A continuación se muestra el informe de la experiencia realizada en la parte superior de la Torre Eiffel por el Sr. Cornu en 1899, un experimento utilizado para registrar la dispersión de las líneas de luz oscura observables en el espectro de los rayos eléctricos emitidos desde la parte superior de la Torre. . Esta experiencia demuestra nuevamente el interés científico de esta torre, en pleno París.
Descripción de la experiencia
Era natural pensar que, en dirección horizontal, la atmósfera terrestre absorbía las mismas radiaciones y producía las mismas líneas espectrales, llamadas líneas telúricas, que se observan en el espectro solar. La existencia de varios grupos telúricos en el espectro de un haz proyectado de la Torre Eiffel en el Observatorio de Meudon fue, de hecho, informada por el Sr. Janssen (Informes de la Academia de Ciencias) y presentada como un Demostración del origen terrestre de los grupos A y B, así como algunas bandas debidas al vapor de agua. Propuse examinar cuidadosamente la serie de líneas oscuras observables en el espectro de los rayos eléctricos emitidos desde la parte superior de la Torre, y compararlos con los que se muestran en los mapas espectrales que había publicado anteriormente. Además, fue una verificación directa y valiosa del método de oscilación de las líneas que me llevó a distinguir individualmente las líneas de origen solar y las de origen terrestre, en los grupos de líneas más complicados del espectro. solar.
El estudio se realizó en la Escuela Politécnica, en el ámbito local y con los dispositivos que se habían utilizado para la investigación en espectroscopia solar. Este estudio, iniciado el 24 de octubre de 1889, utilizando, al principio simplemente, la luz de la luz intermitente de la parte superior de la Torre, continuó con la viga de uno de los proyectores de 90 cm de MM. Sautter y Lemonnier, a quienes el Sr. Eiffel tuvo la amabilidad de dirigir de la 8 a la 10 de la mañana en la École Polytechnique del 27 de octubre al 6 de noviembre, el día de la clausura de la Feria Mundial de 1889 y la extinción de proyectores. La distancia de la torre a la escuela, medida en un mapa de París a 1/12 500 es de aproximadamente 4 350 m. El agente a cargo del reflector reconoció de inmediato el punto del horizonte hacia el cual debía dirigir y mantener el haz. Con este fin, había colocado, en casa, cerca de la ventana del ático del Pabellón de Estudiantes donde se instalaron mis dispositivos, una gran lente de 24 cm de diámetro y 45 cm de distancia focal: se había colocado, de día, por la condición de llevar la imagen focal de la galería superior de la Torre en el plano medio de la llama de una lámpara moderadora que se encendió al atardecer, lo que permitió verificar la configuración. La reciprocidad de los focos conjugados de la lente aseguró el envío de un haz de luz que cubría toda la galería donde se encontraban los proyectores en la batería: el agente a cargo de su maniobra vio en la dirección solicitada un disco extremadamente brillante, imposible de confundir Con los puntos brillantes del horizonte. Un cristal rojo interpuesto cerca de la llama hizo que la distinción fuera aún más fácil.
Utilicé, dependiendo de las circunstancias, cuatro espectroscopios de dispersión creciente:
- Un espectroscopio de visión directa de Duboscq con escala lateral;
- Un goniómetro Brunner, equipado con dos prismas de cuarzo y lentes de cuarzo-fluorita con una longitud focal de 50 cm para fotografiar espectros;
- El mismo goniómetro con prisma Flint y lentes Crown y Flint de 45 cm de longitud focal;
- Finalmente se observó una gran red plana de Rowland con un colimador de 1 my un telescopio de 1.40 m.
La hendidura del colimador estaba iluminada por la imagen del faro de la Torre concentrada por un objetivo astronómico de 16 cm de diámetro y 2,30 m de distancia focal. Los resultados estuvieron totalmente en línea con mis expectativas: durante las noches favorables, pude realizar un estudio completo de los grupos telúricos A a B y D, primero con una dispersión promedio: pero lo más importante para mí fue poder usar la amplia dispersión del espectro de segundo orden de la Red Rowland; He tenido éxito varias veces, como se muestra en el resumen a continuación de los resultados obtenidos en cada tarde.
Me hubiera gustado recoger todas las líneas oscuras visibles con esta gran dispersión en micrómetro: desafortunadamente el cielo se fue desvaneciendo: la lluvia y la niebla aumentaron cada vez más. Así que solo pude realizar de manera imperfecta esta parte de mi programa, los dardos se volvían cada vez más difíciles y más dolorosos, la falta de intensidad luminosa. Afortunadamente, este largo trabajo se volvió en gran parte inútil, gracias a la configuración característica de los grupos que reproducían exactamente los de mis tarjetas, por lo que un pequeño número de puntos fue suficiente para asegurar su identificación completa: de hecho, fue Final, el objetivo que me había propuesto.
