Recherches sur l'absorption atmosphérique. I

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Recherches sur l’absorption atmosphérique. I

A. Vassy, E. Vassy

To cite this version:

RECHERCHES SUR L’ABSORPTION

_{ATMOSPHÉRIQUE.}

I. Par Mme A. VASSY et M. E. VASSY.

Laboratoire

d’Enseignement

de

_Physique,

Sorbonne.

Sommaire. 2014 On a mesuré, par application correcte de la _{photométrie photographique,} les coefficients d’absorption de _{l’atmosphère depuis} 8 200 _{jusqu’à 2 700 Å. L’article débute par} un _rappel des _précédents travaux et une mise au point rapide de la _question. Ce travail _comporte deux séries de mesures, les unes sur _{l’absorption}

de la basse _atmosphère, faites sur des distances _atteignant 24 km, les autres sur _{l’absorption par la} totalité de l’atmosphère en utilisant des étoiles comme sources. Cette _{première partie} contient la _description des différentes sources utilisées suivant la _{région spectrale} étudiée. Pour les mesures sur _{l’atmosphère} totale, on a

utilisé la méthode _classique de _{Bouguer- Langley. Description} des nouvelles méthodes employées pour la basse

atmosphère et énumération de leurs _{avantages. Étude théorique} et contrôles _{expérimentaux} des méthodes de _gradation.

Introduction : But du travail. - En

comparant

dans le

_spectre

_{d’absorption}

de l’ozone au laboratoire

et dans

_{l’atmosphère}

la déformation des mêmes bandes sous l’influence de la

_{température,}

l’un de nous a montré la

possibilité

d’évaluer la

_température

moyenne de l’ozone

atmosphérique.

Connaissant

jusqu’à

une altitude de 30 km la distribution verticale

de ce _gaz et la

_{température,}

il a été

_possible

d’obtenir

par différence la

température

de l’ozone situé au-dessus de 30 km et de montrer le relèvement de cette

tempé-rature

_(1).

On

_dispose

donc ainsi _pour la haute

atmosphère

d’une

_précieuse

méthode

_{d’investigation.}

Mais comme les effets observés sont relativement faibles et n’ont ~été rendus mesurables _que

_grâce

aux

perfectionnements

apportés

récemment à la

_technique

spectrophotométrique,

il nous a _paru

_nécessaire,

avant

d’aller

_{plus loin,}

de

_reprendre

l’étude

_générale

de

l’absorption atmosphérique

avec la

_précision

dont nous

_disposons

actuellement.

Ce travail était d’autant

_plus

nécessaire que, s’il existe une multitude de travaux sur la

_question,

les résultats sont loin d’être concordants. Ce désaccord tient d’abord à la nature même de notre

_atmosphère

qui,

en dehors des constituants

qu’elle possède

en

quantité

variable

_(ozone,

_vapeur

d’eau,

_{etc.), peut}

aussi être considérée comme un milieu trouble en

raison des

_particules

de toutes sortes

_qui

_s’y

trouvent

en

_suspension

et dont

_{l’absorption}

ne

_peut

être

parfaitement

définie. En second

_lieu,

les écarts

expé-rimentaux

_proviennent

des méthodes

_employées.

Les unes,

qui

utilisent des

_filtres,

sont

_incorrectes,

ainsi

que Cabannes l’a montré

(2).

D’autres ont une

préci-sion convenable dans un intervalle

_spectral

_trop

_petit.

Et dans _presque

_toutes,

les mesures ne

_portent

_que sur

quelques longueurs

d’onde _{insuffisamment}

rappro-chées pour mettre en évidence les bandes

d’absorp-tion,

afin de

_pouvoir

en faire la

_part.

la suite de toute une série de mémoires dont on

trouvera la liste dans

₍₃₎

et

_(4),

on admet

généralement

que, en dehors des

_{régions spectrales}

où les consti-tuants de

_{l’atmosphère}

absorbent

_(et

sur

_lesquelles

d’ailleurs on ne

_possède

_{pas de} données

_numériques

sauf pour l’ozone et _{la vapeur d’eau dans}

l’infra-rouge),

l’absorption

est la somme de

_{l’absorption}

due à la diffusion moléculaire

_{(proportionnelle}

à

_a-4)

et

d’une

_absorption

résiduelle due à la brume et aux

poussières (aérosols),

etc.,

variable suivant les condi-tions et suivant les auteurs. Il faut aussi

_ajouter

_que la validité de la loi de

_Rayleigh

a été mise en doute

_{( ~).}

C’est

_pourquoi

nous avons

_pensé

_apporter

_quelque

lumière sur la

question

tout d’abord en

_simplifiant

le

problème,

c’est-à-dire en nous

_plaçant

dans des conditions où

_{l’atmosphère}

soit la

_plus

_pure

_possible

avec le minimum de brume et de

_{poussières ;}

ensuite

en faisant

_porter

les mesures sur une

_{plus grande}

étendue

_spectrale

et en

_augmentant

considérablement

le nombre de mesures de

_façon

à voir se dessiner les

bandes

_{d’absorption}

et à

_pouvoir

évaluer

numéri-quement

leur

_{intensité ;}

enfin en

_comparant

l’absorp-tion par la totalité de

l’atmosphère

(c’est-à-dire

en

utilisant un astre comme source

_lumineuse)

avec

l’absorption

par la basse

atmosphère

en

_employant

alors une source lumineuse

_placée

à distance

conve-nable. Cette dernière

_comparaison

devait

_permettre

une discrimination facile entre les éléments

absor-bants

_répartis

uniformément dans

_{l’atmosphère}

et

ceux

_qui

ont une

_{répartition particulière,}

tels _par

exemple

l’ozone localisé dans la haute

_atmosphère,

la vapeur d’eau et les aérosols localisés dans la basse

atmosphère.

