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Mesures spectrales de la proportion de lumière polarisée
dans la couronne solaire (éclipse totale du 31 aout 1932)
Jean Dufay, Henri Grouiller
To cite this version:
LE
JOURNAL
DE
PHYSIQUE
ET
LE RAD] (JlB1
MESURES SPECTRALES DE LA PROPORTION DE
LUMIÈRE POLARISÉE
DANS LA COURONNE SOLAIRE(ÉCLIPSE
TOTALE DU 31 AOUT1932)
Par JEAN DUFAY et HENRI GROUILLER.
(Observatoire
deLyon.)
Sommaire. 2014 Après avoir rappelé les résultats très discordants des mesures visuelles et
photogra-phiques de la proportion de lumière polarisée dans la couronne solaire, faites jusqu’ici en lumière totale,
les auteurs décrivent la méthode spectrale dont ils se sont servi pendant l’éclipse du 31 août 1932, à Louiseville (Canada). Elle repose sur l’étude photométrique des spectres cannelés obtenus en plaçant, près
de la fente du spectrographe, une lame de quartz parallèle et, devant l’objectif de chambre, un prisme biréfringent.
Les clichés ont été enregistrés au microphotomètre de J. F Thovert. On a tenu compte de la légère diminution du contraste des cannelures résultant de la largeur finie de la fente du spectrographe et de la fente d’analyse du microphotomètre.
Dans toute la région spectrale étudiée, qui s’étend de 3 900 à 5 700 Å, la proportion de lumière polarisée est pratiquement indépendante de la longueur d’onde. Voisine de 0,14 à 2’ du bord solaire, elle
augmente d’abord rapidement, pour atteindre 0,26 à 8’ ou 10’ du bord, puis elle décroît plus lentement et, à 25’ du bord, est redevenue à peu près la même qu’à 2’.
La lumière diffusée par l’atmosphère, qui s’ajoute à celle de la couronne, est loin d’être négligeable dans les régions les plus éloignées du soleil et y rend les mesures plus incertaines. On a cherché à corriger les observations à l’aide des mesures photométriques de MM. de la Baume-Pluvinel et Barbier faites pen-dant la même éclipse, en supposant négligeable la polarisation de la lumière diffusée par l’atmosphère au voisinage de la lune. Le maximum de la proportion de lumière polarisée passe ainsi de 0,26 à 0,31
(à 15’ du bord) et sa diminution pour les grandes distances au bord est atténuée.
Le fait que la proportion de lumière polarisée est indépendante de la longueur d’onde joint au fait que la courbe d’énergie du spectre continu de la couronne paraît identique à celle du Soleil, tend à prouver que toute la lumière du spectre continu provient d’une diffusion neutre de la lumière solaire (électrons
libres). Toutefois, la proportion de lumière polarisée est bien plus faible que celle prévue par la théorie
électronique de Minnaërt. Les mesures visuelles de J. J. Johnson faites pendant l’éclipse de 1934 confirment cette conclusion (P = 0,28 à 8’,5 du bord). La proportion de lumière polarisée trouvée au
voisinage du bord solaire coïncide avec celle que Lyot a mesurée dans le spectre continu des protubérances.
SÉRIE VII. - TOME VII. N°
12.
DÉCEMBRE1936.
1. Mesures antérieures. - On sait
depuis
long-temps
que la lumière de la couronne solaire estpartiel-lement
polarisée
et que leplan
depolarisation
est,
enchaque point,
radial(*).
Si les observationsqualitatives
faitespendant
leséclipses
totales sont trèsnombreuses,
les mesures de laproportion
de lumièrepolarisée
sontbeaucoup plus
rares. Nous donnons dans le tableau 1 la liste de celles que nous avons pu rassembler. d est la distance au bordsolaire,
en minutesd’arc,
où lapro-portion
de lumièrepolarisée
P a été mesurée.Lorsque
(*) Au moins en première approximation. Nou,3 laisserons de côté ici la question des faibles déviations du plan de polarisa-tion qui paraissent avoir été observées en certains points de la couronne (1).
les mesures ont
porté
sur diversesdistances,
nousdonnons celle où l’on a trouvé la
plus
grande
valeur deP;
d,
figure
entreparenthèses quand
l’auteur s’est borné à faire une seule mesure à une distance arbitrai-rement choisie.On voit que les nombres obtenus diffèrent
énormé-ment. Les mesures
visuelles,
bienconcordantes,
deWright
et deDorsey
ont été faites avec desinstru-ments semblables. On
compensait
lapolarisation
de la couronne avec desglaces
inclinées ;
unpolariscope
chromatique
(double plaque
de sélénite ou dequartz
suivie d’unnicol) indiquait,
pardisparition
descou-leurs,
àquel
moment lacompensation
était obtenue.D’après
ces mesures, lapolarisation
est relativement482
TABLEAU I.
faible
(P
0,12). -.B
15’ dubord,
Wriglit
a trouvé P =0,07 ;
à25’,
lapolarisation,
encoresensible,
étaittrop
faible pourpouvoir
être mesurée.Mais les mesures faites au
photopolarimètre
de Cornu par Landerer et par Meslin s’accordent aussibien entre elles et donneot une
proportion
de lumièrepolarisée beaucoup
plas grande
(P - 0,50).
Le désac-cord avec les mesuresprécédentes
est t d’autantplus
flagrant
queDorsey
et Landerer ont observé la mêmeéclipse (28
mai1900).
Fig. 1
-Young
a étudiéaprès
coup les clichés obtenus par les missions de l’Observatoire Lick en1900,
1905 et~~08,
avec des
objectifs précédés
soit deprismes
à doubleimage,
soitd’analyseurs
à miroirs. Ces clichés n’étaientpas étalonnés. Pour essayer d’en tirer des résultats
quantitatifs,
Young
s’est servi des mesuresphotomé
triques
faitespendant
leséclipses
de 1905 et 1908 surdes clichés
qui,
eux,portaient
les poses degradua-tion nécessaires au tracé des courbes de noircissement. Il se
donne,
en somme, la loi de variation de la bril-lance en fonction de la distance au bord. Enprenant
la moyenne des mesures faites sur 9clichés,
obtenus au cours des troiséclipses, Young
obtient la courbereprésentée figure
~(a).
