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ANNALES
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DE
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CHIMIE ET DE PHYSIQUE,
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PAR
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MM. ARAGO, CHEVREUL, DUMAS, PELOUZE, BOUSSINGAULT, REGNAULT.
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AVEC
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UNE REVUE DES TRAVAUX DE CHIMIE ET DE PHYSIQUE
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Publiés à l'étranger; P a r MM. WÜRTZ e t VERDET.
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TROISIÈME SÉRIE.-TOME XXXVII.
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PARIS,
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VICTOR MASSON, LIBRAIRE,
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PLAGE DE L ’ écOIiK DE MEDECINE, N° 1 7 . IMPRIMERIE DE BACHELIER, ACE DU JARDINET, N ° 1 3 .
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1853.
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( 1 8o )
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le sature de vapeur d’eau ou qu’on l’en prive absolument, en le faisant passer dans des tubes humides ou remplis de corps dessic catifs, cela tient au frottement qu'il éprouve contre les surfaces au contact desquelles il est exposé.
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Il a conclu de ses expériences que ce n’est point en concentrant par évaporation les solutions salines sursaturées, que l’air en dé termine la cristallisation, ainsi que l’ont prétendu M. Goskinski et M. Sel mi.
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M. H. Lœwel ajoute de nouveaux faits à l’appui de cette con clusion.
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i°. Si, dans un premier tube, on sature l’air de vapeur d’eau, et que dans un second tube, on l’en dépouille absolument, l’air est devenu adynamiqtie;
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2°. Il n’est point devenu adynamique en s’échauffant par la chaleur développée dans sa dessiccation par la potasse caustique;
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3°. L’air devient adynamique en passant dans un tube de o m,4 à o m,5 de longueur sur o m,o i 5 à o m,o i 8 de diamètre, rempli de coton : expérience bien propre à démontrer que c’est par le frot tement que l’air perd sa propriété dynamique ;
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4°. Que cet air arrive dans la solution, raréfié ou plus con densé qu’il ne l’est dans l’atmosphère, ou enfin également con densé ; la cristallisation ne s’opérera pas dans ces trois cas.
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MÉMOIRE SUR LA VITESSE DE LA LUMIÈRE;
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P a r M. ARAGO ( i ).
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La détermination de la vitesse prodigieuse avec laquelle se meut la lumière dans l ’espace est, sans contredit, un des plus beaux résultats de l ’astronomie moderne. Les anciens
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(i) A peine retenu d’Afrique, en 1809, je me livrai fort jeune encore, j ’avais vingt-trois ans, à diverses expériences relatives à l'influence do la vi tesse de la lumière sur la réfraction. Le résultat de mon travail fut commu niqué à la première Classe de l’ institut, le 10 décembre 1810. Ce résultat, quoique très-différent de celui auquel je m’e'tais attendu, excita quelque in térêt. M. Laplace me fit l’honneür de le mentionner dans une des éditions de l'Exposition du Système du monde. Notre illustre doyen, M. Biot, voulut bien aussi le citer dans la seconde édition de ton Traité élémentaire d’Astro nomie physique. Je crus dès lors que je pouvais me dispenser de publier mon Mémoire.
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Depuis cette époque, ce travail étant devenu le point de départ des re cherches expérimentales et théoriques qui ont été faites ou projetées dans di vers pays, sur l’état dans lequel se trouve l’éther dans4les corps solides, j ’ ai
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( 181 ) croyaient celte vitesse infinie ; et leur manière de voir n ’était pas, à cet égard, comme sur tant d’autres questions de physique, une simple opinion dénuée de preuves; car Aristote, en la rapportant, cite à son appui la transmission instantanée de la lumière du jour. Cette opinion fut en suite combattue par A lhazen, dans son Traité d’optique, mais seulement par des raisonnements métaphysiques aux quels Porta, son commentateur, qui admettait ce qu’il ap pelle l ’immatérialité de la lum ière, opposa aussi de trèsmauvais arguments. Galilée paraît être le premier, parmi les modernes, qui ait cherché à déterminer cette vitesse par expérience. Dans le premier des dialogues delle Scienze N uove, il fait énoncer par Salviati, un des trois interlocu teurs, les épreuves très-ingénieuses qu’il avait employées, et qu’il croyait propres à résoudre la question. Deux obser vateurs , avec deux lum ières, avaient été placés à près d’un m ille de distance: l ’un d’eu x, à un instant quelconque, éteignait sa lum ière; le second couvrait la sienne aussitôt qu’il ne voyait plus l’autre ; m ais, comme le premier obser vateur voyait disparaître la seconde lumière au même mo ment où il cachait la sienne, Galilée en conclut que la lu mière se transmet dans un instant indivisible à une distance double de celle qui séparait les deux observateurs. Des ex périences analogues que firent les Membres de l ’Àcadémie d el Cimento, mais pour des distances trois fois plus consi dérables, conduisirent à un résultat identique.
