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les spectres des étoiles

diffère de celle de Balmer que par le fait que la constante $\mathrm {R}$ y est multipliée par 4. Nous verrons que l’on observe dans certains spectres stellaires les raies de la série de Pickering, qui correspond à ${n=4}$, ainsi que la raie 4 686 Å, qui est la première raie (${m=4}$) de la série correspondant à ${n=3}$.

Les spectres d’arc et d’étincelle d’un élément peuvent, comme nous venons de le faire, se désigner par des notations telles que Ca et Ca⁺ ; on préfère généralement employer les notations Ca I et Ca II. Cette notation s’étend en effet plus facilement aux spectres d’étincelle d’ordre supérieur, produits par les atomes plusieurs fois ionisés : c’est ainsi que Si III et Si IV désigneront les spectres dus à l’atome de silicium ayant perdu deux et trois électrons.

Production des spectres d’absorption. — La raie d’absorption de nombre d’ondes ${\nu =\mathrm {T} _{n}-\mathrm {T} _{m}}$, est produite par l’absorption d’un quantum d’énergie $hc\nu$ par l’atome qui se trouve dans l’état d’énergie $\mathrm {E} _{n}$ et qui passe ainsi à l’état d’énergie ${\mathrm {E} _{m}=\mathrm {E} _{n}+hc\nu }$. Lorsqu’un gaz n’est soumis à aucune excitation, tous ses atomes se trouvent dans leur état normal, au niveau d’énergie $\mathrm {E} _{0}$ le plus bas : les seules raies qui puissent être absorbées sont celles qui, dans le processus d’émission, aboutissent au niveau d’énergie $\mathrm {E} _{0}$.

Dans le cas des métaux alcalins, ce niveau est un niveau nS : le spectre d’absorption se compose uniquement des raies de la série principale nS − mP. Pour que l’atome puisse absorber les raies des séries secondaires, il faut qu’il ait été porté, par un processus quelconque d’excitation, au niveau d’énergie nP, qui est le niveau d’arrivée de l’atome lorsqu’il émet ces raies. Nous pouvons encore dire, en désignant par $\mathrm {E} _{1}$ l’énergie de ce niveau, qu’il faut, avant de pouvoir observer l’absorption des séries secondaires, fournir à l’atome l’énergie ${\mathrm {E} _{1}-\mathrm {E} _{0}}$. Il est d’usage d’évaluer cette énergie en supposant qu’elle est fournie par l’arrêt d’un électron de charge $e$, lancé par une certaine chute de potentiel $\mathrm {V} _{e}$ : l’électron a acquis ainsi une énergie cinétique égale à ${e\mathrm {V} _{e}}$ et le potentiel d’excitation $\mathrm {V} _{e}$ est donné par la relation ${\mathrm {E} _{1}-\mathrm {E} _{0}=e\mathrm {V} _{e}}$. On peut encore évaluer la différence des énergies ${\mathrm {E} _{1}-\mathrm {E} _{0}}$ par le nombre d’ondes $\nu _{1}$ ou la longueur d’onde $\lambda _{1}$ de la radiation qu’émet l’atome en revenant de l’état