P y croît de0,18
à0,37
lorsque
daugmente
de l’ à 4’, Puis la courberepré-sente une sorte de
palier,
indiquant
peut-être
une lente décroissance de Pjiisqu*à d
=9’,
distance àlaquelle
s’arrêtent les mesures.Mais,
si l’on considère les résul-tats dechaque
cliché(fig.
1,
b,
c,d),
on constate quel’allure des courbes diffère
beaucoup
cl’un cliché àl’autre,
plus
encore d’uneéclipse
à l’autre. Dans le tableauI,
nous avons donné les valeurs maxima deP,
pour
chaque
éclipse, d’après
l’ensemble des mesures.D’après
Young,
laproportion
de lumièrepolarisée
varie peu avec
l’angle
deposition.
En réduisant d’une manièreanalogue
(au moyen desisotopes
deBergs-trand)
les clichés non étalonnés obtenus par Blazko en1914,
avec desanalyseurs
à miroirs, Fessenkoff vient depublier
des résultats tout différents. Lapolarisation
est
beaucoup plus
marquée
près
del’équateur
solaire queprès
despôles.
Dans lepremier
cas, elle croît à peuprès
de0,4
à0,6
de ’ à 1 2’ environ dubord,
puis
décroît,
tout en restant encore de l’ordre de0,4
à unedistance de un diamètre solaire du bord. Dans le second
cas, le maximum ne
dépasse
pas0,3 et,
dès 16’ dubord,
P devient inférieur à0,1.
2.
Importance théorique
de la connaissancede la
proportion
de lumièrepolarisée
pour lesdiverses radiations. - On voit combien sont encore
rudimentaires nos connaissances relatives à la
polari-sation de la couronne. Pendant la courte durée d’une
éclipse
totale,
les méthodes visuelles nepermettent
de faire quequelques pointée
sur un trèspetit
nombre derégions
de la couronne. Les mesuresphotographiques
doivent au contrairepermettre
d’étudier les variations-
peut
être différentes cl’uneéclipse
à l’autre - de laproportion
de lumièrepolarisée
en fonction de la483
jusqu’à
présent
àpartir
de clichésqui
neportaient
pasd’étalonnage
photométrique.
La connaissance
précise
de lapolarisation
est pour-tantindispensable
à l’étude de la constitution de lacouronne. La
polarisation
radialeindique
que lespectre
continu doitprovenir
engrande
partie,
sinon entotalité,
d’une diffusion de la lumière solaire par depetites particules.
Mais la couronne n’est pas bleue : sa courbed’énergie
diffère certainement peu de celle du Soleil(Ludendorff,
Grotrian et vonPahlen).
Il s’agi-rait donc d’une diffusion neutre et non d’une diffusion suivant la loi en )B-’4-. Aussi s’accorde-t-ongénérale-ment à penser que la lumière solaire
y est
diffusée non par les molécules ou les atomes d’un gaz, mais par desélectrons libres. N’étant soulnis à aucune force de
rappel,
ceux-ci doivent en effet diffuserégalement
toutes les
radiations.,
et cela avec unegrande
intensité. Enappliquant
la théorieélectromagnétique classique
â la diffusion par des électronslibres,
on trouvefacile-ment que l’intensité lumineuse diffusée par l’unité de
volume dans une direction faisant
l’angle y
avec la direction depropagation
de la lumière incidente,supposée
naturelle,comprend
les deuxvibrations
d"intensité
inégale
?
i cos2 y dans le
plan
dediffusion,
(1)
c ’
1
== -2 2 !.
normale auplan
de diffusion.(2)
nombre des électrons dansl’unité
devolume,
e ~
charge
del’électron,
m = masse de
l’électron,
e = vitesse de la lumière.
Ces formules montrent
qu’à
égalité
denombre,
les électrons libres diffusent 740 foisplus
de lumière que les moléculesd’hydrogène,
pour X ;:::::,: 5 500Á. Le fait deconsidérer la couronne comme un gaz d’électrons libres n’exclut donc pas la
présence
possible
d’ungrand
nombre d’atomes ou de molécules ; pour peuque
laproportion
departicules
ioniséesatteigne quelques
centièmes,
toute la lumière diffuséeproviendra
prati-quement
des électrons libres.La
polarisation
de la lumière est exactement la mêmequ’il
s’agisse
d’électrons
ou de molécules. Dans lesdeux cas, le facteur de
dépolarisation
est p == cos2 ~,.Il serait inutile d’insister snr cette
propriété
évidente si une erreurd’interprétation
contenue dans le mémoired’Young
n’avait étéreproduite
dansplusieurs
bonsouvrages.
Considérant
les résultats des inesures visuelles deWright
et deDorsey
d’une
part,
ceux des mesuresphotographiques
d’Young
d’autre
part,
on a constaté que lesproportions
de lumièrepolarisée
étaient à peuprès
dans lerapport
inverse des qua-trièlnespuissances
deslongueurs
d’onde,
et l’on a. cru avoir là une vérification de la loi enLa diffusion de la lumière par les électrons de la
couronne a fait
l’objet
d’un travailapprofondi
deMil-naërt
(~).
Développant
une Inéthode cle calcul deSchuster
(’),
Minnaërt a calculé la brillance et lapro-portion
de lumièrepolarisée
à diverses distances du bord solaire ensupposant
que la densité des électrons y variait en raison inverse d’unepui,,,saitce 14
de ladistance au centre du Soleil
(r2
=2,
4, 6,
8),
loisug-gérée
par l’étudephotométrique
de la couronne. Laproportion
de lumièrepolarisée
est, à toutedistance,
presqueindépendante
de lalongueur
d’onde
et leserait
rigoureusement
si l’on ne tenait pascompte
de la déformation de la courbe(]’énergie
entre le centre etle bord du Soleil.