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Ces épreuves semblent, au premier aspect, bien mes quines, lorsqu’on songe à la grandeur de leur objet; mais on les juge avec moins de sévérité, quand on se rappelle
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été invité, à diverses reprises, à le publier ; mais le Mémoire s’étant égaré, jo ne pouvais pas déférer à ce vœu. 11 y a peu do jours qu’en rangeant mes papiers par ordre de matière, on y a retrouvé le Mémoire original de 1810. Je me suis rappelé alors le désir exprimé par les physiciens, et j ’ai demandé a rAcadémie la permission de faire paraître mon Mémoire dans le Com pte rendu, quoiqu'il date de quarante-deux ans. Je le reproduis ici, malgré toutes sos imperfections, sans y changer un seul mot.
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qu’à peu près à la même époque, des hommes, tels que
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lord Bacon, dont le mérite <îst si généralement apprécié,
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croyaient que la vitesse de la lumière pouvait, comme celle
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du son , être sensiblement altérée par la force et la direction
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du vent.
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Descartes, dont le système sur la lumière a tant d’ana
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logie avec celui qu’on désigne par le nom de système des
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ondulationsycroyait que la lumière se transmet instantané
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ment à toute distancé; il appuie d’ailleurs cette opinion
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d’une preuve tirée de l ’observation des éclipses de Lune. Il
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faut convenir que son raisonnement, très-ingénieux,
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prouve, sinon que la vitesse de la lumière est infinie, du
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moins qu’elle est plus considérable que toutes celles qu’on
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pouvait se flatter de déterminer par des expériences directes
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faites sur la Terre à la manière de Galilée.
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Les fréquentes éclipses du premier satellite de Jupiter,
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dont la découverte suivit de près celle des lunettes, four
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nirent à Roëmer la première démonstration qu’on ait eue
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du mouvement successif de la lumière. La connaissance en
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core très-imparfaite des mouvements des autres satellites,
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la difficulté d’observer exactement leurs éclipses, et quelques
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inégalités inconnues q u i, en se combinant avec celle qui
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dépendait du mouvement de la lum ière, en masquaient les
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effets, les rendaient moins saillants, et empêchaient, par
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conséquent, de la reconnaître, firent quelque temps rejeter
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la découverte de Roëm er; elle ne fut même généralement
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admise que lorsque Bradley eut montré que ce mouvement
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annuel, auquel toutes les étoiles sont assujetties, et qu’on
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nomme l ’aberration, dépend de l ’effet combiné du mouve
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ment de la lumière avec celui de l ’observateur. La vitesse
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qu’on avait déduite de ce dernier phénomène différait un
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peu de celle qu’on obtenait par les éclipses du premier sa
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tellite; mais la perfection à laquelle on a porté les Tables,
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par les travaux de M. Laplace, a permis de revenir sur ces
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premiers calculs : la constante de l ’aberration que M. De-
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( i 83 ) lambre a trouvée par la discussion d’un très-grand nombre d’éclipses de satellites, est absolument la même que celle que Bradley avait déduite de ses observations.
