Nouvelles observations sur le spectre du ciel nocturne

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Nouvelles observations sur le spectre du ciel nocturne

J. Dufay

To cite this version:

J. Dufay. Nouvelles observations sur le spectre du ciel nocturne. J. Phys. Radium, 1933, 4 (5),

pp.221-235. �10.1051/jphysrad:0193300405022100�. �jpa-00233146�

LE JOURNAL DE PHYSIQUE

NT

LE RADIUM

NOUVELLES OBSERVATIONS SUR LE SPECTRE DU CIEL NOCTURNE

Par M. J. DUFAY.

(Observatoire ^de Lyon.)

Sommaire. 2014 Ces observations concernent la région ^{visible du} spectre. On visait ^à des hauteurs de 10 à 20°, ^{vers le sud ou vers} l’ouest, ^{avec deux} spectrographes ^{très lumi-}

neux.

Dans ^le bleu et le violet, ^un spectre de bandes et de raies brillantes a été observé pendant les mois de septembre, ^{octobre et novembre 1931, Il} était présent ^en permanence

au début de novembre.

Ce spectre diffère de celui des ^aurores polaires par la faible intensité des bandes de l’azote et la présente ^{de bandes ou de raies} plus nombreuses d’origine ^{inconnue. Il est} possible que certaines de ces raies appartiennent ^{à l’atome} d’azote, d’autres ^à l’atome d’oxygène.

Par la suite, ^le spectre d’émission des régions bleue et violette n’a plus été observé et la raie 5 577 Å de l’aurore paraît ^s’être beaucoup ^affaiblie.

On a retrouvé d’autre part ^la raie 5 893 Å et la raie 6 315 Å (raie rouge de l’aurore), déjà signalées par Slipher ^{dans le} spectre ^{du ciel} nocturne De nouvelles raies plus ^faibles

ont été aperçues dans ^le vert,

Sl1BIR VII. TOME IV. MAI 1933. IVe 8.

’

1. Recherches antérieures.

i. La raie vote des -aurores polaires ^{et le} spectre ^continu à raies de Fraucnhofer. ~ Depuis ^les premières recherchés de Slipher, ^on sait que la raie verte des aurores polai,es (5 ^~77,35 1) peut ^être photographiéc chaque nuit, ^{même sous de basses} latitudes, ^{avec un} spectrographe ^{très lumineux} Il 1. ^Lord Rayleigh ^a montré que ^son inten-- sité pouvait ^varier beaucoup d’une nuit à ^l’autre [~,~]. ^l~Ic Lennan, A~c Leod et Ireton ont trouvé qu’elle évoluait d’une manière plus régulière ^{au cours} de la nuit ~~].

Il est nécessaire de po~er beaucoup plus longtemps pour faire apparaître ^le spectre continu du ciel nocturne. Lord Rayleigh ^{a observé en} i 922 les raies solaires fi et Il en

posant de 50 à 200 heures avec un petit spectrographe ^{muni d’un} prisme de flint et d’un

objectif ^dont l’ouverture relative atteigJlIÚt (/0,9 [5J. ^{A la} Inême époque, j’ai montré, ^{à l’aide}

d’un spectrographe ^de quartz, la ressemblance très étroite du spectre ^du ciel nocturne et du

spectre solaire, ^{due 4} 800 à 3 100 A environ. La position ^{cle-s raies ou} des groupes de raies

paraissait identique dans les deux spectres juxtaposés ^{sur la même} plaque f-f3]. ^{Tous les}

clichés obtenus de 1922 à 192a d’ont conduit au même résultat; ^une qvinz4ino ^de raies ^ou de _groupes de ^raies solaires ont pu être identifiés ~’~,$].

2. Les bandes de l’azote et les raies brillant*# d’origiiiç inçonn-ue. - En même temps que le spectre ^{continu avec} les raies solaires H et K, ^Lord Rayleigh ^{a trouvé}

-deux raies brillantes d’origine ^{inconnue vers}

LE JOURNAL DE PHYSIQUE ET LE RADIUM.

SÉRIE Y11,

T. IV.

N° 5.

MAI 1933. ’16s

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphysrad:0193300405022100

Elles ont aussi été observées par Slipher, qui ^leur assigne ^les longueurs ^d’onde.

mais elles sont invisibles sur les clichés que j’ai ^{obtenus à} Montpellier ^{et en} Haute Provence de 1922 à 1925.

En 1929, Slipher ^a annoncé très sommairement la découverte d’un groupe ^de raies d’émission dans les régions orangée et rouge du spectre, jusque ^là inexplorées [9]. ^{Il donne,}

pour les plus intenses d’entre elles, ^les longueurs ^d’onde.

et ajoute que ^ces raies paraissent permanentes, mais d’intensité variable et doivent être,

pour la plupart, d’origine atmosphérique.

L’absence, ^{dans le} spectre ^{du ciel} nocturne, des bandes de l’azote qui accompagne ^la raie verte dans le spectre ^{des aurores} polaires, ^a paru dès le début ^un fait remarquable.

Dans le sud de l’Angleterre, ^Lord Rayleigh ^{a recherché vainement} les bandes de l’azote,

tandis qu’il réussissait à les photographier ^{en Ecosse et aux Orcades, où l’on voit souvent}

des arcs auroraux [10]. ^A Montpellier, je n’ai observé qu’une fois la bande 3914 À du groupe négatif, ^{en visant} près de l’horizon Nord, pendant ^{l’été de 1925} [7,8]. ^{Mais il} parais-

sait raisonnable d’attribuer sa présence ^à des éclairs lointains : j’ai ^{montré en effet} que le

spectre des éclairs ne comprenait souvent que les bandes de _l’azote, et que la bande 3 9i~ y était toujours ^la plus ^intense [1i].