Connaissant seulement les mesures visuelles de
Wright
et deDorsey,
les mesuresphotographiques
d’Young,
Minnaërt estobligé
de constater quela
pro-portion
de lumièrepolarisée parait
plue grande
pour les radiations bleues et violettes que pour lesradia-tions
jaunes.
Ilenvisage
donc,
pour le cas où les anciennes mesures seraientconfirmées,
une nouvellehypothèse
surl’origine
duspectre
continu de lacou-ronne. Une
partie
de celui-ciproviendrait
de la diffu-sion de la lumière solaire par des molécules ou desatomes;
elle vérifierait la loi en ),,-4 eL seraitpartielle-ment
polarisée (de
la même manière pour toutes leslongueurs
d’onde).
Une autrepartie proviendrait
d’unrayonnement
propre de la couronne et seraitdépourvue
depolarisation.
La lumière diffuséeayant
uneimpor-tante relative
plus grande
pour les courteslongueurs
d’onde,
oncomprendrait
ainsi que laproportion
delumière
polarisée
augmente
dujaune
au violet.Mais,
pour
expliquer
les résultats des mesuresspectrophoto-métriques,
il faudrait que, parchance,
lasuperposi-tion de la lumière bleue diffusée et de la lumière
geâtrc
rayonnée
par la couronnepuisse reproduire
avec assez d’exactitude la lumièrehlanchlJ
du Soleil.L’auteur ne cache pas sa
répugnance
pour cette nou-velle théorie et il conclutjustement
qu’il
faut avant toutreprendre
les mesures de laproportion
de lumièrepolarisée
pour diversesrégions spectmtes,
Cette étudeétait
recommandée,
pour leséclipses
àvenin,
dans lerapport
de la commission 1~ de l’Unionastronomique
internationale
(10)
-En
réalité,
si l’onavait,
à cemoment,
pris
en consi-dération les mesures visuelles de Laiiterrx et deMeslin,
on aurait vu que la variationsupplée
de laproportion
de lumièrepolarisée
avec laîcngneu
1> d’ondereposait
sur des bases bienfragiles.
En tenantseule-ment
compte
des mesures faite8 auphotopolarimètre
de Cornu et des mesures
photographiques d’Young,
onaurait pu tout aussi bien conclure à une
variation
en sens inverse.De toute manière la
question
devait être tranchée.3. Méthode de mesure :
emploi
desspectres
Nous nous sommes
proposés
de mesurerla
proportion
de lumièrepolarisée
endifférents
points,
le
long
d’un diamètre de la couronne, pour ungrand
484
spectres
cannelés obtenus enplaçant, près
de la fente duspectrographe,
une lame dequartz
tailléeparallèle-ment à l’axe
et,
devantl’objectif
dechambre,
unana-lyseur biréfringent.
La lumière
incidente,
parallèlement polarisée,
est assimilée à deux vibrationsrectangulaires
incohé-rentes d’intensités i et La fente du
spectro-graphe,
placée
suivant un diamètre de la couronne, estparallèle
à i. Lebiréfringent
est orienté de manière quel’une des deux
images
contienne les vibrationsparal-lèles à
i,
l’autre les vibrationsparallèles
à I. Enfin ondispose
les axes de la lame dequartz
à 45o de i et de I. On obtient ainsi deuxspectres
canneléscomplémen-taires : aux cannelures claires de l’un
correspondent
les cannelures sombres de l’autre. Dans l’un
d’eux,
larépartition
des intensités est donnée par : -.et dans l’autre par
si l’on
désigne
par ? la différence dephase
introduite par la lame cristalline
d’épaisseur
e etd’in-dices
principaux nx
et n)’.Dans chacun des deux
spectres
l’intensité varie doncentre la valeur minimum i et la valeur maximum
I,
dont lerapport
donne ladépolarisation p
=ill de
la lumière incidente. Si les cannelures sont assezserrées,
on pourra tracer sans difficulté les courbesfigurant,
en fonction de lalongueur
d’onde,
leslogarithmes
des intensités maxima(I)
et minima(i).
La différence des ordonnées relatives à une mêmelongueur
d’onde don-nera directementlog p.
Cette méthode
paraît beaucoup plus
avantageuse
que l’étude des deuxspectres
non cannelésqu’on
obtien-drait sansinterposition
de la lame cristalline. Dans ce cas, eneffet,
il faudrait compenser lapolarisation
pro-duite par lesprismes clispersifs,
tenircompte
de ladis-symétrie
dubiréfringent (qui,
en lumièrenaturelle,
ne donne pas deuximages
également éclairées)
et enfin comparer deux à deux despoints rigoureusement
homo-logues
dans les deuximages.
Toutes ces difficultés sont évitéeslorsqu’on
envisage
lesspectres
cannelés. L’étude duspectre
ordinaire et celle duspectre
extraordinairesont alors
complètement
indépendantes.
L’une d’ellespourrait
suffire ;
toutes deux se contrôlentmutuelle-ment.
L’orientation de la lame cristalline et celle du
biré-fringent
n’ontpas
besoin d’être réalisées avecune grande
précision.
Nousadmettons,
pour l’orientation de la lamecristalline,
une erreurpossible
de l’ordre de 2o etpour
celle, plus facile,
dubiréfringent,
une erreur de l’ordre de 1°. Nous allons voir que cetteprécision
estlargement
suffisante.’
Envisageons
en effet pour un instant le cas leplus
général
où les vibrations i et I sont orientées d’unemanière
quelconque
parrapport
aux axes O,x etOy
dela lame et par
rapport
à la vibration V transmise parl’analyseur
(dont il
suffit de considérerune seuleimage)
(fig.
~’). Désignons par aet à
lesangles
V.Fi g. 2.
La
répartition
des intensités dans lespectre
devient : «.Posons :
1/ et e sont les erreurs d’orientation
supposées petites.
