispersion ^anomale.

Nous désignerons ^{comme «} lumière R

les ondes voisines de la raie d’absorption ^{du côté dirigé}

l’infra-rouge ^du spectre, ^comme

lumière V ⁾⁾ celle

du côté de l’ultra-violet. Quand ^on approche ^{de la} ruie, l’indice ^de réfraction croît rapidement pour la lumière R et diminue rapidement ^{pour la lumière V.}

Reste à démontrer comment ce pouvoir dispersif rtl101nal, qui paraît ^{être une} propriété ^absolument générale ^{de la} matière, produit l’élargissement ^des

raies d’absorption.

Cela tient à ce que, pour ^les ondes voisines des raies d’absorption, il résulte de ladite propriété ^une augnentation ^{de la} diffusion ^{et de la} réfraction ^des

rayons lumineux.

Quant ^{à la} diffusion ^lord Rayleigli ^{a montré, en}

1 899 1, (lu’iiii ^faisceau de rayons parallèles ^traversait

une vaste masse gazeuse ^{sans être} absorbé, se trouve

pourtant ^{affaibli, parce que les molécules} dissipent

une partie ^de l’énergie rayonnante ^{dans toutes les} directions. Le faisceau sort du _gaz avec l’intensité

où I0 représente l’intensité initiale, ^x la longueur

du chemin parcouru dans ^{la masse} gazeuse, ^et

le coefficient de diffusion. Ce dernier dépend ^{non seu-}

lelnent du nombre N des particules par unité de vo-

hune et de la longueur ^{A des ondes} considérées 2, ^mais

encore du pouvoir réfringent n -1. Tout près ^d’une

raie d’absorption, le facteur (u

1)2 prend ^des

leurs considérables, ^{de sorte} que les effets de dill’ll- sion seront toujours plus ^{visibles au} voisinage ^des

raies d’absorption que dans les ^autres régions ^du spectre. ^On peut ^{donc dire} qu’il y

^une diffusion

anomale ayant pour effet d’entourer la vraie raie

d’absorption d’une bande sombre, dégradée, ^dont

l’intensité dépend ^du degré ^de dispersion ^{anomale est}

de la quantité de gaz traversée, laquelle ^{est deter-}

minée par N ^et

A l’iniluence de la diffusion s’ajoute celle de la

réfraction, ^toutes les fois que la densité du milieu

1. HBBLI

Phil. Mag. [3] ^{47 1899 375.}

’2. On sait que lord Rayleigh e’l’liqnf’ ^{!t’ ilti rinl} par cette relation.

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/radium:01910007010028100

282

absorbant présente ^des irrégularités, ^{car alors le,}

rayons de lumière se courbent,

^la divergence ^et.

par suite, l’intensité locale du faisceau varient d’un endroit à l’autre. Un reconnaît aisément qu’en gé-

néral il en résulte une diminution de l’intensité totale _moyenne du faisceau primilir : 1° parce que le chemin parcouru dans le gaz ^{se trouve} allongé, ^ce qui

fait augmenter ^la perte par diffusion ; ^2° _parce qu’une partie ^de la lumière réfractée retourne à la source.

Or, ^{cette infiaelce de} la réfraction change ^{avec A et} doit, ^elle aussi, augmenter ^{à mesure} que l’on ap-

proche ^des raies; ^{donc la} réfraction ^{anomale con-}

tribue à l’obscurité de l’entourage ^{des vraies raies} d’absorption ^1.

On ne peut pas donner ni exiger ^une preuve ^tout a fait di fecle de cc que ^dans les atmosphères ^du

soleil et des étoiles les effets de la dispersion ^anomale

sont assez forts pour produire ^un élargissement ^sen-

sible de leurs raies spectrales. ^)Ia:s quand ^{on se} rap-

pelle que, dans ^notre atmosphère terrestre, la diffu- sion et la réfraction de la lumière sont perceptibles

même pour ^des ondes ne subissant _pas la dispersion

anomale; _que l’atmosphère ^{solaire est tellement} plus

vaste, ^{et montre} des lignes d’absorption beaucoup plus prononcées que ^notre atmosphère,

alors il n’est certainement pas ^hardi d’énoncer l’hypothèse ^que

les raies de Fraunhofer sont des raies d’absorption

entourées de bandes de dispersion.

Nous allons vériner l’évidence de cette hypothèse

par ^voie indirecte, ^en comparant les conclusions né- cessaires qui ^{en découlent aux résultats} récents de l’observation minutieuse du spectre ^solaire.