Pourtant Sommer obtint en 1928 des résultats qui paraissaient ^en contradiction avec

les précédents [i2]. ^{Sur 48 clichés,} posés chacun huit ou neuf heures, ^à Gôttingen,

18 n’avaient _reçu aucune impression ^{et 30 ne} montraient que la raie verte. Sur l’un des deux autres, ^on voyait ^en plus deux raies d’émission vers 5 i30 et 4 860 Á. Enfin, ^{le dernier} cliché, obtenu dans la nuit du 9 au 10 octobre 1928, ^{avec une} pose de 8 heures, ^montrait

un grand nombre de bandes ou de raies brillantes dans les régions ^{bleue et} violette. Le

spectrographe était alors orienté vers l’ouest, ^{à 15°} de hauteur. Le ciel, ^{très clair durant}

cette nuit, paraissait ^verdâtre jusqu’à ^{20° de l’horizon.}

Sommer a mesuré sur ce cliché les longueurs ^{d’onde de 40 bandes ou} raies, ^entre

5 130 et 3 578 1. Une trentaine d’entre elles appartiennent ^au spectre ^{des aurores et l’on} peut identifier 2z bandes de l’azote. Sommer _{pense que} ses observations sont contraires à l’idée de Lord Rayleigh, pour qui ^l’aurore permanente ^{ou non} polaire et l’aurore polaire proprement ^{dite sont deux} phénomènes physiquement ^distincts [3].

Il convient de remarquer toutefois _{que le} spectre d’émission complexe ^{n’a été vu} que deux fois sur 50 nuits et qu’alors la brillance du ciel nocturne devait être supérieure ^{à sa}

valeur normale. Avec un appareil ^{moins lumineux,} Sommer pose beaucoup ^moins longtemps

que les ^autres observateurs. De 1922 à 1925, il m’aurait été tout à fait impossible ^d’obtenir

un spectre ^du ciel nocturne avec une pose de huit heures. On notera aussi que les observa- tions de Sommer correspondent à peu près ^à l’époque ^{d’un maximum} d’activité solaire

(maximum 1928,5 ^ou 1928,6), tandis que celles de Lord Rayleigh ^{et les miennes se} placent

vers l’époque d’un minimum (minimum 1923,4).

Il. Nouvelles observations.

3. Description ^des spectrographes. - ^{Je me suis} servi de deux spectrographes

que je désignerai par les numéros 1 ^et II.

Le spectrographe ^n° I, ^{construit en} 1926 pour étudier la raie verte [13], comprend

deux prismes ^de flint de 60°. Le collimateur est une lentille achromatique ^{de 310 mm de} foyer; l’objectif ^{est un} simple oculaire de microscope ^{de 20 mm} de diamètre et 24 mm de

foyer Cf/l,2), qui ^{donne des} images acceptables (1).

(1) ^{Dans le cas des} objectifs à très court foyer, ^on peut tolérer des aberrations dont les valeurs angu-

laires sont relativement grandes : la définition est limitée par la diffusion dans la gélatine ^et il suffit que

les aberrations linéaires ne soient pas bien supérieures à cette limite.

Comme la mise au point doit être faite à quelques centièmes de mm près, ^il.est impos-

sible de se servir de châssis métalliques ^{du commerce. La} plaque ^est appuyée par ^{un rets-} sort sur trois pointes ^mousses. Ce sont les extrémité de 3 vis, ^au _{pas de} 0,5 mm, réglables

Fig. 1 -

de l’extérieur du châssis. 0n]commence ^{la mise au point} len Idéplaçant l’objectif, ^{dont la}

monture porte ^un pas de vis ; ^{on l’achève en} agissant ^{sur les vis du chassis. La course de}

celles-ci est suffisante pour permettre ^de placer ^la plaque obliquement, ^{en raison du défaut}

Fig. 2.

_

d’achromatisme de l’objectif. ^Le porte plaque ^{fait corps avec le} spectrographe : ^{on doit}

donc transporter l’appareil ^entier dans la chambre noire pour mettre ^ou retirer la plaque,

ce qui ^{est sans} inconvénient vu son faible encombrement et son poids ^minime.

L’image de la fente étant réduite plus ^{de 12} fois, on ne ^se sert jamais d’une fente fine

Il est donc 4iiutile d’avoir une fente de précision réglable par vis micrométrique. ^On règle

l’écartement des deux lèvres au moyen d’une série de cales de laiton dont l’épaisseui ^croit

de dixième en dixième de millimètre, puis ^on bloque les vis de fixation.

Pour équiper ^le spectrographe ^1~° II, M. Thovert a bien voulu mettre à ma disposition

deux prismes ^de flint de GO° de 110 mm de coté, appartenant ^au laboratoire de Physique ^dé

la Faculté des Sciences de Lyon. ^Le collimateur comprend ^{une lentille} collimatrice de 60 mm d’ouverture et 600 mm de foyer. L’objectif ^{est un «} l{ino-Plasmat» o de Hugo Meyer,

de 60 mm de diamètre utile et 90 mm de foyer (fit, 5.) La chambre photographique ^est portée par ^une plaque d’aluminium percée ^{de 2 fentes} obliques. ^Cette plaque repose ^sur le bâti du spectrographe, percé ^lui-même d’une fente transversale. Deux boulons s’engageant

chacun dans une fente de la plaque, puis ^dans la fente du bâti, permettent d’assujettir ^l’en-

semble dans une position quelconque. ^On peut ^aussi remplacer instantanément la chambre par ^{une autre} de longueur ^focale différente (une chambre de 2i cm de foyer ^{est utilisée}

pour d’autres usages).

Le chassis est analogue à celui du spectrographe ^N° I, ^{mais il est} amovible et suscep- tible d’une rotation. Une monture robuste permet ^de pointer l’appareil ^{à une hauteur} quel-

conque du zénith à l’horizon. Les figures ¹ et 2 donnent une vue d’ensemble des deux instruments.