A cause du

_profil

des bandes

_{d’absorption}

extrê-mement variable avec la

_dispersion,

il était

indis-pensable

pour que les données

numériques

soient

comparables

que les mesures soient faites avec le même

_appareil

_dispersif

et autant _que

_possible

avec

des sources lumineuses

_présentant

des

_{répartitions}

spectrales énergétiques

assez voisines.

Nous avons

_préféré

la

_technique

de la

_photométrie

photographique

à celle de la

_photométrie

photoélec-trique

pour les raisons suivantes :

M Il était nécessaire

_d’opérer

en

_plein

air avec un

matériel facilement

_{transportable}

et dans des

condi-tions très variables de

_température

et

_{d’humidité ;}

20 La

_possibilité

_{d’augmenter}

le

_temps

_{de pose} donne à la méthode

_{photographique}

_beaucoup

de

souplesse ;

-,

76

30 La méthode

_{photographique}

_permet

un

enregis-trement simultané de toutes les radiations et avec une

meilleure définition des

_longueurs

d’onde. I. Méthodes

_{expérimentales.}

Le

_principe

sur

_lequel

_repose ce _{genre de} mesures esz

classique.

On

_dispose

d’une source

_{lumineuse ;}

à une

certaine

_distance,

c’est-à-dire au travers d’une certaine

épaisseur

d’air,

on en

_photographie

le

_spectre

sur une

plaque

étalonnée. Pour une autre

_épaisseur

d’air obtenue

_{après variation,}

soit de la

_position

de la source, soit de celle du

spectrographe,

on

_prend

un

autre

_spectre

et

_grâce

à

_{l’étalonnage,}

on

_peut

déter-miner par

différence,

pour

chaque longueur

d’onde.

l’absorption

pour la différence des

épaisseurs

d’air

traversées.

1.

_{Appareillage.}

-

A)

Sources. - En

ce

_qui

concerne

_{l’absorption}

_par

_{l’atmosphère}

_totale,

la source

lumineuse est un astre.

_Jusqu’ici

on choisissait le

soleil,

mais son

_spectre

contenant une multitude de

raies

_présente

des difficultés au

_point-

de vue de

l’enregistrement

au

_{mierophotomètre. L’expérience}

nous a montré

_{(6 )}

_{que, à} ce

_point

de vue, il était

préférable

de s’adresser à des étoiles

_présentant

un

spectre

continu. De

_{plus, pendant}

la

_nuit,

l’instrument

et

_{l’atmosphère}

semblent à l’abri d’effets

pertur-bateurs

_{(échauffement,}

lumière

_diffusée,

agita-tion,

etc.).

On ne

_dispose

_pas d’étoiles

_présentant

un

spectre

continu

_exempt

de raies

_{d’absorption}

et

d’émission,

mais celles

_qui

en

_présentent

le moins

sont celles du

_type

B

_(étoiles

à

_hélium)

et surtout du

_type

A

_(étoiles

blanches à

_hydrogène).

Nous avons

porté

notre choix sur

_Véga

_(x

et sur Sirius

(ex

Canis

_Majoris,

_{qui présentent}

un autre

_avantage,

Sirius en

particulier,

celui de leur

_grand

éclat

(Sirius :

grandeur,

- 1,58 ;

Véga : grandeur,

0,14).

Les seules raies

_gênantes

sont celles de

_{l’hydrogène qui}

se

présentent

en

_{absorption ;}

elles sont _utilisées

cepen-dant comme

_repères

de

_longueur

d’onde.

Pour

_{l’absorption}

_{par la} basse

_atmosphère,

la néces-sité de travailler

_quelquefois

en

_plein

vent et d’avoir

une émission

_{rigoureusement}

constante nous a fait renoncer à l’arc

_électrique.

Nous avons

_employé

des

lampes

à incandescence

_(*),

d’un

_type

utilisé dans les

studios de

_cinéma,

d’une

_puissance

de 2 kBBT. On les

alimentait sous une tension de 120 V et avec une

intensité voisine de 16 A. Leur intensité lumineuse était de l’ordre de

_grandeur

de 6 000

_bougies

déci-males. Leur

_enveloppe

de verre ne

_permettait

_{pas de}

les utiliser dans l’ultraviolet au delà de 3 000 i. Afin d’avoir un

_repère

de

_longueur

_d’onde,

il était

néces-saire de superposer à leur

_spectre

celui d’un arc à

mercure.