On trouve facilement que l’erreur - nécessairement
par excès - commise svr
p en
prenant
lerapport
des intensités minima et maxima descannelures,
apour valeur :
Elle devient minimum pour
On
peut,
d’après
cequi
précède,
prendre
-~ =~ 2° et£=-’~+1°.
Dans le cas le
plus
défavorable où E _- 3~/‘~,
ontrouve pour et pour
quantités
tout à faitnégligeables.
4.
Appareil. -
Lemontage
réalisé estreprésenté
schématiquement
figure
3.L’objectif achromatique 0
projette
uneimage
de la couronne sur la fente F. Lespectrographe
à deuxprismes
de flint a été construitpour l’étude
de la lumière du ciel nocturne(H).
Soncolli-mateur a 600 mm de focale et 60 mm
d’ouverture;
les faces desprismes
mesurent 110 mm. Lachambre
photo-graphique
de 90 mm de focale utilisée dans le cas du485
par une chambre munie d’un
objectif
àportrait
de 24 U mm defocale,
dont lerapport
d’ouverture estenvi-ron
Fj3,5.
Fig. 3. ,
--Les
spectres
mesurent21,8
mm entre les raies D(5 876)
et(3
889),
cequi
représente
unedispersion
moyenne de 45 Â au mm.L’échelle des clichés est
petite :
un millimètre de hauteur sur lesspectres
correspond
à unangle
de etl’image
dudisque
lunaire n’a que2,2
mm. En revanche lechamp
est assezgrand.
Onpeut
utiliserune fente de 15 mm delongueur
sans que les faisceaux extrêmes soientdiaphragmés
de sorte que lechamp
depleine
lumière atteint 76’. Depart
et d’autre dudisque
lunaire,
centré sur lafente,
la décroissance de la bril-lance de la couronne sera donc fidèlementreprésentée
jusqu’à
22’ du bord. Elle sera altérée audelà,
sans que d’ailleurs le contraste des cannelures soit modifié.L’analyseurà
doubleimage
B est unprisme
despath
achromatisé,
donnant uneséparation angulaire
de l’ordre de 4". L’achromatisme n’étant réalisé que pourle faisceau
ordinaire,
le faisceau extraordinaire estlégèrement
dispersé.
Mais cettedispersion
agit
à 90° de celle desprismes
de flint et il en résulte seulement que les deuxspectres
ne sont pas tout à faitparallèles :
dans lespectre extraordinaire,
ladispersion
n’est pasexactement
perpendiculaire aux
raies. La mise aupoint
faite pour le
premier
spectre
est encoreacceptable
pourle second.
La lame de
quartz Q
estplacée
derrière la fente. Sonépaisseur,
mesurée avec unsphéromètre
deprécision,
est e = 3 017 3 microns. Entre 5 800 et 3 830a,
lespectre
ordinaireprésente
29 cannelures brillantes dont les numéros d’ordre K-- e(nx
-ny)/À
sont déterminésfacilement,
connaïssant e et nx -nY,
après avoir
mesuréapproximativement
leslongueurs
d’onde. A titre devérification,
on calcule inversement e àpartir
de A. nx -ny et I( et l’on
trouve,
dans toute l’étendue duspectre,
des nombres différant àpeine
dequelques
mi-crons, dont la valeur moyenne est 3 016 ~!- 1 microns. 5
Etalonnage
des clichés. Etude des absor-bants. - Les clichés sont étalonnés enplaçant
sur lafente uniformément éclairée par le ciel un échelon absorbant
comprenant4bandes
de densitésdifférentes,
de chacune
3,5
mm de hauteur et au besoin 2 ou’
3
surcharges
de densités uniformes.Ces absorbants sont
préparés
avec desfragments
deplaques photographiques
convenablementimpression-nées. Ils
peuvent
ne pas êtrerigoureusement
neutres etdiffusent certainement une
partie
de la lumière inci-dente. Il convient donc de mesurer leursdensités,
pourchaque longueur d’onde,
dans les conditionsd’emploi.
Au lieu de les étalonner parphotographie
sur lespectrographe
lui-même(parexemple
endiaphragmant
lesprismes),
nous avonspréféré
éviter toute mesure dephotométrie
photographique
en les étudiant succes-sivement :a)
aupoint
de vue de la transmissionspec-trale ;
b)
aupoint
de vue de la diffusion.Fig. 4.
a) La
transmissionspectrale
des écrans a été mesurée de 380 à. 700 à l’aide d’un monochromateur enquartz
et d’une cellulephotoélectrique (caesium
surargent
oxydé,
puis potassium
surargent oxydé).
Ces mesures ont été faites au laboratoire dephysique
de la Faculté des Sciences deLyon,
parSchwégler.
Les résultats sontreprésentés
graphiquement
figure
4,
où l’on aporté
enordonnées,
non les densitéselles-mêmes,
mais les différences de densitéqui
intervien-dront seules dans le tracé des courbes de noircissement: densités des différentes marches de l’échelon diminuées de la densité de la bande laplus
transparente
(région
nonimpressionnée
de laplaque),
différence de densités dessurcharges.
Ou voit
que de
!00 ài 0 0 oz u.,
cesd,i f f ére?2ces
de densité sont CONstantes à0, ()
1prèe (*).
b)
La neutralité des écrans étant ainsiétablie,
reste à étudier les variations de leur facteur de transmissionapparente
en fonction àl’angle
solide w danslequel
estcontenu le faisceau
qui
les éclaire(**).
Nous avons fait ces mesures visuellement avec lephotomètre
stellaire àplages
construit par l’un de nous(13).
Sur lesgra-phiques représentant
les variations du facteur detrans-(* Dans le cas de3 densités elles-mêmes, les courbes paraissent
se relever très légèrement vers îOO m Il, fait qui provient sans doute de l’absorption par le verre des plaques, nettement coloré en vert.