Entre les raies 5 852 1 du néon et 4 044 ~ de l’argon, ^la longueur ^des spectres ^est 3,49 ^{mm avec le} spectrographe ^{N° 1}

et 7,43 ^{Inll avec le} spectrographe ^{N° II..}

4. Importance ^{de la} largeur de la fente.

Avec ces deux spectrographes, ^la largeur de la fente utilisée pour l’étude du ciel nocturne atteint toujours plusieurs ^dixièmes de millimètres. L’angle correspondant ^au premier minimum de diffraction est alors très

petit par rapport ^à la demi-ouverture angulaire ^{du faisceau} admis par la lentille collima-

trice, de sorte que la perte ^{de lumière} par diffraction paraît tout à fait négligeable [14].

Dans le cas d’un spectre ^continu, l’éclairement de la plaque doit être inversement propor- tionnel à la largeur ^{de la} fente ; il doit être indépendant de celle-ci dans le cas d’un spectre

de raies.

Cependant, lorsqu’on photographie ^un spectre de raies brillantes avec le spectographe

N° II, ^{en donnant} à la fente des largeurs croissantes, ^{on constate :}

1° Que l’image photographique ^d’une fente relativement fine est plus large que l’image géométrique ;

~° Que ^{sa densité croît avec la} largeur ^{de la} fente tant que l’image géométrique

de celle-ci n’a pas atteint ^une largeur critique voisine de t/10 ^{de mm.}

Cette valeur critique ^atteinte, la densité cesse de croître et la largeur ^de l’image

obtenue sur la plaque ^devient pratiquement égale ^{à celle de} I’imag~ géométrique.

MM. Legreneur ^{et Soulillou} ont étudié quantitativement ^ce phénomène ^au Laboratoire de Physique ^{de la Faculté} des Sciences de Lyon [1 ]. Il résulte de leurs mesures que, ^{si la} densité rfiaximum de l’image ^croit effectivement avec la largeur ^{de la} fente, ^{le a noir total »}

demeure à peu près constant. Autrement dit, lorsqu’on ^{resserre la fente} (tout ^{en restant}

dans les limites où la diffraction n’intervient pas) l’image photographique s’étale, ^sans que varie sensiblement la quantité ^totale d’argent réduit. La largeur critique est à peu près ^la

même pour tous les types ^de plaques ^étudiés.

C’est évidemment la densité maxirnum de l’image qui intervient lorsqu’on ^{cherehe à}

mettre en évidence de faibles raies d’émission. Il convient donc d’ouvrir la fente assez

largement pour que ^son image géométrique ^{ait une} largeur peu inférieure à la largeur ^cri- tique. ^{Si elle était,} par exemple, le dixième de celle-ci, ^il faudrait, pour obtenir la même densité maximum, poser 5 ^{à 6 fois} plus longtemps.

Avec une fente large, ^la position ^{des raies ne} peut plns être déterminée avec précision

si la dispersion ^{est très} petite. ^{Il est alors} avantageux d’employer ^{une fente très} large (dont

l’image ^{vaut au} moins deux fois la largeur critique) et de tendre au milieu de célle-ei, ^dans

le sens de la longueur, ^{un fil assez} fin, ^dont l’image monochromatique apparaîtra ^{sur le}

oliché comme une ligne claire très étroite. C’est la disposition qui ^{m’a servi en} 1926 pour

mesurer l’intensité relative de la raie verte et d’une région ^bien définie ^du spectre ^con-

tinu qui ^l’entoure [13]. ^{Sur la} ligne étroite et claire, les mesures de position ^{se font avec la}

même précision que ^sur l’image noire d’une fente fine.

Pour photographier les raies d’émission du ciel nocturne dans les régions orangée ^et

rouge, ^avec le spectrographe ^N° I, j’ai pris ^une fente dont l’image ^{mesurait, sur la} plaque, près de 2 dixièmes de mm de large, ^{et un fil dont} l’image mesurait environ 40 microns.

On pointe ^sans difficulté le milieu ^{de cette} ligne ^{claire à} quelques ^microns près.

5. Observations. - Les observations ont été faites à l’Observatoire de Lyon (Saint- Genis-Laval, latitude Nord 45° 421, ^{altitude 299} m). Quelques ^{clichés ont} été obtenus de

mars à mai 1931, mais c’est à partir du mois de septembre 1931 que les observations ont été poursuivies d’une manière régulière jusqu’au ^{mois de mai I9;I~.}

Je m’étais proposé d’étudier le spectre du ciel nocturne dans la région ^{visible, en}

visant à une hauteur assez faible au-:dessus de l’JuJPÍzon (10 ^à 20°). ^On sait que la raie verte est beaucoup plus ^intense près de l’horizon qu’au zénith, et que la brillance du ciel nocturne croit généralement ^avec la distance zénithale [7,16, 1’~] . ^{La coucha} lumineuse de la haute atmosphère ^{est vue,} près ^de l’horizon, sous une épaisseur plus grande, ^{et c’est là} qu’on ^{a le} plus ^{de chances de} voir des raies ou des bandes d’émission d’origine atmosphé- rique. ^{Ces nouvelles} observations diffèrent donc beaucoup ^{de mes} anciennes recherches à Montpellier, je ^visais généralement à 30° du zénith.

La situation de l’Observatoire, ^{à une} dizaine de kilomètres au sud-ouest de Lyon,

m’interdit de viser vers le nord. A l’est, ^{le ciel} est souvent brumeux au-dessus de la vallée du Rhône. Les poses ont été faites tantôt ^vers l’ouest, ^{tantôt vers le sud.}

L’appareil ^est immobile, ^{la fente} dirigée directement vers le ciel. On sait que les étoiles brillantes qui passent ^{sur le} champ du collimateur n’ont ^aucune influence appré-

ciable [7]. Vers la nouvelle Lune, ^il suffit d’ouvrir le volet du chassis à la fin du crépus-

cule astronomique (Soleil ^{à 18° sous} l’horizon), ^{et de le} refermer avant l’aube. Sauf indi- cation contraire, ^{toutes les} poses ont été faites quand la Lune était couchée.