Pour 1"ultraviolet, nuus

_disposions

d’une

_lampe

à !*j Ces _lampes ont pté ronstruitcs à nutre intenti«n _{par la} Nlaisnn Gramont (Lyun 1. grà’’e à l’aimable interventiou de

Dé-jardin.

incandescence à fenêtre de

_quartz

du

_type

Wi

_19~

spécialement

construite par Osram

(Berlin)

pour avoir une

_température

de couleur

élevée,

c’est-à-dire

riche en ultraviolet. Elle était alimentée sous 15 V

et 20 A. Nous

_disposions

enfin d’un tube à

_hydrogène

de

_Chalonge

et

_Lambrey

du

_type

courant constrnit par la S. C. A.

D.,

alimenté

grâce

à un transformateur sous 1 000 V et 100 mA.

Bien que ces

_appareils

soient seuls à fonctionner sur un transformateur de 50 kVA installé sur la haute

tension,

la constance du courant était

_{soigneusement}

contrôlée

_grâce

à deux rhéostats montés

convena-blement dans le circuit.

B)

Le

_{spectrographe.}

-

L’appareil dispersif

est d’un

_type

_{spécialement}

_adapté

à ce _{genre de} mesures :

c’est le

_{spectrographe}

à

_{prisme objectif}

et lentille inclinée de

_Chalonge

et

_{Vassy ;}

comme il a

_déjà

été décrit

_(),nous

_rappellerons

seulement ses

_{propriétés:}

9 ~ Du fait du

_{prisme-objectif,}

il est

_{lumineux ;}

par

exemple,

il

_permet

d’obtenir le

_spectre

de Sirius

avec une durée

_{d’exposition}

de 4 min.

20 L’inclinaison de la lentille a _pour

_avantages,

par suite de

l’astigmatisme

introduit :

a)

De donner des

_spectres

non _pas filiformes comme les

_{prismes objectifs}

_habituels,

mais d’une

hauteur

_{appréciable, qui}

sont _par suite facilement

photométrables.

En effet le

_spot

_explorateur

du

micro-photomètre

pouvant

être une fente et non un

_point,

on

_dispose

de

_plus

de sensibilité et on diminue l’effet

du

_grain.

b)

De concentrer

_l’énergie

vers

l’ultraviolet,

le

réglage

étant _{tel que} la hauteur du

_spectre

va en

diminuant vers les courtes

_longueurs

d’onde. De cette

façon,

en

_compensant

la

_pauvreté

relative en

ultra-violet des

_lampes

à

_{incandescence, l’augmentation}

de

_dispersion

du

_quartz

et

_{l’absorption}

_par

l’atmo-sphère

lorsqu’il s’agit

d’étoiles,

on tend vers un

noircissement

_plus

uniforme d’une extrêmité à l’autre

du

_spectre.

A titre

_{d’indication,}

le

_{spectrographe}

utilisé était

constitué par un

_prisme

de Cornu de 600 et de 6 cm

d’arête,

une lentille de

_quartz

satisfaisant à la

condi-tion des sinus de 60 cm de distance focale et de 68 mm

de diamètre. Le

_{réglage adopté}

était tel _{que le}

_spectre

était net entre 8 300 et 2 700

_À,

la

_dispersion

étant de 150 À par mm vers 5 700 ~ et _{de 22 A par} mm vers

3 100 À. Une lunette lui était

_rigidement

liée car le

réglage

n’est valable que pour un seul

_angle

d’inci-dence. Pour l’étude de

_{l’absorption}

_par

_{l’atmosphère}

totale,

l’ensemble

_pouvait

être

_placé

sur une monture

équatoriale.

2.

_Principe

des méthodes. -

A)

A.trnosphire

totale. - Pour _mesurer

l’absorption

par

l’atmosphère

totale,

on a

_employé

la méthode

_classique

de

la même

_plaque,

on

_{photographie,}

avec le même

appareil

et avec le même

_temps

de pose, le

_spectre

d’une source de référence dont on fait varier l’intensité

dans des

_rapports

connus. La mesure au

micropho-tomètre des densités

_optiques

de ces

_{spectres permet :}

lo De construire pour

chaque longueur

d’onde la courbe

_{caractéristique :}

en

_ordonnées,

les densités

optiques ;

èn

_abscisses,

les

_logarithmes

de l’éclai-rement de la source de

_{référence ;}

20 De

_{déduire, grâce}

à ces

_courbes,

_pour

_chaque

distance zénithale et

_chaque

_longueur

_d’onde,

le

rapport

du

_logarithme

de l’intensité incidente i

de l’étoile à celui de l’intensité

_{10 de}

la source de

référence.

On

_peut

alors _comparer entre elles les intensités i

de la lumière stellaire _{incidente pour les différentes}

distances zénithales. Ces distances zénithales sont

calculées

_d’après

la formule :

cos Z = cos 8 cosx sin a sin À

où :

_8,

est la déclinaison de

_l’étoile,

II,

son

_{angle horaire,}

x,

la latitude du lieu d’observation.

