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Observation du spectre d’émission du ciel nocturne dans
l’ultra-violet
J. Dufay
To cite this version:
OBSERVATION DU SPECTRE
D’ÉMISSION
DU CIEL NOCTURNE DANS L’ULTRA-VIOLETPar M. J.
DUFAY,
Directeur de l’Observatoire de
Lyon.
Sommaire. 2014 Etude d’un cliché obtenu avec un spectrographe de quartz, en visant au zénith. Lon-gueurs d’onde de 78 bandes ou raies d’émission dont 45 inférieures à 3 900 Å.
Ce spectre diffère de celui des aurores polaires : 1° par la faible intensité des bandes négatives de
l’azote, et celle, relativement plus grande, des bandes du second groupe positif; 2° par la présence d’un bien plus grand nombre de raies d’origine incertaine ou inconnue
On étend à la région ultraviolette les rapprochements déjà faits dans le spectre visible par Cabannes
et l’auteur avec le spectre rouge de l’argon, celui de l’hélium neutre et surtout le spectre, d’origine inconnue,
des noyaux cométaires.
Le spectre continu à raies de Frauenhofer s’affaiblit beaucoup au-dessous de 3 500 Å, tandis que les bandes et raies d’émission demeurent intenses jusque vers la limite de la transparence atmosphérique.
Elles expliquent la grande intensité du rayonnement du ciel nocturne dans l’ultraviolet, signalée
autre-fois par l’auteur.
1. - On a décrit
plusieurs
fois lespectre
d’émission du ciel nocturne dans larégion
visible[1,
2,
3,
4,
5].
L’absorption
des grosprismes
de flint dont on se sertgenéralement
limite lesspectres
aux environs de 3 9001. Seul un cliché obtenu parSommer,
pendant
une nuitd’apparence
exceptionnelle,
a montré des bandes d’émissionJ’ai
employé
dans mespremières
recherches unspectrographe
à deuxprismes
dequartz
de 60°(dispersion
120À par mm vers 3500 À, longueur
desspectres
de 4 800 à 3 0001: 12mm). L’appareil,
ouvert àF ¡J,5,
était relativement peu lumineuxet,
pourimpressionner
lesplaques Jougla, étiquette
mauve, enposant
unecinquantaine
d’heures,
je
devais ouvrir assezlargement
la fente. La définition était par suite médiocre. Cesclichés, comparés
à ceuxqu’on
obtenait u,ucrépuscule
avec la mêmelargeur de fente,
ont montré laprésence,
pendant
lanuit,
d’unspectre
continu à raies deFrauenhofer,
mais onn’y distinguait
aucune raie d’émission.Un cliché
présentait
unaspect
différent et faisait songer à unspectre
d’émission. Il avait été obtenu à Courbons(Basses-Alpes,
altitude 900m),
du 13 au 9 ~septembre
1925,
en visant au zénith avec unefente relativement fine. La pose,
répartie
surplusieurs
nuits,
n’avait duré au total que 25 heures. Le clichépétait par suite très
faible,
mais bien détaillé. Comme il necomportait
aucunspectre
deréférence,
l’étude enparaissait
difficile et a étélongtemps
différée.Cette étude a été faite
depuis
aucomparateur
et aumicrophotomètre enregistreur
de Koch. Enplus
du clichéoriginal,
on a étudié aussi 2copies négatives
contrastées de celui-ci. Un certain nombre de raies deFrauenhofer ont pu ainsi être
identifiées ;
elles ont servi derepères,
et comme ladispersion
del’appareil
était d’autrepart
bien connue, il a étépossible
de déterminer leslongueurs
d’onde des raies ou bandesd’émission.
L’enregistrement
du clichéoriginal
a seul servi aux déterminations delongueur
d’onde. Ceuxdes
copies
contrastées ont été utiles pour évaluergrossièrement
l’intensité des radiations suivant uneéchelle arbitraire de 1 à 5. La
figure
1reproduit
l’und’eux.
2. - Le tableau I donne les
longueurs
d’onde des raiesd’absorption
du ciel nocturnecomparées
à celles du ciel diurne obtenues avec le mêmespectrographe
et la mêmelargeur
de fente. On apris
commepoint
dedépart
la raie h del’hydrogène,
fine et facile àrecon-naître,
pourlaquelle
on a admis lalongueur
d’onde4 102 1.
TABLBAU I. - Raies
d’absorj)tion,.
La raie K
parait
déplacée
vers lespetites longueurs
524
d’onde par la raie d’émission 3 935 À
qui
la recouvreen
partie ;
de même la raie Nparai t déplacée
vers lesgrandes longueurs
d’onde par la bande 3 578 Á. 3. - Le tableau Il donne leslongueurs
d’onde des bandes ou raies d’émission entre 4 815 et 3 bOlA,
région
déjà explorée
parplusieurs
observateurs. Enregard
figurent
leslongueurs
d’onde des radiationscorres-pondantes
dans lesspectres
obtenus en 1933 au PicduMidi,
en collaboration avec Cabannes[4].