Les spectres ^de comparaison ^{sont obtenus, sans} déplacer ^la plaque, ^{en éclairant une} partie ^{de la fente avec une} lampe ^{veilleuse au} néon. Pour éviter d’avoir à faire des poses trop courtes, ^{on couvre la fente avec une} porcelaine diffusante, Les lampes utilisées don- nent, ^en plus des raies du néon, celles de l’hélium (surtout ^les lampes fonctionnant ^sous 200 volts), les raies du spectre rouge de l’argon (lampes ^{à 110 volts} surtout), souvent des raies du baryum, ^{et un} grand ^{nombre de raies} plus faibles que je n’ai pas cherché à identifier.

Même avec de longues poses, les spectres ^du ciel nocturne sont toujours sous-exposés (sauf pour la raie verte). Il convient de les développer ^à fond, ^{avec un} révélateur énergique.

Pour les plaques ordinaires et orthochromatiques,j’emploie la formule à grands ^contrastes recommandée _par Baldet, caractérisée par ^une teneur très faible en métol par rapport ^à l’hydroquinone, ^{mais sans} y ajouter de bromure [18]. ^{Pour les} plaques panchromatique.,;

Ilford, ^{Perakis a} montré que le diamidophénol donnait plus de contrastes dans le rouge qne le révélateur de Baldet [19]. J’ai vérifié que ^ses conclusions étaient valables même dfl1lS ^If,

cas de clichés très faibles, ^et j’emploie ^la formule recommandée par Perakis..~vec ^{les 1»ux} révélateurs, ^le développement ^{dure 10} minutes, ^{à une} température comprise ^entre 18 et 2~)()

III. Spectre ^{du oiel nocturne de 3 900 à 5 700 .s.}

6. Observations ^du spectre d émission : ⁱ longues poses ^avec le spectro-

graphe ^{NI II.}

On trouvera la liste des clichés à la fin de cet article (Tableaux ^{Vli et}

VIIt). ^Les premier, ^{faits avec une} fente trop fine, sont extrêmement faibles et ne montrent

que la raie 5 577 À, avec, parfois, ^{un faible} spectre d’apparence ^{continue dans la} région

bleue. Sur l’un d’eux pourtant, deux traces très faibles paraissent correspondre à des raies

ou des bandes brillantes (’~) ^{dont les} longueurs ^d’onde approximatives seraient 5 662 et 5 764 l~. (Cliché ^N° 2). ^{Elles sont} complètement invisibles sur le cliché suivant, posé plus longtemps, ^{et sur} lequel la raie 5 577 est beaucoup plus ^forte (1V’° 3).

Au mois de septembre, j’ai observé pour la première ^{fois un} spectre d’émission beau- coup plus complexe. (Cliché ^N° 5, pose 21 b,42m, image ^{de la fente 150} La raie verte est extrêmement intense et une série de bandes d’érrtission beaucoup plus faibles apparaissent

nettement, superposées ^au spectre ^{continu dans les} régions ^{bleue et violette. Les} figures ^{3 et}

4 de la planche 1 montrent un agrandissement ^{de ce} cliché et le diagramme d’enregistre-

ment au microphotomètre.

Au mois d’octobre, j’ai pu réunir 85 heures de pose par ciel pur. La fente comprenait

deux parties ^de largeurs différentes, pour permettre ^de profiter ^{le cas échéant d’une meil-}

leure définition (image ^{de la fente 105 et 60 La} plaque ^utilisée (Lumière Opta), peu ^sen- sible au jaune vert, ^n’a pas été impressionnée par la raie 5 577 ^~~. Mais, bien que ^re cliché soit plus faible que le précédent, ^on y voit ^encore les mêmes bandes ou raies d’émission.

(N° 6.)

Le même spectre ^{a encore été} photographié dans les mêmes conditions au mois de

novembre, ^{mais sur} plaque orthochromatique (Crumière cliché N° 10). ^{Avec une}

pose de 64 heures, la raie verte est extrêmement intense et les bandes ou raies d’émission sont plus ^fortes que ^sur le cliché de septembre [20].

Leurs longueurs ^{d’onde ont} été déterminées sur ces trois clichés par la méthode ordi- naire et en outre, ^{sur le} premier ^{d’entre eux au} microphotomètre enregistreur (1). ^Le

tableau 1 donne les résultats des mesures.

TABLEAU 1.

Sur les clichés N° 5, ^{6 et} 10, les bandes (ou raies) ^les plus ^{intenses sont :}

- - - , - - - - ..

La raie 5 577 Â est bordée de part ^{et d’autre d’une} ligne claire; ^{on voit au-delà} (J) ^{Le cliché N* 10, le} plus ^{intense, se} prête ^{mal à l’étude au} microphotomètre par suite d’une disposition

peu avantageuse ^du spectre ^de comparaison.

deux zones plus ^denses qui ressemblent à des bandes d’émission de longueurs ^d’onde.

Il est possible que ^ces apparences proviennent uniquement ^d’un silhouetta-e ^{de la}

raie verte très surexposée. L’existence d’une raie ou d’une bande brillante du côté des

grandes longueurs ^{d’onde est} cependant probable. ^{On a} déjà vu, ^en effet, que le cliché IN" 2 montrait une trace d’impression ^à

,

5 662 À

.

Le cliché N° 9 (pose 8h,4711, 2 ^{et 3} novembre), ^{montre une} impression plus ^{nette à}

5 663 Â

Sur ces deux clichés, la raie 5 577 À est assez faible pour que l’effet Eberhard puisse

être mis hors de cause.

7. Observation du spectre d’émission discontinu : poses courtes ^avec le

spectrographe ^{N° I.}

Les observations précédentes ^ne permettent pas de savoir si le

spectre d’émission discontinu était présent pendant toute la durée des longues poses, ^ou s’il s’est montré seulement pendant quelques ^{heures au cours} de chacune d’elle avec une bien

plus grande ^intensité.