On

_peut

confondre la masse d’air traversée avec sec Z

jusqu’à ,ce

_{que la distance} zénithale

atteigne

75-. Au

_delà,

nous avons

_introduit,

_d’après

les tables

de Link

_(8),

les corrections dues à la réfraction. Si on construit un

_graphique

en

_portant

en abscisses

les masses d’air

_traversées,

en ordonnées les inten-sités

_incidentes,

on

_obtiendra,

en

_première

approxima-tion,

une droite si

_{l’absorption atmosphérique}

n’a pas

subi de variations accidentelles au cours de la nuit. La

pente

de

_{la adroite}

donne alors

_{l’absorption}

_pour la

masse d’air

_1,

c’est-à-dire _pour la totalité de

l’atmos-phère

considérée au zénith.

B)

Basse

_atmosphère.

- Pour _ce

qui

concerne

l’ab-sorption

par la basse

atmosphère,

nous avons été

conduits à mettre au

_point

une méthode

_{particulière.}

a)

L’absorption

dans le domaine visible étant rela-tivement faible et la

_{photométrie photographique}

ne

donnant pas mieux

qu’une

unité de la deuxième

décimale,

il était

_nécessaire,

_pour avoir

_quelque

précision,

de

_disposer

d’une assez

_{grande épaisseur}

d’air

_(supérieure

à une dizaine de

kilomètres).

De

telles distances étaient désirables aussi afin d’avoir

une

_précision

_comparable

avec celle des mesures

relatives à

_{l’atmosphère}

totale _{où la moyenne de la}

masse d’air traversée est de l’ordre de

_5,

c’est-à-dire

équivalente

à une

_quarantaine

de kilomètres. Mais à

grande

distance le flux lumineux

_qui

tombe sur

l’appareil

récepteur

devient faible. On

_pourrait

être tenté de

_{l’augmenter}

en

projetant

à l’aide d’une

lentille ou d’un miroir. Nous avons

_cependant

renoncé à cette idée car :

10

_Si,

en

_théorie,

une source

_{ponctuelle placée}

au

foyer

d’une lentille ou d’un miroir donne un faisceau

parallèle

avec un éclairement constant

_quelle

_que soit la distance, en réalité on doit tenir

_compte

des

aberrations de la lentille et du défaut de

_ponctualité

de la source.

20 On

_peut

craindre un défaut d’orientation ou

de

_réglage

_pouvant

_{introduire de graves} erreurs.

Il était donc

_préférable

de laisser la source telle

quelle

et d’avoir à tenir

_compte

seulement de la loi

de l’inverse carré de la distance.

Fig, l.

Supposons

donc la source en un

_{point S}

et le

spectro-graphe

en A à la

_{distance a ;}

avec le

_{spectrographe}

on obtient un

_spectre

de la source

_présentant

un

noir-cissement convenable avec une certaine durée

d’expo-sition. On

_éloigne

le

_{spectrographe}

en

B,

à une dis-tance b de

_S,

et on obtient un deuxième

_spectre

_qui,

pour

présenter

un noircissement

_convenable,

nécessite un

_temps

de pose notablement

_{plus grand qu’en}

_A,

non seulement à cause de

l’absorption,

mais surtout à

cause de la loi de l’inverse carré de la distance. Pour connaître

_{l’absorption}

_par

_{l’épaisseur}

d’air

_b-a,

il faut _{comparer pour} les différentes

_longueurs

d’onde les

_spectres

obtenus en A et en B. Pour

celà,

on

com-pare chacun d’eux à une source de

_référence,

en

l’espèce

une

_lampe

à ruban de

_{tungstène placée}

au

foyer

d’une lentille dont on

_peut

faire varier le flux

utilisé dans des

_rapports

déterminés en

_plaçant

sur

la lentille des

_diaphragmes

circulaires de diamètres

connus. On fait ainsi deux

_gradations

de la

_plaque,

avec des durées

_{d’exposition qui}

sont

_{respectivement}

celles des

_spectres

obtenus en A et en B.

Si _pour une

_longueur

d’onde

_{donnée, 1}

est l’intensité

de la source, oc le coefficient

_{d’absorption}

de

_l’air,

en A

l’éclairement est :

11 est aussi

_égal

à l’éclairement de la source de

réfé-rence

_E,’

affaibli dans le

_rapport

K déterminé

_d’après

la courbe de

_gradation

_{correspondante :}

De même, par le

spectre

obtenu en

B,

on a :

78

Cette méthode

_présente

en outre les

_avantages

suivants :

10 La distance b est relativement courte _par

_rapport

à la distance utile b - _{a sur}

laquelle

porte

la mesure

de

_{l’absorption.}

_Ainsi,

_par

_exemple,

nous avions dans une série de mesures b =

24,042

km _{et a} =

,~, î0~3 km.

On ne

_peut

diminuer indéfiniment la distance a car on doit tenir

_{compte :}

- De la

ponctualité

de la source vue de

- De la variation de mise

au

_point

de la lentille

du

_{spectrographe ;}

- De l’erreur _sur le

temps

de pose

qui

deviendrait

appréciable

pour des

temps

de pose

trop

courts. On ne

_peut

non

_plus

_augmenter

outre mesure la

distance b car on

_augmente

alors considérablement le

temps

de pose.