Resumen de los resultados obtenidos
24, 25 y 26 de octubre de 1889
Primeras pruebas con el espectroscopio Duboscq de visión directa: una pequeña lente recolectora, luego el objetivo de 16 cm proyecta la imagen lineal del Faro de la Torre en la ranura. Reconoció y registró varias líneas brillantes de vapor de arco metálico (sodio, calcio, magnesio), así como varias líneas oscuras, en el espectro continuo de carbones en la región roja del espectro. La comparación de estos registros con los realizados el día 27, con la luz solar, muestra que las líneas oscuras representan A a y B. (A y B se deben a la absorción por el oxígeno del aire; por el vapor de agua.)
27 de octubre
Recibió el haz del proyector 90 cm. Excelente brillo. Es fácil leer un periódico por la luz que viene del proyector. Espectro brillante. Lente colectiva de 50 cm de enfoque. Observé muchos detalles sobre A, una B en las líneas de agua, cerca de C y D, que es doble e invertida. Improvisó un ensayo con la Red Rowland. - Vista previa de las flautas de D.
29 de octubre
Goniómetro Brunner. - Prisma de pedernal (60 cm), - Lente de 10 cm para enfocar la imagen del proyector en la ranura de entrada. - Registre, en el círculo dividido, las líneas principales en los grupos A, A, B y algunas líneas acuosas cercanas a D; Además, varias líneas brillantes de calcio. El brillo del haz se vuelve lo suficientemente grande como para utilizar el espectroscopio Rowland. Las dos líneas D (vapor de sodio) son magníficas incluso en el segundo espectro: se invierten en la mitad de su longitud y brillan en los extremos. - En su vecindario, todas las líneas de agua de mi mapa están ahí (solo faltan las líneas solares, naturalmente): soy una por una en el primer espectro. También puedo seguir en detalle la estructura del grupo B hasta el octavo doblete; más allá de eso, la intensidad de la luz es demasiado débil. Al principio pensé en recoger todas estas líneas en el micrómetro; pero su disposición es tan conocida por mí, y la concordancia con mi tarjeta es tan perfecta que no creo que sea útil perder el tiempo y cansarme de ver estos puntos. El grupo α (debido al oxígeno) es débil; Está especialmente alterado en su aspecto ordinario por la intensidad de las líneas acuosas que contiene, sin embargo, es reconocible; También puedo seguir los grupos de líneas de agua ubicadas entre B y C, que marqué como tales en el Atlas de Fievez.
30 de octubre
El brillo del proyector es muy brillante. - El grupo R es admirable en el segundo espectro. - Veo al menos hasta el onceavo doblete y las líneas acuosas que siguen, en particular la línea muy fuerte λ = 695.58 - Verificación de líneas acuosas, cerca de C. - Pasada toda la tarde para especificar la identificación del grupo α, muy débil y deteriorado por el predominio de líneas acuosas. - Al salir, dejo el cable del micrómetro en una de las líneas características de α: al día siguiente, a las 2:50 pm, observo, con el sol, que es la línea λ = 627, 68 de α. A lo largo de la tarde del 30 de octubre, la intensidad de la luz fue tan grande que, sin darme cuenta, observé constantemente en el segundo espectro. La dispersión fue tan clara que en el grupo vecino de D I se dividió la línea acuosa λ = 592,26.
31 de octubre
El cielo se despeja: el aire se enfría y se nubla, el brillo es menos intenso que el de ayer. - Uno empuja la amabilidad para enviarme simultáneamente los haces de los dos proyectores: pero solo puedo usar uno, su diferencia angular es demasiado grande. - Las líneas de agua están mucho menos marcadas: las dos líneas D están casi despojadas. - En contraste, el grupo se ha vuelto mucho más reconocible. - El grupo B es muy poco visible tanto en el primer como en el segundo espectro. - A pesar del aumento de la bruma, las líneas HK púrpuras son visibles, e incluso la banda ultravioleta de carbono con el goniómetro Brunner. - El humo de la fábrica eléctrica del lugar de Panteón gne mucho.
2 de noviembre
Bonita tarde. - Adición de un tubo Geissler a hidrógeno, para producir la línea C como marcador en el campo del espectroscopio Rowland. - Verificación de los grupos acuosos en las proximidades de C, en comparación con esta línea y las líneas brillantes de calcio. Muy bien visto el grupo α: el brillo del campo es lo suficientemente brillante como para mostrar hasta el cuarto doblete de K y permite realizar puntos. - Medida la distancia de la línea fuerte λ = 627.68 (oxígeno) y la línea acuosa λ = 629.14 ubicada en el medio del segundo doblete de α dos mediciones dio 3'10 y 3'11 por micrómetro con cable: el 4 de noviembre, la misma medida, hecha con luz solar, dio 3'105: la identificación es perfecta. El grupo acuoso de D es admirable; Es exactamente mi tarjeta: me dividí 592,26.