Pour chercher à obtenir un renseignement ^{à ce} sujet, j’ai ^{installé au} mois de novembre le petit spectrographe ^{N° 1 à côté du} grand, ^de façon à viser la même région ^{du ciel.} Chaque nuit, ^une plaque différente a été exposée ^{dans le} petit spectrographe ^tant qu’a ^{duré la} longue pose du grand. ^Les clichés ainsi obtenus avec des poses ^courtes (de ^{7 à 11} heures),

les 3, 4, ^{7 et 9} novembre, ^montrent la raie 5577 À très intense et, ^{dans la} région ^bleue- violette, ^{une série de bandes ou de raies} d’émission superposées ^au spectre ^{continu. Les} posi-

tions de ces bandes ont été déterminées sur les trois clichés les plus intenses et sont données dans le tableau II.

.

TABLEAU II.

La comparaison des tableaux 1 et II montre qu’il s’agit effectivement du même spectre.

Mais la dispersion ^est plus ^{faible et} la définition moins bonne avec le petit spectrographe qu’avec ^le grand, ^{de sorte} qu’on distingue moins de bandes et que les ^{mesures sont} plus

incertaines.

Le spectre d’émission était donc présent ^en permanence pendant ^la longue pose du mois

de novembre.

8. Affaiblissetneat du spectres d’émission.

Le spectres d’émission des régions

bleue et violette n’a plus été observé après le mois de novembre 1931. Les clichés obtenus par la suite ^ne montrent plus, ^{dans ces} régions qu’un spectre oontinu. Les temps de pose ont pourtant été doublés et triplés ^{avec le} spectrographe ,N° ^1, tandis que des poses de 56 et 72 heures étaient faites avec le spectrographe ^{N° II} (février-mars 19~~, ^{14 et} 1Õ).

D’autre part, ^{la raie verte est bien} plus ^{faible sur les clichés} posés ^une vingtaine ^d’heures

avec le petit spectrographe ^{au mois de février} (clichés ^{N° 27 et} 28) ^{que sur} le cliché posé

5 heures le 3 novembre. Sur le cliché posé ^{72 heures avec le} grand spectrographe (N° 15),

elle est à peine aussi intense que ^sur le cliché posé 8 heures les 1. or et 2 novembre (N° 9).

Il est fort improbable que cet affaiblissement puisse résulter de variations de transpa-

rence de l’atmosphère ^{ou de} différences dans la sensibilité des plaques. ^Aussi paraît-il ^rai-

sonnable de conclure que les changements ^{observés dans le} spectre du ciel nocturne sont réels : la raie verte s’est affaiblie après ^{le début du mois de novembre et les bandes ou}

raies d’émission de la région ^{4 9 00 - 3 900 Â sont devenues} pratiquement inobservables.

L’observation du spectre d’émission en septembre, octobre et novembre 1931 a coïncidé

avec un maximum très prononcé ^des perturbations magnétiques. ^Il s’agit du maximum sai- sonnier d’automne, qui, ^en 1931, ^{a été} plus marqué que celui de printemps. Cette remarque m’a conduit à relever l’amplitude ^des perturbations ^{de la} déclinaison enregistrée ^{à l’Obser-}

vatoire de Lyon pendant chaque ^nuit de pose : ^{r aucune} corrélation notable n’est apparue entre l’intensité du spectre d’émission et celle des perturbations magnétique

’

IV. Spectre ^du ciel nocturne de 5 3a0~ ~, 6 315 Â.

9. Observation de raies brillantes.

J’ai cherché à plusieurs reprises ^à photo- graphier ^le spectre du ciel nocturne au delà ^{de 5} 800 Â avec le spectrographe ^N° II, soit ^en utilisant des plaques panchromatiques commerciales, soit ^en sensibilisant au trempé ^divers types ^de plaques ^{dans une solution de} pinacyanol (poses ^{24 à 48} heures). Ces tentatives n’ont pas abouti.

Le spectrographe ^N° I, plus lumineux, ^{m’a seul} conduit à des résultats. Un cliché posé

33 heures sur plaque Ilford m’a permis d’observer, outre la raie 5 577 À, ^{une raie bien} plus faible ^{à 5 893 À} (cliché ^N° 25, 10-14 janvier 1932). Les observations ont alors été poursuivies

avec le même spectrographe, mais par la méthode de la fente large et du fil fin. Des poses de 24 à 46 heures ont montré, ^en dehors de la raie 5 577 Â, ^{la raie 5} 893, ^une raie rouge moins intense et une raie verte encore plus faible. Les longueurs ^{d’onde de ces} raies, mesurées sur les différents clichés, ^{sont données} dans le Tableau III.

TABLEAU III.

Raies brillantes observées sur plaques panchromatiques.

La raie 5 89f À paraît plus intense que la raie 5 577 sur le cliché N" 29 et aussi intense,

qu’elle ^sur le cliché N° 30 (1).

La raie rouge, toujours ^moins intense, ^{est visible sur tous les} clichés, ^{sauf le} premier,

(1) ^La plaque panchromatiqne ^{Ilford est} plus ^{sensible vers 5 900} que vers 5 600 n.

Fin. 1. Spectre ^{de l’anrore} polaire photographié Louiseville, province Quéhec,

1> 9X août ~932 (pose ^{1 h 30} m).

Fig. ^2.

Spectre ^{du ciet l nocturne} photographié ^il Lyon, ^avec le même instrument

(specfrographc 1’° l), le 7 novembre 1931 (poste ^{10 h 55} m).

Fig. ^3.

Spectre d’émission du ciel nocturne (poste ^{21 li 42 m),} septembre ^4~3~

(.,pe(,Lrograplie ^1° Il).

-

Diagramme d’enregistirement (ht cliché précèdent ^au ru jt’ropho Lom{’tre.

J.DUFAY.

mais elle est trop faible pour pouvoir être mesurée sur les clichés Nos 30 et 31. La raie 5 316, extrêmement faible, ^{n’a été vue} que ^{sur un} seul cliché.

La présence d’un croissant de Lune au-dessus de l’horizon n’empêchait pas de photo- graphier ^{les raies 5 892 et 6 315 au} début du mois de mars (cliché ^N° 31). ^{Sur le cliché} d’avril, elles semblent beaucoup plus ^faibles [~1 J.