20 Un autre

_avantage

réside dans le fait _{que les}

spectres

obtenus à la

_grande

et à la

_petite

distance

présentent

des noircissements

_comparables.

On

_peut

donc les avoir tous les deux dans la

_{partie rectiligne}

de

la courbe de

_gradation

où les mesures sont commodes

et sûres.

_Ensuite,

avec les

_{microphotomètres}

enre-gistreurs

dont nous

_{disposons (Chalonge}

et

_Lambert),

la déviation du

spot

est inversement

_{proportionnelle}

à

l’opacité,

et non _{pas à la}

_{densité ;}

notre méthode

permet

donc d’avoir la même

_précision

_{pour les deux}

mesures.

30 Comme la durée de la

gradation

es!, assez

longue,

en la faisant à l’aide d’une source de

_référence,

on

_peut

placer

cette dernière à une distance

relati-vement courte et se mettre ainsi à l’abri des variations accidentelles de la

_transparence

_{atmosphérique.}

Nous

_préciserons

_plus

loin les conditions dans

lesquelles

cette méthode a été

_employée.

b)

En ce

_qui

concerne

_{l’ultraviolet,}

la faible

inten-sité de la seule source commode dont nous

_disposions,

le tube à

_{l’hydrogène,}

ne nous a _pas

_{permis d’appliquer}

la même

_méthode,

et nous avons dû nous contenter de

faire des mesures en valeur relative.

Pour

_cela,

on

_place

le tube à

_hydrogène

au

_foyer

d’une lentille

_{achromatique,}

_plus

exactement le

milieu

du

_capillaire

du tube à

_hydrogène

est au

_foyer

_{pour les}

raisons

_indiquées

_{par d’autres} auteurs

_(9).

On

_dirige

le faisceau sur le

_{spectrographe}

situé en 1-1

on

_prend

un

_spectre

et on fait la

_gradation.

_Ensuite,

on

_éloigne

le

_{spectrographe}

en

_B,

on oriente de

nouveau le faisceau

_(ce

_réglage

est rendu facile

_gràce

à une lunette avec réticule

_rigidement

liée au

_système

tube-lentille),

et on

_prend

un

_spectre

avec le mème

temps

de pose

qu’en

1-l.

En ~-1, pour une

_longueur

_{d’onde X,} l’éclairement

est

_{E, ;}

en B, _{pour la même}

longueur

d’onde, il sera :

h étant un facteur de réduction ne

_dépendant

_{que de}

la forme

_{géométrique}

du faisceau (il serait

_égal

à 1 dans le cas idéal où la source serait exactement au

foyer

de la lentille et où on aurait un faisceau

rigou-reusement

_parallèle).

La courbe de

_gradation

relative à la

_longueur

d’onde

l,

_permet

_{de déterminer le facteur K pour}

_lequel

on

aurait :

De même, pour une autre

_longueur

on

aurait :

car le facteur h ne

_dépend

_{pas de la}

_longueur

d’onde.

On tire de là :

CCi.o étant connu

_d’après

les mesures en valeu

effectuées _{par la méthode}

_{précédente,}

il est ainsi

possible

d’étendre dans l’ultraviolet la détermination

des coefficients

_{d’absorption}

de l’air.

c)

.Véthode de

_gradation.

- Il

nous reste à examiner

le

_principe

sur

_lequel

_{repose la} méthode de

_gradation

de la

_plaque.

Fig. 2.

La source étant

_placée

au

_{foyer F}

de la lentille de

projection

L,

on a ainsi un

_système

centré constitué

par la lentille L et la lentille de chambre C du

spectro-graphe

dont le

_foyer

est en P sur la

_{plaque photo}

graphique.

On

fait

abstraction du

_prisme,

car, dans le cas où il

_{diaphragmerait}

le

_faisceau,

on

rempla-cerait dans le raisonnement C par la face d’entrée.

Le

_{spectrographe}

étant très loin _{de la source, C’}

conjugué

de ~’ par

rapport

à

_L,

se trouve en F.

1~ Examinons d’abord le cas de la

_lampe

à ruban :

la source est alors dans le

_plan

focal. Seuls _{les rayons}

issus des

_points

intérieurs au cercle C’

atteignent

_P,

et en

_diaphragmant

I~, on fait varier le flux lumineux

arrivant en P dans le

_rapport

de la surface des

dia-phragmes ;

’

20 Dans le cas du tube à

_hydrogène,

la source est

un volume situé autour et le

_procédé

est correc, en toute

_rigueur

_{seulement pour les}

_points

du volume

défini par les deux cônes de révolution

s’appuyant

sur

C et C’. C étant à

_{grande distance,}

C’ est de l’ordre de

grandeur

de

_quelques

dixièmes de

_millimètre,

le

volume utile est très

_petit.

_{Bien que} l’on

_conçoive

aisément que l’intervention des

points

extérieurs à ce

volume soit

_{négligeable,}

il est néanmoins nécessaire de soumettre le

_procédé

de

_gradation

à une

vérifi-cation

_{expérimentale}

dans les conditions mêmes où ont été faites les

_gradations.

C’est ce _que nous verrons en détail par la suite.

dans les conditions

_indiquées

dans

_{l’introduction,}

il était nécessaire de choisir

_{judicieusement}

l’endroit où

nous devions faire ces mesures.