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La première conséquence qu’on puisse tirer de cet accord remarquable, est que la lumière se meut uniformément, ou du moins sans aucune variation sensible y dans tout l ’es pace compris par l ’orbe de la Terre ; l'excentricité de l ’orbe de Jupiter permet d’étendre ce résultat à l ’immense inter valle qu’il embrasse. Il est d’ailleurs assez naturel de sup poser que les étoiles de diverses grandeurs sont inégalement éloignées; et, comme leurs aberrations absolues, déduites des observations directes, sont sensiblement les mêmes, Bradley en avait conclu que le mouvement de la lumière est uniforme à toutes les distances, et. que l ’aberration de tous les corps célestes peut se calculer avec la même constante. Quelques astronomes n ’avaient cependant pas adopté ce ré sultat; ils soupçonnaient que les étoiles de diverses gran deurs peuvent émettre les rayons avec différentes vitesses, et il faut convenir que cette idée, surtout dans le système de l’émission , était à la fois"naturelle et probable. L ’obser vation directe de l ’aberration était peu propre à résoudre cette question d’une manière décisive, puisqu’une diffé rence dans la vitesse de la lumière, égale à ^ de la vitesse totale, ne doit produire dans l'aberration qu’une différence de i f\ précision qu’on ne peut se flatter de surpasser, même à l ’aide des meilleurs instruments; mais, si l’on se rappelle que la déviation qu’éprouvent les rayons lum ineux, en pénétrant obliquement dans les corps diaphanes, est une fonction déterminée de leur vitesse prim itive, on verra que l ’observation de la déviation totale, à laquelle ils. sont assu jettis en traversant un prism e, fournit une mesure natu relle de leurs vitesses. Cette méthode est d’ailleurs trèspropre à rendre sensibles de légères inégalités ; car, comme il est facile de le démontrer,.une différence de vitesses égale
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à y-0 produit dans les déviations une différence de 2', en
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supposant même qu’on n’emploie qu’un prisme dont l ’angle
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ne surpasse pas 45'. T elle est aussi la marche que j ’avais suivie dans les expériences dont j ’eus l’honneur de com muniquer les résultats à la Classe, il y a maintenant plus de quatre ans; les rayons lumineux provenant de diverses étoiles, du Soleil, de la Lune, des planètes et des lumières terrestres, avaient subi la même déviation ; les plus grandes discordances s’étaient élevées à 5", et ce nom bre, qui est la somme des erreurs d’observation et de déclinaison, ne correspond d’ailleurs qu’à de changement dans la vi tesse et à de seconde sur l ’aberration; j ’avais conclu de ces résultats que la lumière se meut avec la même vitesse , quels que soient les corps dont elle émane, ou que du moins, s’il existe quelques différences, elles ne peuvent, en aucune manière, altérer l’exactitude des observations astrono miques.
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Depuis la lecture de mon M émoire, M. Calendreli a publié, dans ses Opuscules astronomiques, imprimés à Rom e, quelques expériences faites par cette méthode, et qui l ’ont conduit aux mêmes conclusions, excepté dans ce qui a rapport à la lumière solaire, à laquelle il assigne une réfraction particulière; mais je me suis assuré que ce der nier résultat, dont on ne saurait admettre l’exactitude, tient à ce q u e , dans l’observation des étoiles, l’astronome romain visait au centre de la lumière jaune, tandis que pour le Soleil, dont il était forcé d’observer le bord, il pointait, au contraire, à une des couleurs extrêmes du spectre : il me suffirait d’ailleurs, pour justifier, indépen damment de ces considérations, le résultat auquel j ’étais parvenu, de remarquer que M. Calendreli trouve, ainsi que m o i, que les taches de la L u n e , que nous n’apercevons que par la lumière du Soleil réfléchie, sont précisément déviées de la même quantité que les étoiles.
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On voit, au reste, que la certitude des conclusions qu’on tire à l ’égard de la vitesse de la lum ière, des observations faites à l’aide des prismes, repose sur celle de la supposition qu’une inégalité de vitesse produit une inégalité de dévia-
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( 185 ) tion, ce qui résulte immédiatement de l ’explication que Newton donne de la réfraction; les expériences que j ’ai citées, m’avaient fait entrevoir la possibilité de démontrer ce principe, mais les travaux relatifs à la méridienne me firent abandonner cette recherche, que j ’ai reprise depuis mon retour, et dont je vais aujourd’hui communiquer les résultats à la Classe.
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Mes expériences étaient à peu près achevées, lorsque la lecture d’un des beaux Mémoires que le D r Young a inséré dans les Transactions philosophiques, m’apprit que M . Robisson, professeur de physique à Edim burgh, avait considéré théoriquement cette question de la vitesse de la lum ière; j ’a i , depuis, trouvé, dans divers ouvrages, qu’elle avait été examinée sous différents points de vue par Boscow ich , M ichell, W ilson et Blair.
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A vant de parler de mes observations, je crois devoir in diquer les projets qu’avaient publiés à cet égard les physi ciens que je viens de citer.