C’est surtout aux belles recherches de MM. Unisson

et Fabry ^en France, ^{et de MM. Hale et Adams en}

Amérique, clue l’on ^{doit la} découverte ou la confir- mation des lois empiriques suivantes :

10 Dans le spectre ^{de la} partie ^{centralc du} disque solaire, les raies de Fraunhofer sont déplacées ^{vers le}

rouge par rapport ^{aux raies} correspondantes des spec- tres d’émission observés au laboratoire. L’ordre de

grandeur ^des déplacements (très différents d’une raie a lllle autre) est de 0.005 unité d’Angström; ^{ils sont}

donc bien plus petits ^{que la} largeur ^{des raies.}

’2" Dans le spectre du bord du soleil, ^les déplace-

mcnts des raies de Fraunhofer

le rouge ^sont plus grand qu’au ^{centre, et} les raies subissent en outre un élargissement ^{du même ordre de} grandeur que les

déplacements.

3° Les raies brillantes du spectre ^{de la cllrolllo-} sphère (aux endroits ^{caln2es) ne montrent aucun dé-} placement systématique ^{par rapport aux raies de}

1. Outre’ que la réfraction irrégulière affaiblit l’intensité moyenne des faisceaux incidents. elle

aussi

distri- biitioti très inertie ^{de la} lumière transmise. J’ai démontré aillï;urs

peut déduire de

principe

expnca-

tion --impie ^de plusieurs phenomènes concernant, les taches solaires el les images spectrohéliographiques.

Fraunhofer dit spectre ^du bord ; ^{elles sont donc dé-} placée ^vcrs le rouge. exactement autant que ^ces der- nières.

1° Quand ^on _compare les valeurs moyennes des

déplacements ^des raies du bord dans des sections suc- cessives dit spectre, ^{on constate un} accroissement en

passant ^{du violet}

rouge.

La nouvelle conception ^du spectre ^solaire que ^noirs

venons de proposer i1plique que les raies de Fraun- liofrr doivent être asymétriques, les raies étroites

Fig. ^1.

généralement ^dans une mesure plus ^forte que les raies

larges’. ^On pourra ^s’en convaincre en examinant la

li,,ure 1, qui représente ^une petitc partie ^{de la courbe}

de dispersion ^de l’atmosphère ^{solaire au} voisinage

d’une raie d’absorption.

Les longuetirs ^{d’onde sont} priscs pour ^abscisses:

une ordonnée zéro correspond ^à l’indice de réfraction

n = 1, ^{de sorte} _que les ordonnées de la courbe ^re-

présentent les valeurs du pouvoir réfringent n

^’1.

Si a l’endroit considéré il n’existait point ^{de raie,}

le pouvoir réfringent ^serait donné par ^la ligne poin- tilléc, ^dont l’ordonnée ^a peu près ^{constante est déter-}

minée par l’action d’ensemble de tous les électrons à

périodes différentes qui, ^{dans le} mélange gazeux, influent sur la vitesse de propagation ^{des ondes con-}

sidérées.

Un coup d’0153il suffit pour voir que pour ^{les ondes} situées symétriquement par rapport ^{n la raie} d’absorp-

tion (comme ^{celles en a et a’, b et b’,} etc.), ^les

valeurs absolues rh (n ^{- 1 ) du} pouvoir réfringent ^sont Inégales: ^elles sont toutes plus grandes pour la lumière R que pour la lumière 1.

Le degré ^{de diffusion et} de réfraction irré;ulièrc

que les rayons subissent

leur passage à ^travers

l’atmosphère ^{solaire est déterminé} par

valeurs absolues du pouvoir réfringent : ^{il est donc plus} grand

1. Memoire cl. Soc d. Spelli. ^{ital., 38} (1909) ^184; Physik.

Zeutschr.. 11 1910) 67 : Arch ^Néerl. [2] ^{15 1910 73.}

en moyenne du côté rouge que du côté violet de la - raie.

L’asymétrie de la bande de dispersion qui ^{en résulte}

doit se manifester comme un déplacement ^{de la raie}

de hrallnhol’el’

le rouge. Yolla ^notre explication

de la première ^des quatre ^lois signalées.

La seconde ^{loi se} présente comme un cas parti-

culier de la première; l’explication ^{est la même. En}

effet, la lumière veinant du bord du disque ^a par-

couru en moyenne ^des chemins plus longs ^{à travers}

le milieu absorbant que la lumière ^venant des parties

centrales. Il est donc tout a fait naturel que lïn- fluence de la diffusion et de la réfraction anomales

se fasse sentir plus fortement dans le spectre ^{du bord}

que dans celui du centre, c’est-à-dire que les raies du bord doivent ètre déplacées ^vers le rouge par rap- port ^{à celles du centre, et} qu’en général ^{elles sont} plus larges.