Les plaques utilisées à la confection des écrans étaient des Lumière Upta. L’un de nous avait déjà constaté la presque neutralité des écrans absorbants préparés avec des plaques
rapides, donc à gros grains, développées dans le révélateur au métol hydroquinone à grands contrastes (12).
486
mission
apparente
en fonction nous relevons les valeurscorrespondant à l’angle solide w ---0,011
stéra-dian utilisé dans 1e’montage
décrit pour l’étude de lacouronne. Ce sont les valeur à
adopter. A
titre devérifie-catiol1,
nous relevons aussi les valeurscorrespondant
àl’angle
solidé w =~0,007 stéradian,
qui
intervenait dans les mesuresphotoélectriques.
Le tableau Il montreque l’accord entre les deux méthodes est aussi
satisfai-sant que
possible.
TABLEAU Il. - densité.
6 Observations
pendant
l’ée(ipse
totale du 31 août 1932. - Nous avons observél’éclipse
totale du 31 août ~1932 à Louiseville(Province
deQuébec)
où s’était installée la mission de ~l~t. de la Baume-Pluvinel. Lespectre graphe
étaitporté
par une montureéquato-riale
robuste,
sans mouvementd’horlogerie.
On suivait à lamain,
enregardant
l’image
de la couronne sur la fentepeinte
e~~ blanc.Très nuageux
pendant
lapremière
phase partielle,
le ciel s’est éclairci
juste
avant la totalité. Pendantcelle-ci,
il ne restait pas de nuage visible auvoisinage
du Soleil.
Quelques
instantsplus
tard le ciel serecou-vrait
complètement.
La totalité durait 100 sec. Nous avons faitsuccessive-ment 2 poses sur
plaques
lsochromes
lapremière
de 3 sec pour la couronneintérieure;
la deuxième de70 sec pour la couronne extérieure. Pendant cette
dernière,
un écran opaqueplacé
sur la fentemasquait
la couronne intérieuretrop
brillantejusqu’à
3’,~
du bord solaire.Le diamètre de la couronne
projeté
sur lafente,
parallèle
au mouvement diurne, était incliné de 210 sur la tracede l’équateur
solaire(fig. 5). D’après
laphoto-graphie
prise
en mêmetemps
par M. de laBaume-Pluvinel,
cette direction étaitjustement
celle de laplus
grande
extension de la couronne.Les poses de
graduation
ont été faitesaprès
la fin del’éclipse partielle
sur le ciel uniformément couvert. Lefarmat des
plaques
que nous avions été contraintsd’uti-liser
(4,à
X6)
nepermettait
de fairequ’une
pose decomparaison
par cliché. Une pose de 3 sec a été faitesur le clirhé de la couronne
intérieure,
après
avoirplacé
sur la fente l’échelon absorbant et lasurcharge
n°
1 ;
une pose de 70 sec sur le cliché de la couronneextérieure avec l’échelon absorbant et les
surcharges
~ et 4. Au cas où les densités obtenues n’auraient pas étéconvenables,
nous avons fait en outre, sur uneplaque auxiliaire, 2
poses de 3 sec avec lessurcharges
1 et 2 enplus
de l’échelonet,
sur une autreplaque,
2 poses de 70 sec avec les
surcharges
.4+
1 et 4+ 2
superposées
à l’échelon.Fig. 5.
Chacune des
plaques
del’éclipse
~, étédéveloppée
enmême
temps
que laplaque
auxiliairecorrespondante,
dans le révélateur au
métohhydroquinone
àgrands
contrastes de Baldet
(1’).
Cedéveloppement
a été faitquelques
heuresaprès
l’éclipse
dans un bain un peuchaud,
de sortequele
voilédefond atteintla densité1,4.
Nous n’avons pas eu besoin de nous servir de la
plaque
auxiliaire pour étudier le
spectre
de la couronne àcourte pose; c’est seulement pour les
régions
lesplus
denses du
spectre
àlongue
pose que laplaque
auxiliaire a été dequelque
utilité.Les
spectres
dela couronnesont reproduits
planche
I.Sur le cliché à courte pose, les
cannelures,
biencon-trastées, sont visibles dès le bord du
disque
lunaire etdans toute la hauteur du
spectre.
La décroissancerapide
de la brillance pour des distances croissantes au bord leur donne unaspect
de dentelurescaractéris-tique
que l’onretrouveaussi sur le cliché àlongue pose.
Dans larégion
jaune
decelui-ci,
les canneluress’étendent,
très affaibliesjusqu’à
la limite extrêmeper-mise par la
longueur
de lafente,
soitjusqu’à
32’ environ du bord solaire(bien
clue les faisceauxrisquent
d’êtrediaphragmés
àpartir
de2~).
Ellesparaissent
moins contrastées dans cetterégion
spectrale
que dans le vio-let etl’aspect
desenregistrements
aumicrophotomètre
confirme cette
impression.
Mais il faut segarder
d’en conclure que laproportion
de lumièrepolarisée
décroît du violet aujaune
avant d’avoir tracé les courbes de noircissement.Au bord du
disque
lunaire,
on voit, sur le cliché de la couronneintérieure,
les raies d’émissionAgrandissements cles clichés obtenus pendant l’éclipse du 31 août 1932.
a) Spectres de la couronne intérieure et spectres de graduation (les spectres ordinaires en haut).
6) Spectre ordinaire de la couronne extérieure. La couronne intérieure est masquée jusqu’à 3’,5 du bord solaire par un
écran opaque.
Sur les deux clichés le bord solaire V’ est en haut, le bord E en bas.
487 Les raies 3
889,
393~,
3968, 4 !
102 et 5 876 sont aussivisibles,
maisplus
faiblement,
sur le cliché àlongue
pose, cette fois du côté ouest seulement. Ellespeuvent
résulter de laprésence
d’uneprotubérance
ou encoreindiquer
quel’image
n’a pas été correctement suiviependant
unepartie
de la pose.Les clichés ne montrent ni raies de
Fraunhofer,
ni raies d’émission coronales. Iln’y
a notamment pas trace de la raie 5 303. Le fait n’est passurprenant :
les canneluresgênent
l’observation de faibles raies d’émis-sion et la fente était relativementlarge.