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L ’idée de chercher à s’assurer, par des expériences di rectes, de l ’accroissement de vitesse qu’acquièrent les rayons lumineux en passant d’un milieu rare dans un m ilieu dense, a dû naturellement se présenter à un très-grand nombre de personnes; mais Boscowich est, à ma connaissance, le premier qui ait publié à cet égard 1111 projet d’expériences raisonné. Ce physicien avait cru qu’en observant les étoiles à travers une lunette remplie d’eau , on devait trouver, à cause de l ’augmentation de vitesse qu’acquièrent les rayons en pénétrant dans ce liquide, une aberration différente de celle qu’on observe lorsque l’espace qui sépare l ’objectif de l ’oculaire est rempli d’air. Cette même circonstance devait apporter des changements très-sensibles dans la position de6 objets terrestres, qui auraient été ainsi assujettis à une aberration diurne. Il trouvait, par exemple, qu’une mire située au sud, au solstice d ’hiver, aurait décrit, en vingtquatre heures, un cercle d’un rayon = 5 ", et dont le centre correspondrait à la position moyenne de l ’objet;
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( >86 )
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mais le raisonnement de Boscowich est défectueux, en ce qu’il a oublié de tenir compte de la réfraction, e t, par conséquent, du changement de direction que doivent éprouver les rayons en pénétrant obliquement du verre dans le liquide. Aussi M. W ilson, professeur d’astronomie à G lasgow , qui a p ub lié, dans les Transactions philoso phiques pour l ’année 1782, un Mémoire où il propose éga lement la lunette remplie d’eau, comme un moyen de s’as surer de la théorie new tonienne, arrive-t-il à des conclu sions totalement opposées à celles de Boscowich; car il a prouvé que l ’aberration dans une semblable lunette ne sera égale à celle qu’on trouve avec un instrument ordinaire, que dans le cas où les vitesses des rayons dans les milieux rares et diaphanes sont entre elles dans le rapport assigné par Newton. On peut d’ailleurs remarquer que la nécessité d’appliquer de forts grossissements aux instruments qui sont destinés à découvrir de petites quantités, rendait la lunette de Boscowich inutile, puisque la lumière d’une étoile serait, sinon totalement éteinte, du moins considé rablement affaiblie, lorsqu’elle aurait traversé une épais seur de liquide de 3 ou 4 pieds.
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La difficulté que présente, sous le rapport qui nous oc cupe, la vérification de la théorie new tonienne, résulte de ce principe qui en est une conséquence, savoir : que la vi tesse de la lum ière, dans un milieu diaphane quelconque, doit être la m êm e, quels que soient la nature et le nombre de milieux qu’elle a précédemment traversés. On peut ce pendant remarquer q u e , lorsque les corps réfringents sont en mouvement, la réfraction qu’éprouve un rayon 11e doit plus se calculer avec sa vitesse absolue, mais bien avec cette même vitesse, augmentée ou diminuée de celle du corps, c’est-à-dire avec la vitesse relative du rayon; les mouve ments que nous pouvons imprimer aux corps sur la T erre, étant beaucoup trop petits pour influer sensiblement sur la réfraction de la lum ière, il faut chercher dans les mouve ments beaucoup plus rapides des planètes, des circonstances
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( *87 ) plus propres à rendre sensibles ces inégalités de réfraction. W ilson, que nous avons déjà cité, avait proposé d’employer ce mode d ’expériences à la recherche du mouvement de translation du sÿstème solaire. Le Dr Blair, à qui l’on doit un travail très-intéressant sur la force dispersive des li quides, croyait que l’observation devait rendre sensible l ’inégalité de vitesse avec laquelle sont réfléchis les rayons lum ineux qui arrivent à nous des deux bords de Jupiter, à cause du mouvement de rotation de la planète sur ellemême; et M. Robisson, dans un Mémoire particulier, où il examine en détail cette question de la vitesse de la lu m ière, indique également les observations des deux bords de l ’anneau de Saturne.
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Tels étaient les moyens que ces savants distingués avaient proposés pour résoudre un problème qui intéresse à la fois les progrès de la physique et de l ’astronomie ; il résulte en outre du précis historique que nous venons de donner, qu’ils s’étaient plutôt attachés à tracer la route qu’il fallait suivre pour arriver à un résultat décisif, qu’à entreprendre des observations dont ils prévoyaient sans doute la grande difficulté. J’ai cru qu’il serait important d’employer les moyens qu’offre l’état actuel de nos connaissances et la grande précision de nos instruments, à l ’examen d’une question dont le résultat semblait devoir offrir quelques données sur la véritable nature de la lumière.
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Je me suis attaché, dans mes expériences, à rendre sen sibles les différences qui doivent résulter du mouvement de translation de la T e rre , parce que celui de notre système pouvait, en se combinant avec ce premier, donner nais sance à d’assez grandes inégalités. Il est d’ailleurs naturel de supposer que, de même qu’il y a dans le ciel des étoiles de divers éclats, il y en a aussi de diverses grandeurs, et cette circonstance , comme l ’a , je crois, montré le premier M. M ichell, doit occasionner des différences de vitesse trèssensibles dans les rayons qui émanent de ces divers corps ;
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( *88 ) Ce genre d’expériences me permettait, en outre, d’observer avec une lunette à court foyer, tandis qu’il serait indispen sable d’employer un fort grossissement pour reconnaître les inégalités des diamètres planétaires. Cette méthode exi gerait de plus que les prismes fussent très-parfaits , puisque les défauts d’achromatisme sont en raison directe du gros sissement. Quelques essais que j ’en ai déjà faits, à l ’aide de l ’excellent micromètre prismatique de M. Rochon, m’ont donné cependant l ’espérance de réussir; je v a is, en attendant, communiquer à la Classe les résultats de la pre mière méthode, q u i, d’ailleurs, sous tous les rapports, me paraît préférable.