Cesderniers,
beaucoup
plus
riches etplus
détaillés que lespectre
étudiéici,ont
permis
de dédoublerplusieurs
radiations.Toutefois,
laplupart
des radiationsintenses
observéesavec Cabannes se retrouvent dans ce cliché et les
po-sitions coïncident en
général
à 1 ou 2 Âprès.
TABLEAU Il(2).
Bandes ou raies de 4 8 9 ~5 à 3 ~J 0 ~ 1.
L’absence du groupe intense 4 868
(3)-4
837(4)
peut
résulter de la différence de sensibilitéspectrale
desplaques
employées :
la sensibilité de laplaque
Jougla
mauve utilisée à Courbons tombebeaucoup
plus
vite vers lesgrandes longueurs
d’onde que celles desplaques Fulgur qui
ont servi au Pic. Parmi les raiesd’intensité au moins
égale
à 2 observées au Pic(sur
une échelle de 0 à5)
on retiendra donc seulementl’absence sur le cliché cle Courbons des radiations
(1) De nombreuses radiations observées au Pic et non retrou-vées sur le cliché de Courbons ne figurent pas dans ce Tableau. (~) Les tableaux II et III complètent celui qui a été publié précédemment aux Comptes Rendus
[1]
en y apportant quelqueslégères corrections.
Il est
possible
qu’elle
résulte seulement d’une moins bonne définition.Il
n’y
a pas lieu de considérerplus
attentivementcette
région spectrale,
dont l’étude adéjà
été faite et serareprise
prochainement,
avecCabannes,
sur ungrand
nombre de bons clichés. Dansl’ensemble,
leslongueurs
d’onde obtenues ici confirment l’exactitudedu
repérage
basé sur les raies de Frauenhofer et donnentconfiance pour l’étude de la
région
ultraviolette. 4. - Le tableau III donne leslongueurs
d’onde desradiations mesurées entre 3 900 et a 000 Á. Celles
qui
paraissent
avoir été observéesdéjà
par Sommer dansle
spectre
du ciel nocturner 1J
et parVegard
dans lespectre
des aurores[8]
sont suiviesrespectivement
deslettres S et V. On a noté en
regard
les bandes du groupenégatif
et du second groupepositif
de l’azote lesplus
voisines des radiations du ciel nocturne.Certains
rapprochements
ne sontqu’approximatifs
etpeuvent
être fortuits.Les radiations
qu’on peut
identifier leplus
sûrementavec les bandes
positives
sont:qui
ont toutes été observées dans lespectre
des aurores. Onpeut
yajouter
les deux bandesLa
grande
intensité de lapremière
de ces deux bandesdans le
spectre
du ciel nocturne rend toutefois l’identi-fication un peu douteuse. Cette bande est visible dansle
spectre
des éclairs[9].
De même la bande 3 555
(5)
du cielnocturne,
laplus
intense et laplus remarquable
de larégion
ultraviolettepeut
êtrerapprochée
de la bande 3 557(n, -
8,
iez =9)
du second groupe
positif,
mais on necomprend
paspourquoi
elle serait à cepoint
exaltée dans le ciel. Ellecorrespond
d’ailleurs à des valeursplns grandes
desnombres n,
et îî2.Avec les bandes
négatives,
lesrapprochements
sontplus
rares etplus
incertains. La bandes 3915,
laplus
intense du groupe et laplus
caractéristique
des aurores,n’a
qu’une
intensité modérée dans lespectre
du ciel nocturne. La bande 4279,
très intense aussi dans les aurores,paraît
manquer sur cecliché,
bienqu’elle
soitgénéralement
observée comme une bande faible-dans le
spectre
du ciel nocturne.Ainsi les bandes du second groupe
positif paraissent
plus
intenses que les bandesnégatives.
On observe leTABLEAU III.
Bandes ou raies d’émission de 3 900 à 3 000 â.
5. - Le
spectre
du ciel noclurne diffère encore decelui des aurores par la
présence
d’unplus grand
nombre de radiations
d’origine
incertaine ouincon-nue
[5].
Fig. 1.
Dans la
région 5
200-3900,
un certain nombre de raies du ciel sont très voisines de raies duspectre
rouge del’argon
et duspectre
de l’hélium[4].