V, Comparaison ^des spectres d’émission du ciel nocturne et de 1 aurore polaire. ^Essais d’identification.

10. Spectre d’émission du ciel nocturne. - J’ai réuni dans les 4 premières ^colonnes

du tableau IV les longueurs d’onde des bandes ou des raies brillantes observées dans le

spectre du ciel nocturne par Slipher, ^lord Rayleigh, ^{Sommer et moi-même.}

Les raies 6 315 et 5 892 observées à Lyon ^sont les deux dernières du groupe découvert par Slipher ^à Flagstaff. ^{La raie 5 316 ne} paraît pas avoir été signalée jusqu’ici, ^{de même}

que ^{la raie ou la bande} qui paraît exister vers 5 662 11.

De 4 860 à 3 914 À, Sommer avait mesuré 19 bandes ou raies; j’en ai observé ~9. Douze sont communes aux deux séries d’observations. Six des bandes de Sommer manquent ^sur

mes clichés, ^sans compter la bande 4 278 À, ^{dont la} présence ^{est douteuse,} peut-être ^{à cause}

du voisinage ^{de la bande 4 269 À. J’ai observée d’autre} part, dans ^{le même} intervalle,

17 bandes ou raies non signalées par Sommer.

Ainsi les spectres photographiés ^à Gottingen ^{et à} Lyon ^ne paraissent pas tout à fait

identiques.

On peut attribuer les bandes 4 708, 4 554, 4 (4 ~78J~), ~ ~,37 ^{et 3 915} A, ^observées à Lyon, ^au groupe négatif ^{de l’azote} (4 708, 4 554, 4 515, ⁴ 278, 4 ~37, 3 ^9f4 v) ; et les bandes

4 576, 4 ²⁷⁰ (1), 3 ^{941 À au} second groupe positif (4 57zi, À 269, 3 ⁹⁴² Â). Les bandes 4 500, 4421, 4 351 et 4 100 Â pourraient encore, à la rigueur, correspondre ^{aux bandes 4} 490, 4 416,

4 356 et 4 094 Á du même groupe. Toutes ^ces bandes sont d’ailleurs faibles sur mes clichés,

tandis que les bandes ^ou raies d’origine inconnue 4 447 et 4 180 A, seules observées par

Slipher ^{et lord} Rayleigh, ^sont parmi ^les plus ^intenses.

Resalerait donc à déterminer l’origine ^{de 17 bandes ou} raies dans les régions

hleue ^et violette, ^et celle des raies (ou bandes) 5 316, 5 662, 5 ^{893 et 6 315 .~.}

11. Comparaison ^{avec le} spectre ^des aurores. - J’ai photographié ^le spectre d’une aurore caractérisée le 28 août 1932 à Louiseville (province ^de Québec). ^Le spectro- graphe ^{N° I était} pointé ^{vers le} nord, ^{à 10° de} hauteur, ^{sur une} région constamment illuminée d’une lueur verdàtre, ^d’où partaient ^des jets atteignant presque le zénith ^et formant parfois

des draperies fugitives. La raie 5 577 était seule visible avec un petit spectroscope ^{à vision} directe. Le cliché obtenu avec uné pose de 1 h 30 Il montre en outre les bandes négatives ^de

l’azote 4 708 (très faible), 4 ^{278 et 3 914 A. Les deux dernières sont} presque aussi intenses que la raie verte (figure 1, planche 1). ^Ce spectre ^est semblable à ceux qu’ont repris Vegard [22J, ^lord Rayleigh [23] ^{et Leiv} Harang [24].

Le spectre d’émission du ciel nocturne, photographié ^{avec le même} instrument, pré-

sente un aspect ~out ^différent (figure 2, planche 1). Les bandes ou raies d’émission qui ^se détachent sur le fond continu sont beaucoup plus nombreuses, ^{mais aucune} d’elles n’atteint

une intensité comparable ^à celle de la raie 5 57î Â, ^{et les} bandes négatives de l’azote sont

parmi ^les plus ^faibles.

La ressemblance paraît plus grande si l’on compare les listes des longueurs ^d’onde

observées dans le spectre ^du ciel nocturne et dans le spectre ^{des aurores} polaires (colonnes 5, 6, ^{7 et} 8 du tableau IV). ^{Parmi les 29 bandes on} raies que j’ai observées de 4 866 à 3 915 À, 19 ont été vues dans le spectre ^{des aurores, dont 17} par Vegard. ^{Dans le même} intervalle,

une seule des longueurs ^d’onde mesurées par Sommer manquait ^{dans le} spectre ^{des aurores.}

(1) ^Dans le spectre ^de l’aurore, Vegard attribue la bande 4 210 À aux bandes de rotation (bronche R)

qui accompagnent ^{la bande} négative ^{4 278 1.}

TABLEAU IV.

Le spectre d’émission du ciel nocturne parait ainsi différer du spectre habituel des

aurores par les caractères suivants :

Dans le spectre ^{des aurores, les bandes} négatives ^de l’azote ont une intensité compa- rable à celle de la raie 5 577 A; les raies d’origine ^{inconnue une intensité} beaucoup plus

faible.

Au contraire, ^{dans le} spectre d’émission du ciel nocturne, ^{aucune bande ou raie}

n’atteint une intensité du même ordre de grandeur que celle de la raie ^verte. Les bandes ou

raies d’origine inconnue sont plus nombreuses, beaucoup ^sont plus intenses que les bandes

négatives ^{de l’azote.}

Ces caractères tendent à maintenir la distinction proposée par lord Rayleigh ^entre

l’aurore non polaire ^{et l’aurore} polaire proprement dite. Mais peut-être y a-t-il continuité entre les deux phénomènes: ^le spectre observé à deux reprises par Sommer à Gô ttingen peut être considéré comme intermédiaire entre le spectre que j’ai ^{observé à} Lyon ^{et celui}

des aurores polaires proprement ^dites.