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Lorsqu’on regarde un objet à travers un prisme, les iné galités de déviation auxquelles peuvent donner naissance des changements dans la vitesse des rayons lum ineux, doivent être d’autant plus considérables que l ’angle du prisme sera lui-même plus grand; m ais, lorsqu’on se sert de prismes simples ou formés d’une seule substance, il est à cet égard une limite qu’on ne peut dépasser, car, pour peu que l ’angle du prisme surpasse 4 ou 5 degrés, les bords du spectre sont diffus ; et comme Je passage d’une couleur prismatique à la voisine se fait par une dégradation insen sible, on ne peut avoir la certitude de pointer, à chaque observation, à des parties des spectres correspondantes ; les prismes achromatiques dont on peut augmenter l ’angle à volonté, remplissaient beaucoup mieux l’objet que j ’avais en vue.
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Celui qui a servi à mes premières expériences était formé d’ un prisme de crown-glass et d’un prisme de flint adossés; la différence de leurs angles, ou l ’angle du prisme total, était à peu près égale à 24 degrés.
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Afin de diminuer, autant que possible, les réflexions partielles qu’éprouve toujours la lumière à la surface de sé paration des milieux dont les densités sont très-différentes, j’avais fait coller mes deux prismes avec le mastic dont les
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( l89 ) opticiens font usage pour atténuer les défauts de poli des surfaces intérieures des objectifs. Le prisme total était ar rêté , d’une manière inébranlable, dans une boite dont les tourillons latéraux pouvaient tourner dans des collets, ce qui permettait de donner à la face extérieure l ’inclinaison qui rendait l ’image la plus nette. Afin d’être sûr d’observer dans le plan de l ’angle réfringent, on s’était également mé nagé un mouvement latéral, par un mécanisme qui serait trop long à décrire *, il me suffira de dire que l ’appareil total pouvait se fixer, à l ’aide de fortes vis, au couvercle exté rieur de la lunette du mural.
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Les choses étant ainsi disposées, j ’ai mesuré dans la même nuit, et à différente époques, les distances au zénith d’un grand nombre d’étoiles ; ces distances, comparées à celles qu’on aurait observées à travers l ’air, donnent la quantité de la déviation que le prisme fait éprouver aux rayons lumi neux ; c’est ainsi qu’ont été formés les tableaux suivants :
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Le 1 9 mars 1 8 1 0 (mural). Le 2 7 mars 1 8 1 0 (mural).
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NOMS DES ÉTOILES.
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NOMS DES ÉTOILES.
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DÉVIATIONS.
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R igel......................................... a cPOrion........................... Castor......................... ... Procyon .................... Pollux.......................
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R é g u lu s .................... Epi vierge................ a Couronne.............. a Serpent................. Antarès..................... Ç Ophiuchus............
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io .°4,?' 4/>' •rb 25.5 24.6
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2 4 ,9
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*9 >3 32.6 25.2 ai ,4 22,8 22.3 22,5 2 '|,0
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° / // a O rion ............................. 10.4 -33,28
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P r o c y o n .............................. Pollux......................... a Hydre............................ /3 L io n ................................ Epi vierge...................... A rct u r u s ........................... a Couronne................... Antarès.............................. £ Ophiuchus................ y V ierg e........................... <y V ierge.......................... s V ie r g e .......................... <y L io n ................................