7. Etude des clichés. -
a)
Enregistrements
aumicrophotomètre. -
L’étude des clichés était difficile en raison de leurpetite
échelle et de leur forte densité. La décroissancerapide
de la brillance de la couronneobligeait
à les étudier par tranches de faiblehauteur ;
il fallait doncprendre
une fented’analyse large
et courte.Nous nous sommes servis du
microphotomètre
enre-gistreur
de J. F. Thovert(’~),
réglé
de manière à avoir une bonne sensibilité dans les noirs. Lesdimen-sions de la fente
d’analyse correspondaient,
sur laplaque,
à0,08
mm dans le sens de ladispersion
et0,~?Zî
mm dans la directionperpendiculaire,
soit envi-ron 3’3 sur la couronne.On
enregistrait
successivement différentes zones duspectre
coronal et les poses degraduation
faites sur le ciel. Primitivement nous nous assurions de la fidélité dumicrophotomètre
enmesurant,
entrechaque
enre-gistrement, l’élongation
obtenue en substituant au cliché un écran absorbanltoujours
le même.L’expé-rience a montré que cette
précaution
pouvait
être insuffisante.Lorsque
l’appareil
fonctionnelongtemps
avec une sensibillté
poussée
dans lesnoirs,
il arriveparfois
que la courbe desélongations
en fonction des densités se déformegraduellement,
de manière que lesélongations
restent à peuprès
les mêmes pour cer-taines densités et varient notablement pour d’autres. Pour éviter cette caused’erreur,
nous avons, dans lasuite,
enregistré
surchaque
plaque
un même coinpho-tométrique
et nous avonspris
comme mesure de la densité enchaque
point A
del’enregistrement
(fig. 6),
non sonordonnée
mais l’abscisse x dupoint
demême ordonnée sur
l’enregistrement
du coin(*).
Il suffit maintenant que lesréponses
dumicrophoto-mètre ne varient pas entre
l’enregistrement
d’une cer-taine zone du cliché et celui du coin fait sur la mêmeplaque.
Cette condition est facilementsatisfaite,
car,avec
l’appareil
deThovert,
unenregistrement
dure àpeine quelques
secondes et on passe presque instanta-nément du cliché aucoin,
fixé à demeure sur laplatine
à côté de lui. Aucontraire,
il s’écouletoujours
untemps
assezlong
entre lesenregistrements
successifs j*) Si le coin est calibré en densités, on a ainsi un procédécommode pour mesurer les densités optiques vraies d’un cliché,
sans avoir à se préoccuper de la fidélité du microphotomètre. Mais, pour construire les courbes d’interpolation seules néces-saires à la photométrie photographique, il est inutile de calibrer le coin.
de deux clichés ou de deux zones d’un même
cliché,
la mise enplace
exacte étantchaque
fois laborieuse. Lafigure
7 montre desexemples d’enregistrement
dequelques
zones duspectre
de la couronne et desspectres
degraduation.
Fig. 6.
Les
enregistrements
sont faits surplaques 6
X 13. Pour les mesurer avec toute laprécision
compatible
avec la finesse dutracé,
nous nous servons d’un appa-reild’agrandissement photographique
vertical,
qui
projette
uneimage agrandie 4
ou 5 fois del’enregistre-ment sur une feuille de
papier millimétrique.
Avec uneloupe,
on lit facilement sur celle-ci les x(ou
lesy)
àquelques
dixièmes de millimètreprès,
soit à moins d’un dixième de millimètreprès
surl’enregistrement
lui-même.Pratiquement,
nous lisons les x(ou
lesy)
des maxima et des minima de toutes les cannelures.b)
Courbes de noircissement. - Les courbes de noircissement -ou
plutôt
les courbesd’interpolation
qui jouent
le même rôle - sonttracées pour un
grand
nombre delongueurs
d’onde,
chacune avec 4points.
Enabscisses on
porte
les densités des 4 bandes de l’échelon absorbantchangées
designe ;
en ordonnées les .x~ lus sur lesenregistrements.
Ces courbes ne se déforment engénéral qu’assez
lentement d’une radiation à l’autreet l’on
peut,
par des translationsconvenables,
paral-lèles à l’axe des abscisses, amener à coïncider toutes les courbes relatives à un intervalle
spectral plus
ou moins étendu.Si,
dans cet intervalle, on étudie parexemple 5
radiations,
on obtiendra ainsi une courbeunique
déterminée à l’aide de 20points.
Les limitesentre
lesquelles
onpeut
obtenir,
partranslation,
unesuperposition
satisfaisante des courbes individuellesont été déterminées par tâtonnements. On a
adopté
lesgroupements
suivants :La
figure
8reproduit,
àpetite
échelle,
les 8 courbes de noircissement tracées ainsi avec une séried’enre-gistrements
d’unspectre
du ciel àlongue
pose. On voit que lecontraste,
maximum dans larégion
433-489 {J.,
diminue lentement vers le
violet,
comme il arrive pour laplupart
desplaques.
Mais c’est dans larégion
vert-jaune
que ses variations sont lesplus rapides
et les489
les
grandes longueurs d’onde,
sansjamais
atteindre une valeur aussi élevée que dans le bleu.c)
Mesure de ladépolarisation.
- Sur les courbesde noircissement nous relevons les
logarithmes
des éclairementscorrespondant
aux minima et aux maxima des cannelures. Ce sont leslogarithmes
des intensités i et I. On construit alors les courbesfigurant
les varia-tions de i et de 1 en fonction de Xet,
pourchaque
lon-gueur d’ondeutilisée,
on lit la différence des ordonnées1
Les
figures
9 et 10 donnent desexemples
de cesgra-phiques
qui
ont été tracés en trèsgrand
nombre.Chaque région spectrale correspondant
à l’une des Fig. 8.Fig. 9 - Mesure de la
dépo~arisation
brute pli
pour deux régions spectrales.Enregistrement
n0 18 a. Couronne intérieure, spectre ordinaire, d =~’,O,
cô é En abscisses À; en ordonnées log i et log 1.8 courbes de noircissement est traitée
séparément.