Afin de rencontrer le moins d’aérosol

_possible,

_il

fallait se trouver au-dessus de la vase

_{atmosphérique,}

c’est-à-dire à une altitude

supérieure

à 1 000 m.

Il était nécessaire en outre de

_{disposer d’espaces}

assez vastes où l’on

_puisse

trouver des stations en vue

à des distances

_pouvant

atteindre une

_vingtaine

de

kilomètres,

et,

à cause du

_{spectrographe}

à

_prisme

objectif,

on devait éviter dans ces _espaces la

_présence

de lumières

_parasites

_{telles que les lumières}

_électriques

des

_villages

ou des

_{agglomérations.}

En

_plus

de

_cela,

il fallait aussi un climat _{tel que la} nébulosité soit

_fréquemment

nulle de

_façon

à

_pouvoir

travailler le

_plus

souvent

_possible.

Pour toutes ces

_raisons,

nous sommes allés

_séjourner

à la station

_{météorologique}

de l’Institut

_Scientifique

chérifien à Ifrane

_(*),

Maroc

_(altitude

1 635 m,

33° 30’ 59" lat.

_N.,

5a07’38" W

Greenwich).

Ifrane est situé en effet sur un vaste

_plateau

du

Moyen-Atlas

suffisamment isolé de la Méditerranée par la chaîne du Rif pour être abrité de la

brume,

et

abrité

_également

des

_poussières

sahariennes _{par le} Grand-Atlas

_qui

constitue une barrière assez élevée

(3

500 à 4 000 m

_{d’altitude).}

Nous avons _pu trouver autour de la station d’Ifrane

les distances

_(**)

suivantes entre la source et le

spec-trographe :

a)

Pour

_{l’infrarouge}

et le visible

₍₈

500-3 800

_{À) :}

b)

Pour l’ultraviolet

(4 100-2

700

_{A) :}

c)

Pour

_{l’absorption}

_{par certaines} bandes du

_proche

infrarouge :

Connaissant les altitudes des différents

_points,

ainsi

que la

pression

observée à la station

météorologique,

en utilisant la loi de

_Laplace,

nous avons _pu

déter-miner les

_épaisseurs

d’air entre la source et le

spectro-graphe

réduites aux conditions normales de

tempé-rature et de

_pression

_(0°,

760 mm

(*) Il nous est _agréable de remercier _{M. Henry} Hubert,

inspec-teur _général des _{Colonies, pour avoir attiré} notre attention sur

le _Maroc, et le lieutenant de vaisseau Roux. chef du Service de Météorologie et de _Physique du Globe de l’Institut _scientifique

Chérifien, pour avoir choisi à notre intention, la station

météo-rologique d’Ifrane et nous avoir autorisé _{à y séjourner.}

(**) Nous remercions le colonel Marin, directeur du Service géographique du Maroc, et tout _{particulièrement} le _capitaine

Clos-Arceduc, qui a bien voulu nous effectuer ces déterminations.

Pour la

_région

du

_{proche infrarouge-visible,}

le mode

opératoire

était,

par

exemple,

le suivant : la source

est fixe en

_{S ;}

en

B,

distant de

24,042 km,

on

_prend

un

_spectre

de la source

_auquel

on _superpose

immédia-tement

_après

celui d’un arc au mercure de 800

_~’V,

situé

_également

en S

_(temps

_{de pose :} 3

_min).

On

prend

ainsi trois

_spectres

successifs avec des

_temps

de _{pose de 4S min} ou 1 h :

L’un sur

_plaque

Ilford

_Special

_{Long Range}

où le domaine de noircissement convenable s’étend entre

8 200 et 5 800

_{À ;}

,

L’autre sur Ilford

_Special

_Rapid

où l’on a un

noir-cissement convenable entre 6 200 et

_{4: 100 A ;}

Enfin,

le

_troisième,

sur Ilford Zenith

Supersensi-tive où la densité est convenable au-dessous de 4 800 . Ces trois

_types

de

_plaques

_présentent

des domaines

communs de sensibilité. Ceci

_ménage

des

_recoupements

et

_permet

de s’assurer de la constance de la

transpa-rence de

_{l’atmosphère.}

Ensuite,

à l’aide d’une

_automobile,

on

_transporte

rapidement

le

_{spectrographe}

en

_A,

distant de la source de

_5,7085

km où l’on

_prend

trois

_spectres,

de

façon

identique,

sur de nouvelles

_plaques

avec des

temps

de pose de 1 à 2 min suivant le

_type

de

_plaque.

Les

_gradations

sont faites les nuits suivantes à

l’aide d’une installation fixe où la

_lampe

de référence

est une

_{lampe Philips}

à ruban de

_{tungstène (16 A,}

8

_V),

modifiée

_{préalablement}

_par

_{l’adjonction}

d’un

man-chon _{fermé par} une fenêtre de

_quartz.

Cette

_lampe,

légèrement

sous-voltée,

de

_façon

à conserver sa

cons-tance,

était contrôlée à l’aide d’un

_{ampèremètre}

de

précision

et de deux rhéostats montés l’un sur le

pri-maire,

l’autre sur le secondaire du

_petit

transforma-teur

_qui

alimentait la

_lampe.