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3 7 .9 3
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32.31 32,78 28.32 3o , 2 I 26,29 28, o5 3i ,39 28,19
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2 9 ,6 4
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27,80
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*7,34 3i ,42 34,02
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( i£>° ) J'ai ensuite collé ensemble deux prismes achromatiques, semblables à celui qui avait servi à mes premières expé riences; mais, afin de me rendre indépendant, dans ces nouveaux essais, de la connaissance de la déclinaison des étoiles, de celle de l’erreur de collimation qui peut varier dans nos instruments, avec la hauteur de la lunette et de la réfraction, j ’ai suivi dans l ’observation une méthode dif férente de la première. Le nouveau prisme dont je viens de parler était fixé à la lunette d’un cercle répétiteur, de manière cependant que la moitié de l ’objectif fût découverte; je pouvais, par cette disposition, observer tantôt à travers l ’air, et tantôt à tra vers le prisme : la différence des deux hauteurs corrigée du mouvement de l ’étoile dans l ’intervalle des deux observa tions , me donnait ainsi la déviation sans qu’il fût nécessaire de connaître exactement la position absolue de l ’astre ob servé. Je pouvais d’ailleurs, en commençant ces observa tions, quelques minutes avant le passage des astres au mé ridien, les répéter un assez grand nombre de fois pour atténuer en même temps et les erreurs de pointé et celles de division ; telle est la méthode qui a servi à former le der nier tableau :
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Au cercle répétiteur, 8 octobre 1810. 0 r //
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a de r A igle, déviation............. = 2 2 .2 5 .9 Tache de la L u n e.......................= 2 2 .2 5 .9 a du Verseau............................. = 2 2 .2 5 .2 a Baleine...................................... = 2 2 . 2 5 .3 Aldébaran....................................= 2 2 .2 5 . o R igel.............................................= 2 2 .2 4 .5 9 a d’O rion................................ ....= 2 2 .2 5 .2 Sirius............................................= 2 2 .2 5 .8
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Je vais maintenant passer aux conséquences qui découlent de tous ces nombres.
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On voit d’abord que les inégalités de déviations sont en
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( »9» ) général fort petites et du même ordre que celles que pré sentent les observations faites sans prisme; on peut, par cette raison, les attribuer aux erreurs d’observations ; mais supposons-les réelles, pour un instant, et cherchons à quelles inégalités de vitesses elles correspondent.
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Je prends pour cela la formule analytique qui exprime la déviation des rayons lum ineux, en fonction des angles des prismes et de leurs forces réfringentes ; je la différentie par rapport à la vitesse de la lumière qui entre dans l ’ex pression du rapport du sinus d’incidence au sinus de réfrac tion, et j ’obtiens ainsi la variation de la déviation en fonc tion de celle de la vitesse. On trouve p arce calcul, dont je ne puis lire les détails , que - ÿ — de variation dans la v i tesse de la lum ière, devait produire, dans mon premier prisme, un changement de déviation égal à 6"; cette va riation s’élève à près de i4 " dans le prisme achromatique quadruple que j’ai appliqué à la lunette du cercle répétiteur : telles seraient donc les inégalités de déviations que je devrais trouver, si les rayons émis par les diverses étoiles que j ’ai observées avaient des vitesses qui différassent entre elles de 77775. O r la vitesse de translation de la Terre est préci sément égale à ce nombre; on sait d’ailleurs que son mou vement est dirigé vers les étoiles qui passent au méridien à 6 heures du matin et vers celles qui passent à 6 heures du soir, de telle sorte cependant qu’elle s’approche des pre mières et qu’elle s’éloigne au contraire des autres. La dé viation, dans le premier cas, doit donc correspondre à la vitesse d’émission augmentée de sa ,-7773 partie, e t, dans le second, à cette même vitesse diminuée de 1-7757 ; en sorte que les rayons d’une étoile qui passe au méridien à 6 heures du m atin, doivent être moins fortement déviés que ceux d’une étoile qui passe à 6 heures du soir, d’une quantité égale à celle qu’occasionne 777^ de changement dans la vi tesse totale, c’est-à-dire de 12" dans les observations faites au m ural, et de 28" dans celles du cercle répétiteur; les
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( »9* ) déviations des étoiles qui passent à minuit devraient d’ail leurs être les moyennes de cesdeux-là.
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Or, en examinant attentivement les tableaux précédents, on trouve que les rayons de toutes les étoiles sont sujets aux mêmes déviations, sans que les légères différences qu’on y remarque suivent aucune loi.
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Ce résultat semble être, au premier aspect, en contra diction manifeste avec la théorie newtonienne de la réfrac tion, puisqu’une inégalité réelle dans la vitesse des rayons n’occasionne cependant aucune inégalité dans les dévia tions qu’ils éprouvent. Il semble même qu’on ne peut en rendre raison qu’en supposant que les corps lumineux émet tent des rayons avec toutes sortes de vitesses, pourvu qu’on admette également que ces rayons ne sont visibles que lorsque leurs vitesses sont comprises entre des limites déter minées : dans cette hypothèse, en effet, la visibilité des rayons dépendra de leurs vitesses relatives, e t, comme ces mêmes vitesses déterminent la quantité de la réfraction, les rayons visibles seront toujours également réfractés.