’

12. Présence possible de raies de l’azote et de l’oxygène. - Vegard ^{a montré}

que la plupart ^{des raies} d’origine inconnue observées dans le spectre ^{des aurores} pouvaient

être rapprochées de raies de l’azote et de l’oxygène [25,22]. Il est intéressant de chercher à voir s’il en est de même pour les raies, plus nombreuses, observées dans le spectre ^{du ciel}

nocturne.

Dans le tableau V figurent, ^en regard des bandes ou raies de l’aurore et du ciel nocturne, ^les bandes de l’azote comprises ^{entre 4 800 et 3 900 À} (colonnes ^{3 et} 4), ^et

certaines raies de l’azote et de l’oxygène. Les raies de ces deux gaz étant trop ^nombreuses

pour être toutes mentionnées ^{dans ce} tableau, j’ai retenu seulement celles qui ^{sont voisines}

des raies du ciel ou de l’aurore et dont l’intensité, évaluée par Neovius, ^{atteint au moins 4}

dans une échelle de 0 à 10 (1), (Kayser, Handbuch der Spektroskopie, ^{t. 5, 1910, p.} 823).

On voit que presque ^toutes les raies du ciel ou de l’aurore coïncident à peu près ^avec

des raies de l’azote ou de l’oxygène. ^La coïncidence est particulièrement remarquable ^avec

les raies de l’azote pour 4 780, 4 615, 4 478, 4 ^{447, 4} 382, 4 180, 4 044, 4 ^{033 et 4 026 Â;}

avec les raies de l’oxygène pour 4 679 et 3 980 À. Mais, ^dans bien des cas, les raies du ciel peuvent aussi bien être rapprochées ^{de celles de l’un ou} l’autre des deux gaz.

Les _mesures, nécessairement grossières, ^ne permettent ^en réalité que de constater des coïncidences approximatives. ^Or, le nombre des raies de l’azote et de l’oxygène ^{est si} grand

que de tels rapprochements doivent nécessairement se produire d’une manière fortuite.

Aussi est-il nécessaire de considérer l’intensité des raies, ^bien qu’elle puisse être différente dans la haute atmosphère ^{et au} laboratoire. Le tableau VI donne, pour différentes inten-

sités, ^le rapport du nombre des coïncidences possibles ^au nombre total de raies de l’azote et de l’oxygène ^{de 4} 900 à 3 900 À.

On remarque que les coïncidences sont beaucoup plus fréquentes pour les raies de

grande intensité. La raie 4 447, ^la plus intense du spectre ^{du ciel} nocturne, déjà ^observée

par Slipher ^{et Lord} Rayleigh, ^{est aussi une} des raies les plus intenses du spectre de l’azote.

Il n’est donc pas impossible que certaines raies brillantes observées dans le spectre ^du

ciel nocturne appartiennent ^{à l’atome} d’azote, d’autres à l’atome d’oxygène.

13. Les raies de grandes longueurs ^d’onde.

L’origine des raies 7 270, ⁶ 870,

6 530, 5 89~, ~ ⁶⁶⁵ (~) et 5 316 À reste à trouver.

La raie 5 316 coïncide bien avec la raie 5 315 de l’oxygène (d’après Plücker et Hittorf, Kayser, Handbuch der Spektroskopie, ^{t. 6,} p. 213).

La raie 6 315, qui paraît ^bien être la raie rouge des aurores, ^ne semble pas pouvoir

être assimilée à la raie 6.300 de l’atome d’oxygène correspondant ^{à la transition} ID2 - sP2 L2ô].

(1) Sauf la raie 4 026 de l’azote dont l’intensité est 3.

TABLEAU V.

TABLBAU VI.

Fréquences des coïncidences

Enfin la raie 5 892 coïncide avec la moyenne des deux raies D. Comme les raies D du sodium interstellaire ont été observées dans certaines étoiles lointaines de la classe B, ^on pourrait être tenté d’expliquer ^la raie 5 892 du ciel nocturne par ^une émission des atomes de sodium répandus ^{dans la} galaxie. Ohman ^a examiné les conditions de l’émission par le calcium interstellaire et conclu à la possibilité d’observer, ^{dans le} spectre ^{du ciel} nocturne, sinon les raies H et 7f, du moins le doublet 7 293 - 7 326 du calcium ionisé [27]. ^{Les don-}

nées théoriques paraissent actuellement insuffisantes _pour qu’il ^soit possible d’étudier de la même manière la possibilité ^de l’émission par ^{les atomes} neutres du sodium interstel- laire.

TABLEAU VII.

Liste des clichés. Grand spectrogral)he

Il faudrait naturellement pouvoir ^{utiliser un} appareil possédant ^un pouvoir ^{de résolu-}

tion beaucoup plus grand pour voir si la raie 5 892 du ciel nocturne ^est simple ^ou double,

ou encore s’il s’agit ^d’une bande étroite. Avec un spectrographe peu dispersif, ^{il est seule-}

ment possible de rechercher si cette raie est émise dans l’atmosphère ^{terrestre ou dans} l’espace galactique. ^{Dans le} premier ^cas, l’intensité de la raie doit croître avec la distance zénithale de la région visée, jusque près de l’horizon. Dans le second _cas, elle doit être maximum au voisinage ^du plan galactique ,et probablement dans la constellation du Sagit- taire, ^vers le centre de la Galaxie.

J’ai essayé ^{de me rendre} compte de l’influence de la distance zénithale, ^en plaçant ^un prisme à réflexion totale sur la moitié supérieure ^de la fente du spectrographe, ^{de manière}

à viser à la fois près ^{du zénith et} près ^de l’horizon. Sur ce cliché 3~), ^les raies sont mal-

heureusement très faibles et le résultat manque de netteté.

On n’a donc actuellement qu’une seule indication sur l’origine de la raie 5 8921 : les variations apparentes ^{de son intensité} témoigneraient ^en faveur d’une origine atmosphé- rique.