Pour comparer les ^effets d’asymétrie ^{dans des cas}

où l’intensité de la dispersion ^{anomae est très dif-} férente, ^nous supposons constante, dans ^la figure 1,

la partie ^{de la} réfraction qui ^ne dépend pas de la

raie, ^{et nous nous} figurons que ^la dispersion ^anomale

soit d’abord très faible, puis qu’elle ^croisse, pour ^à la fin devenir très considérable. Nous voyons alors

l’asymétric ^{de la} partie ^{centrale de la bande de dis-} persion ^diminuer toujours. ^Or, quand ^{on veut} juger

du déplacement d’une raie large ^{a bords} dégradés. ^on

s’en rapporte ^{à la} place ^{de la} partie ^{centrale; ces}

raies fortes ne se trouveront donc _pas sensiblement

déplacées. ^Pour lcs raies à dispersion anomale de

plils ^cn plus ^{faible, les} déplacements ^{iront d’abord}

en croissant, puis ^{en diminuant.}

Plusieurs particularités que l’on ^rencontre dans la table des déplacements des raics du bord, publiée

par M. Adams 1, ^se comprennent ^{aisément en se} pla-

çant ^{à notre} point ^{de iule, ainsi} que je ^{l’ai démontré}

ailleurs’. Nous ne nous arrêterons pas à ^ces détails,

dont l’étude intèressante lI’a guère ^commencé.

L’opinion généralement ^admise, qui considère les raies de Fraunhofer comme de simples ^{raies d’ab-} sorption, ^{et leurs} déplacements ^comme indiquant ^de

vrais changements ^de longueur ^{d’onde, atlribue ces} déplacements ^{à la} p’ession qui régnerait ^{dans la}

couche reversante.

En ^se basant sur les résultats d’un grand ^nombre d’expériences, ^{faites avec l’arc} électrique ^sous pres- --ion, et sur la comparaison ^des phénol11ènes ^ainsi

observés avec les déplacements des raies dans les spectres ^{du cmnre et} du bord du soleil, ^on

^conclu

clue la pression ^{dans la couche} renversante devrait être d’environ J 2 atmosphères ^{a la base, 3 a 6 atmo-} sphères ^en moyenne. On explique ^les déplacements

des raies du bord par rapport ^a celles du centre par 1. W.S. B1’BB:’- Astroph. Journ.. 31 (t9H) 30-61

2. W.H. JULLS. Astroph Journ.. 31 1910 428-429

le fait que la lumière du bord ^a parcouru ^un chemin

plus long dans la moitié inférieure _que dans la moitié

supérieure ^{de la couche} renversante,

Évidemment, ^{on ne} peut ^douter que des effets de

pression ^{ne se} manifestent à ^un certain degré ^{dans le} spectre solaire. Mais tant que d’autres moyens pour constater ^une telle pression ^{dans la couche renver-}

sante feront défaut, ^et puisqu’il y ^{a la} dispersion

anonlale, qui, ^{elle aussi,} produit ^des déplacements

de même allure, ^{il faut} s’abstenir de ^se prononcer

laquelle ^{des deux causes devra être} considérée comme

étant prédominante.

C’est ici _que la troisième loi _que nous venons

d’énoncer vient fournir un appui incontestable a notre

hypothèse, ^faisant sans aucun doute pencher ^{la ba-}

lance en faveur de la dispersion ^anomale.

Les raies brillantes de la chromosphère sont dépla-

cées vers le rouge exactement autant que les ^raies de Fraunhofer (1(i)is le spectre ^{du bord. Notre théorie}

n’a aucune difficulté il faire comprendrc ^ce phéno-

mène. En effet, la lumière qui, ^{à cause} de la diffu- sion et de la réfraction anomales, manque dans le spectre ^du bord, produisant ^ainsi l’élargissement asymétrique ^{des raies} d’absorption, n’est pas elle- même absorbée par l’atmosphérc ^{solairc. Une} partie

en retourne au soleil, ^{mais une autre} partie quitte

l’astre en nous donnant l’impression ^{d’émaner de} points qui ^{ne sont} pas ^{situés sur} la ligne ^droite qui joint ^l’0153il de l’observateur à la vraie source : la pho- tosphèrr. ^{C’est là,} d’après ^notre hypothèse, l’origine

de la lumière chromosphérique. Les raies brillantes de la chromosphère

composent ^{donc de} la même lu- miérc qui ^t’ait défaut dans le spectre ^du bord: donc les déplacements systématiques des deux classes de raies doivent être égaux.

La théorie fondée sur l’effet de pression ^devra admettre, _pour expliquer ^le phénomène qui ^{nous oc-}

cupe, que dans ^toute la chromosphère ^{il existe une} pression sensiblement égale ^{à celle} qui détermine les

déplacements des raies obscures an bord du soleil, c’est-a-dirc une pression ^bien plus grande que la

pression moyenne admise dans la couche renversante.

Je crois qu’il y

là une grave difficulté à vaincre pour la théorie des pressions.