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Quoique les expériences précédentes soient suffisantes pour motiver la supposition que je viens de faire, puisque sans elle on ne pourrait les expliquer, il ne sera peut-être pas inutile de montrer que plusieurs autres phénomènes semblent la rendre également nécessaire.
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J’observerai d’abord que dans, l’évaluation des différences auxquelles doivent donner lieu les inégalités de vitesse, je n ’ai tenu compte que du mouvement de translation de la T erre, et que celui de notre système doit, en se combinant avec ce premier, être la source de nouvelles inégalités. Quelques étoiles doivent d’ailleurs se mouvoir dans l’espace avec des vitesses très-considérables, puisque, malgré la pe titesse de leurs parallaxes, elles sont annuellement assujet ties à des déplacements très-sensibles ; la vitesse des rayons qu’elles nous envoient doit donc être la résultante de leur vitesse primitive d’émission combinée avec celle de l’étoile
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( >93 )
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elle-m êm e, et varier, par conséquent, avec la grandeur et la direction du mouvement des astres; mais l’une des plus puissantes causes de changements dans la vitesse de la lu mière, paraît devoir être cependant l ’inégale grandeur des diamètres des étoiles. k; On trouve en effet, par le calcul, qu’une étoile de même densité que le S o le il, et dont le diamètre serait un petit nombre de centaines de fois plus considérable que celui de cet astre, anéantirait totalement par son attraction la vitesse de ses rayons, qui n’arriveraient par conséquent pas jusqu’à nous; une étoile vingt fois plus grande que le S oleil, sans détruire complètement la vitesse des rayons qu’elle aurait émis, l’affaiblirait assez sensiblement pour qu’on dût trou ver une assez grande différence entre leur réfraction *et celle des rayons solaires; il suffirait même de supposer que le diamètre d’un astre fût une fo is et demie plus grand que celui du Soleil, pour que la vitesse de sa lumière, à la dis tance qui nous en sépare, fût diminuée de sa -nrir-0partie, et donnât, par conséquent, naissance à des inégalités de déviation qui, dans le second de mes prismes, s’élèveraient à i 5". Or il paraît peu naturel de supposer que Sirius, la Lyre, Arcturus et quelques autres étoiles qui brillent d’un si v if éclat, malgré leur prodigieuse distance , ne sont pas égales au Soleil. Quoi qu’il en soit, on voit qu’à moins d’admettre, comme je l ’ai fait, que dans l’infinité des rayons de toutes les vitesses qui émanent d’un corps lumi neux, il n ’y a que ceux d’une vitesse déterminée qui soient visibles, on ne pourrait expliquer mes expériences qu’en diminuant outre mesure la densité des étoiles ou leurs dia mètres; on arriverait, par exemple, à ce résultat singulier, que dans le nombre infini d’étoiles dont la voûte céleste est parsemée, il n ’y en a pas une seule de même densité que la T erre , et dont le volume égale en même temps celui du Soleil.
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11 ne sera peut-être pas inutile de noter que les observa-
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Ann de C.hinu et de Phrs., 3e série, t . X X X Y Il. (Février i853.) l 3
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( *94 ) tions dont je yiens de rendre compte et la supposition qui les explique, se lient d’une manière très-remarquable aux expériences de Herschel, Wollaston et Ritter. Le premier a trou vé, comme on s a it, qu’il y a en dehors du spectre prismatique et du côté du rouge, des rayons invisibles, mais qui possèdent à un plus haut degré que les rayons lumineux la propriété d’échauffer; les deux autres physiciens ont reconnu, à peu près dans le même temps , que du côté du violet il y a des rayons invisibles et sans chaleur, mais dont Faction chimique sur le mùriate d’argent et sur plusieurs autres substances est très-sensible. Ces derniers rayons ne forment-ils pas la classe de ceux auxquels il ne manque qu’une petite augmentation de vitesse pour devenir visibles, et les rayons calorifiques ne seraient-ils pas ceux qu’une trop grande vitesse a déjà privés de la propriété d’éclairer? Cette supposition , quelque probable qu’elle puisse d’abord paraître, n ’est pas rigoureusement établie par mes expé riences, dont il est seulement permis de conclure que les rayons invisibles par excès et par défaut de vitesse,occu pent respectivement sur le spectre la même place que les rayons calorifiques et chimiques. 11 est d’ailleurs très-remar quable qu’on eût pu ainsi, et par des observations pure ment astronomiques , arriver à la connaissance des rayons invisibles et extérieurs au spectre, dont les célèbres physi ciens que nous avons cités n ’ont reconnu l ’existence qu'à l ’aide d’expériences délicates faites à l ’àide de thermo mètres très-sensibles et de substances dont la couleur est altérée par l ’action de la lumière.