La même

_lampe,

associée à un tube à

_hydrogène,

servait _pour la

_gradation

des

_spectres

_stellaires,

_car,

pour déterminer au cours d’une nuit

_{l’absorption}

_par

l’atmosphère

totale,

nous

_prenions

trois séries de

spectres :

L’une sur

_plaque

Ilford

_{Spécial Rapid,}

avec un

noircissement convenable surtout entre

H,

(6

563

₁₎

et

₍₄

₈₆₁₎

avec un

_temps

de _{pose de 20 min pour}

Véga,

de 10 _{min pour}

_{Sirius ;}

L’autre,

toujours

sur Ilford

_{Special llapid,}

mais avec un

_temps

_{de pose moindre}

_{(Véga :}

10

_min,

Sirius : 4

_min),

_{particulièrement}

convenable entre Il ;

et la limite de la série de

_{Balmer ;}

La troisième, sur Ilford Zenith

Supersensitive,

dont

le noircissement était convenable, surtout

_depuis

la fin de la série de Balmer

_jusqu’à

l’extrémité du

_spectre.

Dans ce cas, on

_disposait

aussi d’un surcroit de

recoupements

dont la

_pratique

des choses de

phère

démontre l’utilité.

Afin de déterminer les masses

_d’air,

l’heure était lue sur un chronomètre Winnerl dont on construisait la

courbe de correction

_grâce

aux

_signaux

horaires de la station de Pontoise. La courbe s’est trouvée être une

droite,

le chronomètre retardant uniformément de

80

4. Contrôle

_{expérimental}

de la méthode de

gradation. -

Pour les raisons énumérées

_plus

_haut,

il était nécessaire de soumettre la méthode de

grada-tion à un contrôle

_rigoureux,

dans les conditions

mêmes où elle avait été

_appliquée.

_{Ceci avait pour but}

non seulement de s’assurer de la valeur de la méthode en

_général,

mais surtout de tenir

_compte

de défauts de

_réglage

_{toujours possibles}

dans la mise au

_point

de

la lentille de

_projection,

le

_centrage

des

_diaphragmes,

la

_position

du

_{spectrographe}

dans le

_champ,

etc.

Les deux installations

_(tube

à

_hydrogène

et

_lampe

à

ruban) qui

ont servi à faire les

étalonnages

des clichés concernant la basse

_atmosphère

et de ceux

concer-nant

_{l’atmosphère}

totale étaient

_parfaitement

fixes

(ainsi

que le

spectrographe

dont la

position

à

2,575

km de distance était

_{soigneusement repérée)}

et ont

fonc-tionné

dans les mêmes conditions

_pendant

toute la durée de notre

_{séjour. Aussi,}

c’est dans ces mêmes

conditions que nous avons

_comparé

la méthode de

gradation

par

diaphragmes

circulaires avec deux

autres méthodes :

L’une par

interposition

d’un

_jeu

de

_grilles

de

densi-tés

_{différentes ;}

L’autre,

par

interposition

d’écrans constitués par

un

_dépôt

de

_palladium

obtenu par

_{pulvérisation}

catho-dique

sur une lame de

_quartz.

a)

Une

_partie

du

_problème

a consisté à déterminer

au laboratoire les densités des

grilles

et des écrans

_employés.

Nous avons

_procédé

suivant

deux rnéthodes :

10 Par

_{phototnétrie}

plrotoélec-trique.

La

_figure

_indique

clairement le

montage

utilisé :

~4 est une

_lampe

_Philips

à

ru-ban de

_tungstène,

alimentée sous

6Vet

_{16 A ;}

B un monochromateur double

de Halle-Müller à

_optique

de

quartz ;

-,

C une cellule à vide

_Philips

n~ 3

_512,

à couche de

_{césium ;}

D11a

lentille servant à

_projeter

l’image

du ruban sur la fente

d’entrée du

_{monochromateur;}

E un électromètre de

_Lindemann,

monté sous un

microscope

Zeiss ;

I un

_interrupteur

_{bipolaire ;}

1/1

une résistance de

_{1,~ ,) ;}

7?~

une résistance de 45 co ;

I~ 3,

deux résistances de 250 000 _{~.> ;}

_R:;

une

résistance de 100

_még.ohms.

l’ar une mesure

_auxiliaire,

on a vérifié que les

déviations de

_l’aiguille

de l’électromètre varient linéai-rement avec la différence de

_potentiel.

Par ce

_procédé,

on a d’abord mesuré la densité des

grilles.

Celles-ci ne sont _{pas sélectives et, pour les deux}

longueurs

d’onde 6 5>h et 7

_{000 ~,}

on a trouvée les valeurs suivantes, contenues dans la colonne 2 du tableau 1.

TABLEAU I.

Ensuite,

on a effectué

_plusieurs

séries de mesures sur

les écrans au

_palladium.