Des rappro-chementsanalogues
peuvent
être mentionnés dans larégion
ultraviolette. Les radiations 3 675(’?),
3 662~~),
3 637(1)
et 3 545(?)
coïncident à peuprès
avec desraies de
l’argon
(AI) ;
les radiations 3 81g(2),
3 706{ 1 ),
3 509( 1 ),
et 3 489(3)
avec des raies del’orthohélium ;
3 785{’z),
3 227(1)
et 3 !95(?)
avec des raies duparhélium.
Les raies 3 832(2),
11i i0 ~I),
3 637(1) et
3 599(i)
peuvent
aussi bien êtrerapprochées
de celles del’argon
que de celles de l’hélium.Enfin
la raie in-tense 3 ~6~(5),
déjà
voisine d’une bandepositive
del’azote,
correspond
aussi à une raie del’argon
(11 5~6)
et aune raiedel’ortholiélium (3 554).
Toutefois,
certaines lacunes rendent cesrapprochements
assez incertains.Ainsi,
la raie 3889,
laplus
intense de l’orthohélium n’est pas visible sur ce cliché(’).
TABLEAU IV.
Les radiations
caractéristiques
desnoyaux cométaires,
dontl’origine
estioconnue,
paraissent
se retrouve toutes dans larégion
visible duspectre
au ciel526
turne
[1].
Lespectre
des noyaux est mal connu dans l’ultraviolet. Celui de la comète Morehouse(1
908, c)
aété seul observé dans cette
région
par MM. de la Baume-Pluvinel etBaldet,
d’unepart,
et par M.Rosen-berg,
d’autrepart
(1°).
Le tableau IV montre que
parmi
les 6 radiationsphotographiées
par MM. de la Baume-Pluvinel etBaldet, 4
correspondent
à des raies du cielnocturne,
ainsi
que 2
des 3 radiations obtenues par M.Rosen-berg.
L’analogie
de certaines raies du ciel nocturne avecle
spectre
des noyaux des comètes semble donc sepoursuivre
dans l’ultraviolet.6. - Le cliché
qui
vient d’êtreétudié,
bienqu’il
concerne lespectre
du ciel auzénith,
montre,
dans larégion
visible,
à peuprès
les mêmes bandes ou raiesd’émission que les clichés obtenus
depuis
en visantprès
de l’horizon. Il en diffère par l’intensité relativementplus grande
duspectre
continuqui
rendplus
visibles. les raies de Frauenhofer. Ce
spectre
continus’affai-blit d’ailleurs
plus
vite dans l’ultraviolet que les raies et les bandes brillantes de sorte que celles-ci deviennentprépondérantes
au-dessous de 3 500 1.Cette émission
explique
une remarque faite dès1923
[6],
encomparant
lesspectres
du cielpendant
lanuit,
aucrépuscule
etpendant
lejour.
Lorsque
la fente esttrop
large
pourpermettre
deséparer
les différentesradiations, le spectre
du cielnocturne,
d’apparence
continue seprolonge
bienplus
loin dans l’ultraviolet que lesspectres
du ciel diurne oucrépusculaire
ayant
la même densité dans le bleu
(’).
On admet ici
implicitement
que lespectre
étudiécorrespond
à des nuits ordinaires et non à une nuitexceptionnelle
[.)].
Les mesuresphotométriques
faites à Courbons visuellement et parphotographie
au cours de chacune des nuits de la pose n’ont en effet rien révélé d’anormal : la brillance du ciel auvoisinage
dupôle
était alorsplutôt
un peu inférieure à sa valeurmoyenne
(2).
De nouvelles observations montreront si le
spectre
d’émission ultraviolet
peut
être observé d’une manièrepermanente.
(1) Au crépuscule, l’absorption par l’ozone intervient aussi pour limiter le spectre.
~$~ La lumière zodiacale était par contre très brillante, peut-être en raison de la pureté de l’atmosphère.
Manuscrit reçu le 25 juillet 1934.
BIBLIOGRAPHIE
(1) L. A. SOMMER. Zeitschrift
für Physik,
1929, 57, p. 582.(2) J. DUFAY. C. R. Acad. Sc., 193, p. 1106; 1932, 194, p. 1897;
Journal de Physique. VIIe Série, 1933, 4, p. 221.
(3) K. R RAMANATHAN. Indian Journal of Physics, 1932, 7, p. 405. (4) J. CABALES et J. DUFAY. C. R. Acad. Sc., 1934, 198, p. 306.
5) J. DUFAY. Réunions Inst.
Opt ,
1933, 4, pp. 118-155.(6) J. DUFAY. C. R Acad. Sc., 1923, 176. p. 1290. (7) J. DUFAY. C. R Acad. Sc., 1934,
198,
p 107.(8) L. VEGARD. Geofysiske publikajoner, Oslo, 1933, 10, N° 4, p. 34. (9) J. DUFAY, C. R. Acad. Sc., 1926, 182, p. 1331.