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Je n’ai point comparé , dans ce qui précède, mes expé riences au système des ondulations, parce que l ’explication qu’on donne de la réfraction repose, dans ce système, sur une simple hypothèse qu’il est très-difficile de soumettre au calcul, et qu’il m’était, par suite, impossible de déterminer d’une manière précise si la vitesse du corps réfringent doit avoir quelque influence sur la réfraction, et, dans ce cas , quels changements elle doit y apporter.
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( *95 ) Je me suis uniquement attaché à montrer qu’en suppo-: sant que les rayons lumineux ne sont visibles que lorsque leurs vitesses sont comprises entre des limites déterminées, mes expériences peuvent se concilier parfaitement avec la théorie newtonienne. Mais si les limites qui déterminent la visibilité des rayons, sont, comme il est probable, les mêmes pour divers individus, l ’inégale densité des humeurs vitrées doit faire apercevoir cU# rayons inégalement rapi des; il résulterait de là que deux personnes regardant une même étoile, dans le même prisme et dans des circon stances analogues, pourraient la voir inégalement déviée. Le résultat de cette expérience, quel qu’il puisse être, pa rait devoir fournir quelques données sur le genre de sensa tion qui nous fait apercevoir les objets. Il m’a semblé que le seul moyen de rendre ces essais bien décisifs était d’y employer des prismes croisés, car les observations peuvent se faire alors avec beaucoup de précision, quelle que soit la grandeur de l ’angle réfringent. J’attendrai donc, pour com muniquer à la Classe les expériences que j ’ai faites sous ce rapport, que le temps m’ait permis d’ajouter les résultats de cette méthode à ceux que j ’ai déjà obtenus à l ’aide des pris mes achromatiques ; je me contenterai de remarquer, pour le moment, que je puis tirer de ce qui précède plusieurs conséquences astronomiques assez importantes. On voit : i° . Que les aberrations de tous les corps céles tes, soit qu’ils nous envoient une lumière propre ou une lumière réfléchie, doivent se calculer avec la même con stante, sans qu’il y ait, à cet égard, la plus légère différence, ainsi que je l ’avais déduit de mes premières expériences; 2°. Que les phénomènes qu’on a expliqués par une iné galité dans la vitesse de la lum ière, tels que l ’apparence des étoiles sur le disque de la Lune quelques secondes avant l ’instant de l ’immersion, les déplacements dans les petites etoiles qui sont très-voisines des grandes , etc., ne peuvent dépendre de cette cause ;
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i3 .
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( >96 ) 3°. .Que J’hypotlièse à l ’aide de laquelle Piazzi a cherché à expliquer les différences qu’on trouve entre l'obliquité de l ’écliptique déduite des observations faites aux deux sol stices, est totalement contraire aux expériences, puisqu’elle revient à supposer que la lumière solaire ne se réfracte pas comme celle des étoiles ; 4°. E n fin , que le pouvoir réfringent de l’air que nous avons déduit, M. Biot et m oi, de l ’observation d’un objet terrestre, doit être absolument égal à celui qu’on aurait trouvé s i, dans nos expériences, il avait été possible de viser à une étoile. Il était d’autant plus important de faire dispa raître le doute qu’on aurait pu élever à cet égard, que ce pouvoir réfringent est, comme 011 sait, l’élément principal de la Table des réfractions.
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ACIDE CAMPHOMÉTIIYLIQUE ;
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P a r M. A. LOIR.
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J’ai suivi , pour obtenir l ’acide campliométhylique, dont l’existence n’était pas encore connue, le procédé indiqué par M. Malaguti pour préparer l’acide camphovinique, en substituant seulement l’alcool méthylique h l ’alcool du vin.
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Cet acide se présente, tantôt sous la forme d’aiguilles longues de plusieurs centimètres rayonnant autour d’un centre, tantôt sous celle de petites lames hexagonales ou quadrilatères. Mis en dissolution dans l’éther, il donne, par une évaporation très-lente, des cristaux isolés assez gros, très-nets, dont la forme est un prisme droit à base rhombe; les faces latérales formaut l ’angle aigu sont modifiées tangentiellem ent, chaque arête des sommets est modifiée par une facette. Les lames quadrilatères qui se déposent par une évaporation rapide de la solution éthérée, en sont une mo dification liémiédrique. A chaque extrém ité, deux des fa-
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