412 DECOMPOSITION DE LA LUMIERE, 
et appelons N le nombre total de tous les centres répartis sur la 
longueur entière de la ligne RV,que nous exprimerons par 
i — 2 r, l étant la longueur totale du spectre, mesurée tan- 
gentiellement aux images extérieures. Comme nous ne cher 
chons ici qu’une évaluation approchée qui nous fasse concevoir 
nettement le phénomène, nous pouvons supposer les centres 
uniformément distribués sur la droite R V ; alors les nombres 
« et N seront proportionnels à 2 /• et à /— a r, c’est-à-dire aux 
portions de la droite R Y qu’ils occupent ; et il en résultera 
a r 
« — N. . 
i 2 r 
Cela posé, considérons deux spectres de largeur inégale, 
mais formés par des prismes de même nature et de même angle, 
en sorte que le nombre total des centres y soit réparti d’une 
manière semblable, et sur d’égales longueurs. Alors !NT et 
l — 2 r étant les mêmes , les valeurs de n deviennent proportion 
nelles à 2r, c’est-à-dire qu’elles sont entre elles comme les lar 
geurs des spectres ; et ainsi le mélange des rayons hétérogènes est 
d’autant moindre, que le spectre est plus étroit. Dans l’image 
directe du soleil, chaque point contient le nombre total N des 
rayons hétérogènes : ainsi, en lui comparant la lumière réfractée, 
on peut dire que le mélange des rayons dans un spectre quel 
conque est à leur mélange dans la lumière immédiate du soleil 
comme la largeur du spectre est à l’excès de sa longueur sur sa 
largeur. C’est aussi le résultat énoncé par Newton. 
On voit donc que pour affaiblir le mélange des rayons hété 
rogènes dans les diverses parties de l’image réfractée , il faut 
trouver le moyen de diminuer l’étendue de l’image directe, de 
laquelle dépend toujours sa largeur ; il faut en même temps con 
server assez de lumière pour que cette image soit vive , et enfin 
il faut encore la rendre exempte de pénombre sur ses bords. 
On remplit toutes ces conditions en concentrant cette image 
par une lentille avant de la faire tomber sur le prisme ; eï 
voici la disposition de l’appareil employé par Newton pour ceï 
objet. 
Soit F le petit trou circulaire par lequel l’image du soleil