Pour obtenir leur densité en

valeur

_absolue,

on a dû

_opérer

en lumière

parallèle,

c’est-à-dire

_placer

l’écran entre deux

_lentilles,

de

façon

à éviter le

_changement

de mise au

_point

résul-tant de l’introduction de la lame à faces

_parallèles,

constituée par les lames de

_quartz.

Dans le domaine de

sensibilité de la

_cellule,

on _{s’est aperçu} de la non

sélectivité de ces écrans et _{pour les} mêmes

_longueurs

d’onde que

plus

haut,

on a obtenu les densités de la

colonne 2 du tableau II.

Fig. 3.

L’emploi

de tels écrans est assez délicat à cause des

phénomènes

de

_{polarisation.}

_Aussi,

avons-nous

_pris

soin

_d’opérer

toutes les fois dans des conditions

iden-tiques.

2~ La deuxième méthode a été celle de la

photo-rriétrie

_{photographique}

et nous avons utilisé la loi de l’inverse carré de la distance.

Pour

_cela,

on

_dispose

sur un banc

_d’optique

une source

_lumineuse,

en

_premier

lieu une

_{lampe Philips}

Argenta

située à l’intérieur d’une boîte munie d’un trou circulaire de 4 mm de

_diamètre,

de

_façon

_à

pou-voir considérer la source comme

_ponctuelle.

_Un

spec-trographe

Hilger

E

_31,

étant convenablement

_dirigé,

on

_gradue

la

_plaque

en

déplaçant

la source sur le banc

d’optique.

Ensuite,

la source étant à une certaine

distance,

on forme son

_image

sur la fente du

spectro-graphe

à l’aide d’une lentille

(il

faut tâtonner

_quelque

peu afin d’obtenir un noircissement

analogue

avec le

Fig. 4.

même

_temps

de _{pose que} dans le cas où on ne

pro-jette pas).

On

_prend

alors une autre série de

_spectres

en

_plaçant

les

_grilles

sur la

_lentille,

et les densités

obte-nues

_après

_plusieurs

séries de mesures faites dans des

conditions différentes de

_temps

de _pose et de

distances,

sont contenues dans la colonne 3 du tableau 1.

Nous avons

_répété

les mêmes mesurn: en

_remplaçant

la

_{lampe Argenta}

_par un tube

à

hydrogène.

Le

pro-blème a été

_quelque

_peu

_compliqué

_{par le fait que la}

source est un tube

_capillaire

vau en bout. Nous nous sommes assurés encore une fois de la non sélectivité

des

_grilles

et les résultats sont contenus dans la

colonne 4 du tableau I.

On voit que l’écart maximum rencontré est de

_0,015,

ce

_qui

est de l’ordre de

_grandeur

de la

_précision

des

mesures. Un seul écart accidentel est à

_{enregistrer ;}

c’est celui concernant la

_grille

n° 5. Cette

_grille

est

constituée _{par la}

_{superposition}

de deux

_grillages

et leb

mesures

_{photographiques}

_ayant

été faites avant le voyage au

Maroc,

les mesures

_{photoélectriques}

_après,

il faut conclure

_{qu’un décalage}

des deux

_grillages

a dû

se

_produire

entre

_temps.

Ceci est d’ailleurs sans

impor-tance,

la

_grille

5 n’étant

_pratiquement

_{pas intervenue} dans les mesures.

Nous avons

_appliqué

la même _{méthode pour} les

mesures de la densité des écrans au

_palladium,

en

opérant

bien entendu en lumière

_parallèle.

Dans la

région

visible du

_spectre,

les résultats sont contenus

dans la colonne 3 du tableau II. Pour la

_région

ultra-violette,

ces écrans manifestent une sélectivité assez

prononcée

et les courbes

_{représentant}

leur densité en

fonction de la

_longueur

d’onde sont contenues dans la

_figure

4.

b)

La seconde

_partie

du travail est celle

_qui

a

con-sisté à

_déterminer,

dans les conditions mêmes où ont

été

_faites

les

_gradations

des

_spectres

_{atmosphériques,}

les densités des

_diaphragmes

circulaires

_employés,

et à confronter les valeurs trouvées avec celles résultant

de la mesure de leur diamètre. Les diamètres des

dia-phragmes

utilisés étaient

_compris

entre 32 mm et

2,35

mm.

En ce

_qui

concerne la

_lampe

à

_ruban,

nous avons

constaté un accord excellent

(écart

maximum :

_0,015)

pour les

diaphragmes

ayant

un diamètre inférieur

à

_22,5

mm. Pour le tube à

_hydrogène,

l’accord est excellent seulement au-dessous de

_18,9

mm.

Il a été

possible,

_pour les deux ou trois

_diaphragmes

utilisés

_ayant

un diamètre

supérieur

de déterminer la

correction à

_apporter

et de rectifier

_quelque

_{peu les}

courbes de

_gradation.

Il est à _remarquer,

_toutefois,

que la

région

intéressée était en dehors de celle où

portaient

les mesures et on

_peut

donc considérer les

résultats

_qui

vont suivre comme

_parfaitement

assurés.

àlanuscrit reçu le 28 novembre 1938.

BIBLIOGRAPHIE

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(1) D. CHALONGE et E. VASSY. _{Revue d’Optique, 1934, 13,} p.113.

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