Pour les radiationsqui
se trouvent aux limites de deuxrégions,
on se sert des courbes des deuxrégions
limi-trophes
et l’onprend
la moyenne des nombres obtenus.Fig. 10 -- Mesure de la
dépolarisation brute p" pour de i x régions
spectrales. Enregistrement n° 33 Couronne extérieure, speclre
extraordinaire, d - 13’,f5, côté E. En abscisses X ; en ordonnées
log i et log I.
Nous
appellerons
dépolarisations
brutes et nous dé,,i-gnerons parp"
les valeurs ainsi déterminées.8. Corrections relatives à la
largeur
de lafente du
spectrographe
et à lalargeur
de la fented’analyse
dumicrophotomètre. -
Lalargeur
finie de la fente duspectrographe
et de la fented’analyse
dumicrophotomètre
altèrenttoujours plus
ou moins la distribution des intensités dans unspectre.
Passer de la courbe des intensitésapparentes,
tracée àpartir
desme3ures
photométriques,
à la courbe inconnue des intensités réelles est engénéral
unproblème
fort diffi-cile. Mais ici on connait àpriori
la loi de distribution des intensités(formule
3 ou4) ;
onpeut
doncprocéder
d’une manière inverse et déterminer la courbe des intensitésapparentes
J’ àpartir
de celle des intensités vraies J.On pourra ainsi se rendre
compte
de l’ordre degrandeur
des erreurs commises etapporter
aux nom-bres trouvés des corrections raisonnables(~).
a)
Fente duspectrographe.
-L’image
de la fente duspectrographe
avait,
sur laplaque,
mm delargeur;
le contraste des cannelures était par suite un peu moinsprononcé
que si l’on avait pu travailler avecune fente extrêmement fine.
Il
s’agit
de construire la courbe des intensitésJ’ = ~
(~)
dans le cas d’une fente delargeur finie,
courbe
qui
s’écarte de la distribution sinusoïdalethéo-rique J
En un
point quelconque
duspectre
sesuperposeront
les radiationscomprises
entre leslongueurs
d’ondeÀ,
et
As
pourlesquelles
les différences dephase
sont :et
(*) En supposant que seules les largeurs des fentes déforment la courbe des intensités. On peut aussi craindre que deux régions voisines du spectre, impressionnées d’une manière
différente, ne réagissent un peu l’une sur l’autre (diffusion dans la gélatine). mais on n’a aucun moyen de tenir compte d’un tel
490
L’intensité en ce
point
estproportionnelle
à l’airecomprise
entre la courbe ~1 ^f
(9),
l’axe des abscisseset les ordonnées d’abscisses pi et 92. On mesure donc l’intensité
, :r
D’après
(3), Î
peut
être mis sous la forme1
L’intégration
est immédiate et donneIl
s’agit
de déterminer l’intervalle (.’)2 -pi relatif à une abscisse s
quelconque
du cliché. Prenons commeorigine
le centre de la cannelure sombre laplus
voi-sine,
de numéro d’ordre K et delongueur
d’ondeAu
point
d’abcisse s,correspond
lalongueur
d’onde moyenne A et la différence dephase p
telle queA l’intérieur d’une
cannelure,
nous pouvons considérercomme linéaires la
dispersion
duspectrographe
et ladispersion
de labiréfringence.
Enposant
nous trouvons ainsi
Pour
chaque
cannelure,
lesparamètres /?
et q sont déterminés à l’aide de la courbe dedispersion
et des valeurs connues des indices duquartz.
Soit 1 la lar-geur del’image de
la fente. Pourcalculer y1
et 92 en unpoint quelconque
d’abscisse s,
onremplace
tour à tour1 1
dans la formule
(7) s
( )
par s t- l
et par s+ 2" .
On2 p
évalue ensuite l’intensité en ce
point
par la for-mule(6).
Nous avons ainsi construit
point
parpoint
la courbe cannelures voisines des extrémités duspectre
et une cannelure voisine dumilieu, puis
nous avons formé lerapport
p’
des intensités minimaet maxima ainsi trouvées. Les résultats des calculs faits dans les
hypothèses p
= 0,5 -O,ti
-0,1
et0,8,
sont donnés dans le tableau III.
(**) En considérant l’aulrc spectre donné par le
biréfringent
on aurait évidemment :
TABLEAU III.
La
largeur
de la fente duspectrographe
conduit àtrouver des
p’ qui
dépassent
la valeur vraie p de0,010
à
0,019
suivant la valeur de p et lalongueur
d’onde. L’effet estplus prononcé
vers lesgrandes longueurs
d’onde où ladispersion
estplus petite.
Sur lapropor-tion de lumière
polarisée
les différences varient de0,008
àU,016.
b)
Fented’analyse
dumicrophotomètre. -
La fented’analyse
dumicrophotomètre
étaitplus large
que celle duspectrographe.
De là résulte une nouvelle diminution du contraste des canneluresqui,
en touterigueur,
doitdépendre
de la courbe de noircissement. Nous connaissons la distribution des intensités 5’ sur laplaque,
compte
tenu de lalargeur
de la fente duspectrographe.
Par l’intermédiaire de la courbe de noircissement nous pourrons passer à la courbe dedis-tribution des
opacités
0 lelong
duspectre.
Dans larégion
d’exposition normale,
on aura :~~ étant le facteur de contraste et G une constante
arbi-traire. Mais le
microphotomètre,
1 avec une fente delargeur
L ne mesure que lesopacités
moyennesque nous pouvons évaluer par
intégration
graphique.
Traçons
cette courbe desopacités
moyennes et rele-vons ses valeurs minima(Jm
et maxima0_4,.