3 de noviembre
Tarde lluviosa: sin embargo la luz es bastante brillante. - Prueba fotográfica de la parte refrangible del espectro. - Goniómetro Brunner. - Recolección de lentes en cuarzo fluorita. - Doble prisma de cuarzo al menos desviación en la línea violeta 423 de calcio. - Se obtuvieron 10 espectros de color púrpura y ultravioleta en 4 placas de gelatina. - Poses que van desde los cinco segundos hasta los dos minutos. - No hay banda telúrica. - Solo vemos el espectro continuo de carbones, las dos bandas estriadas de carbono estriadas, las líneas brillantes H el K de calcio, H'K 'de aluminio y algunos otros. - Contrariamente a lo que se podría haber pensado del estado meteorológico, el espectro ultravioleta es bastante extenso y parece estar limitado a la longitud de onda λ = 329 solo por la absorción de las ventanas que cierran la abertura Del proyector y el defecto de la reflexión ultravioleta del espejo cóncavo en vidrio plateado.
4 de noviembre
Un poco de niebla y humo de la fábrica del Panteón. - Las líneas de agua cercanas a D han vuelto a ser muy visibles. - Consejos de identificación micrométrica. - Verifiqué la existencia de la línea acuosa λ = 588,27 que casi duplica una línea de hierro en mi mapa y que la oscilación de este último descubre claramente. - Bien visto el grupo, pero nada más que anteriormente. - El grupo B es muy bonito, abriendo la ranura. - Vista previa de la línea acuosa λ = 692.57 entre el 10 y el doblete y los que apilan el 11, es decir, λ = 692.81; 692,83; 692.89.
5 de noviembre
Lluvia todo el día: niebla por la tarde; La viga tiene un color muy amarillo. Sin embargo, la región roja del espectro es lo suficientemente brillante como para que pudiera hacer una serie bastante larga de puntos entre B y C. Los 34 puntos micrométricos se redujeron en longitudes de onda tomando como referencia la línea C (λ = 646 , 18) tomado del tubo de Geissler y un brillante rayo de calcio (643,81); Se identificaron otras seis líneas brillantes de calcio con bandas metálicas solares y las otras rayas oscuras con las que había marcado como telúrico en la placa del Atlas de Fievez y en una tarjeta inédita que construí anteriormente con el La competencia del señor Obrecht.
6 de noviembre
Tarde brumosa. - Luz pálida y amarilla. - Líneas de agua muy borradas. - Ya estaban allí a las 2 de la tarde. - No hay observaciones útiles.
Después del cierre de estas observaciones vespertinas, le pregunté a la Oficina Meteorológica Central los datos recopilados en la cima de la Torre en relación con el estado de la atmósfera desde el 28 de octubre hasta el 6 de noviembre. Aquí están las cifras que se han transmitido:
Las variaciones de temperatura y humedad son demasiado débiles para intervenir de manera útil en la discusión de la visibilidad de las líneas espectrales: la dirección y la intensidad del viento parecen haber ejercido más influencia. En resumen, las líneas acuosas eran a veces más visibles, a veces menos visibles que las de la atmósfera seca (bandas A, B, α): la variación de la humedad del aire y la dirección del viento explican naturalmente este efecto . Las líneas de la atmósfera seca siempre han estado menos marcadas que en el espectro solar: esto se debe a la pequeña distancia (4 350 m) recorrida por el haz de luz en comparación con la que atraviesa el haz solar, incluso se asume que la estrella está en cenit. De hecho, es fácil demostrar que la masa absorbente de los 4 350 m es apenas más de la mitad de la contenida en una columna vertical de la misma base que se eleva verticalmente a los confines de la atmósfera. El peso de la atmósfera sobre un metro cuadrado es, como sabemos, igual al peso de una masa de mercurio de la misma base que tiene una altura de 76 cm, es decir, 0,76 x 13,596 Kg = 10 333 Kg. El metro cúbico de aire en la superficie del globo que pesa 1.293 kg, la altura vertical de una columna de aire de densidad uniforme sería 10,333 / 1,293 = 7,991m.
La columna horizontal de 4 350 m que tiene la misma base, por lo tanto, contiene una masa de aire más pequeña en la proporción de 4 350 a 7 991, es decir, de 1 a 0,544, una proporción un poco mayor que 1 / 2. Por lo tanto, no es sorprendente ver las líneas de las bandas A, B, α relativamente menos oscuras que en las observaciones solares donde la estrella está cerca del cenit y, aún más, cerca del horizonte.
Conclusión
Como resultado de las observaciones espectrales resumidas anteriormente, casi doscientas líneas oscuras producidas por la absorción atmosférica de radiación de una fuente de luz terrestre se han identificado individualmente con las llamadas líneas telúricas observadas en el espectro solar. Por lo tanto, el origen atmosférico de estas líneas es superabundantemente verificado.