VI. CONCLUSIONS

14. Il résulte de mes nouvelles observations que le ciel nocturne près ^{de l’horizon,} peu t montrer d’une manière assez régulière pendant plusieurs ^{mois un} spectre ^{d’émission} complexe, dont l’intensité peut s’affaiblir ensuite au point ^{de le rendre} longtemps ^inobser-

vable. Ceci explique ^{sans doute} pourquoi ^{son existence a} pu échapper presque entièrement

aux recherches antérieures.

Tandis que, de 1922 à 192~ï, ^{en visant} près ^du zénith, je ^n’avais toujours ^observé qu’un spectre solaire, sur mes nouveaux clichés, ^{aucune raie de} Frauenhofer n’est nettement visible. Mais leur absence s’explique probablement par la faiblesse du spectre continu et par le fait _que mes nouvelles observations sont limitées au spectre visible, région beaucoup ^{moins favorable} que l’ultra-violet à la mise ^en évidence de raies de Frauenhofer.

TABLEAU VIII.

Liste des clichés. Petit spectrographe (N° 1).

Le spectre d’émission s’apparente à celui des aurores polaires proprement dites, ^mais

il en diffère par la faiblesse des bandes de l’azote et par la présence ^d’un grand ^{nombre de}

bandes ou de raies d’origine ^{inconnue, faibles ou} absentes dans le spectre ^{de l’aurore. Il est} possible que certaines de ^ces raies soient émises par l’atome d’azote. D’autres pourraient

être attribuées à l’atome d’oxygène.

D’après Vegard, l’intensité des raies d’origine ^inconnue augmente ^avec l’altitude des

aurores, par rapport à l’intensité des bandes de l’azote (1) [22]. ^On peut ^se demander si le

spectre d’émission du ciel nocturne ne pourrait pas correspondre ^{à une} excitation de

l’atmosphère ^{à un niveau} supérieur à celui où se produisent ^les jets ^{et les} draperies ^de

l’aurore polaire. ^Cette hypothèse ^{serait à} rapprocher de la théorie de Dauvillier, qui

attribue le phénomène primordial ^{des aurores à l’arc} permanent ^de Nordenskjold [28].

L’étude spectrale de la lumière du ciel nocturne mérite en tous cas d’être poursuivie.

Mais, pour travailler ^{avec un} rendement satisfaisant, ^{il faudrait} pouvoir disposer ^{d’un assez} grand ^{nombre de} spectrographes ^{très lumineux, pour} pouvoir, ^{avec des} plaques différentes,

étudier à la fois diverses régions spectrales, et, dans chacune d’elles, réaliser des poses très

longues ^ou relativement courtes avec des appareils plus ^{ou moins} dispersifs.

Il faudrait enfin pouvoir ^{installer ces} instruments sous un ciel pur.

(1) ^{En même} temps, ^{il est} vrai, l’intensité de la raie 5 577 Â diminue par rapport à celle des bandes de l’azote. Mais, ^{dans le} spectre ^{du ciel} nocturne, la raie 5 517 a une intensité tellement supérieure à ^celle des autres radiations, qu’on peut la supposer émise suivant ^un mécanisme tout différent.

:Manuscrit reçu le 26 février 1933.

BIBLIOGRAPHIE

[1] V. M. SLIPHER. Astroph. Journ., ⁴⁹ (1919), ^266.

[2] LORD RAYLEIGH. Proc. Royal Soc., A, ¹⁰⁰ (1922), ^367.

[3] LORD RAYLEIGH. Proc. Royal ^{Soc., A, 106} (1924), 117 ; ¹⁰⁹ (1925), ^428.

[4] J. C. Mc LENNAN, J. H. Mc LEOD and H. J. C. IRETON. Trans. Royal ^Soc. Canada, ²² (1928), 397.

[5] LORD RAYLEIGH. Proc. Royal Soc., A, ¹⁰³ (1923), ^45.

[6] J. DUFAY. Comptes Rendus, 176 (1923), ^1290.

[7] J. DUFAY. Bull. ^Obs. Lyon, ¹⁰ (1928), ^{« 1 » à « 188 ».}

[8] J. DUFAY. Journ. Phys., ^Série 6, ¹⁰ (1929), 219.

[9] V. M. SLIPHER. Publ. Astr. Soc. Pacific, 61 (1929), ^263.

[10] LORD RAYLEIGH. Proc. Royal Soc., A, 101 (1922), ^312.

[11] J. ^DUFAY. Comptes Rendus. 182 (1926), ^1331.

[12] L. A. SOMMER. Zeitschrift für Physik, ⁵⁷ (1929), ^582.

[13] J. DUFAY. Comptes Rendus, 185 (1927), ^142.

[14] J. H. MOORE. Lick Obs. Bull., 3 (1904), 42, N° 63.

[15] A. LEGRENEUR et R. SOULILLOU. Bull. Soc. franc. Phys. (1932), ¹⁵⁸ S, ^{N° 330.}

[16] J. DUFAY. Journ. Phys., ^Série 6, 9 (1928), 390.

[17] J. DUFAY. Bull. Obs. Lyon, 11 (1929), ^46.

[18] F. BALDET. Bull. Soc. Astr. Françe, ³⁸ (1924), ^383.

[19] N. PERAKIS. Journ. Phys., ^série 7, 2 (1931), ^341.

[20] J. DUFAY. Comptes Rendus; ¹⁹³ (1931), ^1108.

[21] J. ^DUFAY. Comptes Rendus, ¹⁹⁴ (1932), ^1897.

[22] L. A. VEGARD. Geofysiske Publikajoner, Oslo, 9 (1932), ^{p. 1, N° 2.}

[23] LORD RAYLEIGH. Proc. Royal Soc., A, ¹⁰¹ (1922), ^114.

[24] LEIV HARANG. Terrest. Magnétism., (juin 1932), ^167.

[25] L. A. VEGARD Comptes ^{Rendus, 176} (1923), ^947.

[26] R. FRERICHS. Phys. Review, ³⁶ (1930), ^398.

[27] ^{YNGVE ÖHMAN.} Nature, ¹²⁴ (1929), ^179.

[28] A. DAUVILLIER. Rev. Gén. Elect., 31 (5 mars, 2 et 9 avril 1932).