La courbe de noircissement leur faitcorrespondre
les intensitésminima et dont le
rapport
estprécisérnent
ladél)olarisalioi,,
brutep".
Dans larégion
d"expositioii
normaleNous avons effectué
complètement
ces calculs laborieux pour la cannelure 5 633-5~~0~,
avec p =0,5
et0,8,
en491
donc,
avec uneapproximation largement
suffisante,
considérer les différences comme
indépendantes
du facteur de contraste et effectuer tous les calculs avec,, = 1.
Ils sont ainsi trèssimplifiés.
Le tableau V donne les résultatspour
les 3 cannelurese~
les 5 va-leurs de pindiquées
précédemment.
TABLEAU IV.
TABLEAU V.
Les différences
p"
- p varient de0,014
à0,039.
Lalargeur
de la fented’analyse augmente
ladépolarisa-tion et d’autant
plus
qu’il s’agit
delongueurs
d’ondeplus grandes.
Mais l’effetproduit
est moindrequ’on
n’aurait pu le craindre àpriori :
il diminue auplus
laproportion
de lumièrepolarisée
de0,014
vers 4 000 Àet de
0,030
verts 5600À*
Les corrections
p"
- pqu’il
faut retrancher desdépolarisations
brutes sont doncpetites
mais nonnégligeables.
Pour les 3 canneluresenvisagées,
elles sont bienreprésentées
par une fonction linéaire de~".
où les constantes a et b ont les valeurs suivantes
A
partir
de cesnombres,
nous avons déterminé parinterpolation
graphiqueles
constantes a et b convenantpour toutes les valeurs entières de K entre 48 et 72 et
nous avons dressé enfin un tableau de correction à
double entrée
donnant p
pour tous les entiers K ettoutes les valeurs de
p",
de 2 en 2 centièmes entreet 0,80.
9. Résultats. - Les
dépolarisations
p ainsicorri-gées
ont servi à calculer lesproportions
de lumièrepo-1 -
P
larisée P
1- P
données dans les tableaux VI et Vil.1
+ p
On trouve dans la
première
colonne le numéro d’ordre K de lacannelure,
dans la deuxième colonne la lon-gueur d’onde et dans les colonnes suivantes les propor-tions de lumièrepolarisée
mesurées à diversesdis-tances du bord. Les distances d sont celles du centre de la zone
spectrale
étudiée(hauteur
3’,3)
à laposition
du bord solaire au moment del’cpposition
en ascension droite. Les chiffresplacés
au-dessous de d sont les numéros desenregistrements
utilisés. Pour un assezgrand
nombre dedistances,
nous avons utiliséplusieurs
enregistrements
distincts : les résultats en sont alors donnésséparément.
Pour d C5’,
on s‘est servi du cliché à courte pose; pourd > 5’
du cliché àlongue
pose.Le tableau VI se
rapporte
aux mesures faites sur lespectre
ordinaire du côté ouest ouSoleil,
le tableau VIIaux mesures faites du côté est. Deux séries de mesures
ont été effectuées dans ce cas sur le
spectre
extraor-dinaire. Elles sont moinssûres,
car on mesurait alors les ordonnées y desenregistrements
au lieu des abs-cisses x despoints
de même ordonnée sur le coinpho-tométrique.
Les lacunes des tableaux
correspondent
auxrégions
sous-exposées
ousurexposées
des clichésProportion
de lumièrepolarisée
pour les diverses radiations. - Considéron s d’abord les nombres trouvés pour les diverses radiations à une même distance au bord solaire. Leurs écartsatteignent
rarement0,03
et neparaissent
pas varier d’une manièrerégulière.
Onpeut
donc certainement grouper les radiations voi-sines etprendre
la moyenne des résultats. C’est cequi
a été fait dans le tableauVIII,
où lespectre
a été divisé en 6régions
delargeurs
différentes Les chiffres entreparenthèses indiquent chaque
fois le nombre des radia-tionsayant
servi à calculer la moyenne.Ce tableau confirme l’absence de toute variation
sys-t4matique
de laproportion
de lumièrepolarisée
avec lalongueur
d’onde entre 4000 et 5700Á. C’est àpeine
si l’on remarque unelégère
diminution de P vers lesgrandes longueurs
d’onde pour les distances dsupé-rieures à 20’ du côté ouest du Soleil
(*).
Quant
aux valeurs relatives à l’intervalle400-383mp.,
elles sontincertaines, l’étalonnage
des clichés étant insuffisant à l’extrémité violette de nosspectres.
V’o2cs donc conclure que, dans la
ré,qion
spec-(*) Les valeurs brutes de la proportion de lumière polarisée
-
diminuaient en général un peu vers les grandes 1 + pli492
493
494
TABLEAU VIII. - 1 000 13.
trale
étudiée,
laproportl.on
de lumièrepolarisée
dansla couronne solaire 2st
indépendante
de lalongueur
d’onde.Variation de la
proportion
de lumièrepolarisée
avec ladistance
au bord solaire. - Pour étudier lesvariations de la
proportion
de lumièrepolarisée
enionction de la distance au
bord,
onpeut
prendre
la moyenne des mesures faites pour toutes les radiations. On obtient les nombres du tableauIX,
qui
ont servi àconstruire les
graphiques
de lafigure
11. TABLEAU IX.La
proportion
de lumièrepolarisée
croît d’abord avec la distance d et d’une manièreparticulièrement
rapide
entre 5’eut 8’. Elle reste ensuite presquecons-tante
jusque
vers d = 15’et,
plus
loin,
décroît. A 25’environ du
bord,
elle est redevenue à peuprès
la même que vers 2’.Fig. il. - Variation de la proportion de lumière polarisée P
en fonction de la distance au bord solaire d.
En traits pleins : valeurs non corrigées de la brillance du ciel. En pointillé : valeurs corrigées de la brillance du ciel.
10. Rôle de la diffusion
atmosphérique. -
Lalumière