Passons a la quatrième loi, ^{à celle} qui ^établit qu’en général ^les déplacements (les raies dans le spectre ^du

bord deviennent de plus ^en plus grands quand ^on

passe ^{du violet au} rouge.

L’interprétation ^des déplacement ^{comme effets de} pression ^{s accorde}

^bien

^{cette loi :}

^les déplacements par pression. ^lenlists dan; le labora- tnire, paraissent ^eaux aussi croître ^avec les longueurs

d’onde. Il convient pourtant ^{de se} rappeler qu’une

tJtc concordance

prouve pas l’identité des ^causes.

Les séparations ^{dues à} l’effet Zeeman. par exemple

croissent tout aussi bien

les longueurs d’onde

284

hien que, d’après les recherches récentes de M. King i ,

l’effet Zeeman et l’effet de pression ^{ne soient} point

intimement liés.

La théorie fondée sur la dispersion ^{anomale se}

trouve dans une position analogue, pas ^moins favo- rable, ^{vis-à-vis de} notre quatrième ^loi.

Dans ^un travail antérieur’, ^en parlant ^de l’asvmé-

trie des bandes de dispersion, j’avais remarqué qu’elle

devait augmenter ^{à mesure} que l’on va de l’extrémité rouge du spectre ^à l’extrémité violette, ^{si du moins} la supposition ^était exacte, que le pouvoir réfringent

de l’atmosphère ^solaire, pour des ^ondes qui n’ap- partiennent pas ^{à une} région ^du spectre ^où ils ^a

une dispersion anomale, augmente du rouge ^vers le violet.

La théorie qui attribue les déplacements ^{à cette} asymétrie semblait donc conduire à une conclusion directement opposée ^{aux faits.}

Mais cette conclusion n’était pas bien fondée, parce que ^la supposition ^{dont elle} dépend ^{ne se} vérifie pas.

-

En effet, ^{on ne} peut ^pas s’allendre à ce que le

powoir réfringent ^de l’atmosphère ^solaire augmente

du rouge ^au violet. L’indice de réfraction des sub- stances transparents augmente, ^{il est} vrai, dans le

sens indiqué; ^{c’est ce} qu’on appellc ^{« la} dispersion

normale )) ; la théorie des électrons l’attribue à l’in- fluence prédominante ^de vibrations propres dans

l’infra-rouge et surtout dans l’ultra-violet.

Mais si le pouvoir ^{absorbant entier d’un milieu}

dans les parties exurèmes, ^encore inconnues, ^du spectre

est comparable ^{à celle dans la} partie ^{connue, l’indice}

de réfraction moy ^{en croît à mesure} que l’on ^avance dans la direction des longueurs d’onde croissantes.

Con-

Fig. 2.

sidérons une raie quelconque ^{dans le} spectrc ^visible.

Son asymétrie dépend ^{de la} partie ^du pouvoir ^réfrin- gent ^de l’atmosphère ^solaire, qui ^n’est pas ^causée par la raie elle-même. C’est justement ^cette partie qui ^va

en augmentant ^{du violet au} rouge. ^Donc l’asymétrie

moyenne des ^raies de Fraunhofer, ^{et avec elle la va-} leur moyenne de leurs déplacements, ^{croit aussi,} quand ^on passe du violet au rouge,

conclusion

Fig. ^3.

était restreint à un groupe de raies, ^situé quelque part ^{dans le} spectre visible, ^et que l’on se bornit à considérer la section du spectre occupée par ^le groupe, ^on constaterait un accroissement de l’indice de réfraction 1noyen (c’est-à-dire abstraction faite des anomalies de la dispersion près des raies indivi-

duelles) ^{en allant} du côté du violet vers le côté du rouge (vomir ^les points 1, 2, 5, 4, 5 ^{de la} ng. 2).

Supposons que la figure 3 représente ^le spectre

solaire dans toute son étendue et que la partie ^visible

soit comprise entre rx et b. Si la répartition ^{des raies}

1. A. S. KING, Astroph. Journ.. 31 (1910) ^433.

2 Arch. Néerl., [2] ¹⁵ (1910 ^{17 1.}

qui s’accorde bien avec le résultat des observations.

En résumant notre discussion des propriétés ^des

raies de Fraunhofer et de leur interprétation, ^nous

pouvons constater :

10 L’hypothèse ordinaire, que les raies de Fraun- hofer ne sont que des raies d’ahsorption, ^{semble être}

en désaccord avec une des lois générales que des observations récents ont révélées :

21 L’iypothèse qui considère les raies de Fraun- hofer comme des combinaisons de raies d’ahsorption

avec des bandes de dispersion ^{ne. se trouve en désac-}

cord avec aucune de ces lois.

l1Iannscrit reçu le 20 Sepiemlrr 19101.