Remarques sur la diffusion de la lumière par les gaz

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Remarques sur la diffusion de la lumière par les gaz

Ch. Fabry

To cite this version:

Ch. Fabry. Remarques sur la diffusion de la lumière par les gaz. J. Phys. Theor. Appl., 1917, 7 (1),

pp.89-102. �10.1051/jphystap:01917007008900�. �jpa-00242003�

89

REMARQUES SUR LA DIFFUSION DE LA LUMIÈRE PAR LES GAZ (1) ;

Par M. CH. FABRY.

- 1. Le phénomène ^de la diffusion de la lumière _par les gaz, dont la théorie a été faite par Lord Rayleigh (2), ^{a conduit à} l’expli-

cation de la lumière bleue du ciel. Je me propose de ^montrer que la même ^cause peut ^être invoquée pour expliquer ^un certain nombre de phénomènes naturels, ^{et cela en} faisant intervenir seulement des gaz dans ^{un état} d’extrême raréfaction.

Lorsqu’un corps céleste de faible densité donne ^un spectre ^con-

tinu plus ^{ou moins} analogue ^au spectre solaire, ^on _peut supposer que ^ce corps brille ^en diffusant la lumière qu’il reçoit du soleil. On

peut alors faire deux hypothèses : ^ou bien la lumière est diffusée par des particules solides formant un ensemble plus ^{ou moins ana-} logue ^{à un} nuage de poussière, ^{ou bien elle est} diffusée par ^un gaz selon les lois découvertes par Lord Rayleigh. Certains caractères de la lumière diffusée peuvent permettre de choisir entre ces deux

hypothèses (3).

i ° La lumière diffusée par ^un gaz ^est polarisée ; celle que ^ren- voient des particules de dimension notable ne l’est pas;

1° Comparons ^le spectre de la lumière diffusée avec celui de la lumière incidente. Nous devons y ^trouver les mêmes radiations

simples (à part ^une particularité, ^{due à l’effet} Doppler-Fizeau, ^sur laquelle je reviendrai) ; ^{mais la} proportion des diverses radiations

ne sera pas la ^même dans les deux spectres. Si la lumière est diffu- sée par ^un gaz, le coefficient de diffusion ^{varie comme} X-1, ^{et il} y

aura une forte prédominance des radiations de faible longueur ^d’onde.

Il n’y ^{a aucune} raison pour qu’il ^{en soit de même} si la lumière est diffusée par des poussières de dimension notable, ^la composition ^de

(1) Communication faite à la Société française ^de Physique.

(2) ^Lord RAYLEIGH, OEUV1’es, t. IV, p. 39i ; - ^et Phil. J.llag., ^t. XLVII, p. 3 i 5 ; 1899.

La preuve expérimentale ^de l’existence de la diffusion par les gaz ^a été don- née par Cabannes (Comptes Rendus, t. CLX, p . 62 ; 4 915) , puis par R. J Strutt

of ^the Society, 1918).

(3) ^A moins, toutefois, que l’on imagine ^un nuage formé de particules ^ultra-

’

n1icroscopiques, qui ^diffusent à peu près suivant les mêmes lois qu’un ^ensemble de molécules libres constituant un gaz.

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphystap:01917007008900

90

la lumière dépendant alors essentiellement des propriétés du corps diffusant. On peut ^même considérer comme probable que, dans ^ce cas, lès radiations violettes seraient plus ^{absorbées et} par ^{sait e} moins diffusées que ^les rouges. Des ^mesures spectrophotométrique s pourraient donc fournir d’utiles indications sur la nature du corps diffusant. Malheureusement; ^{de telles mesures} font presque cornpl 1 -

tement défaut;

3° Avant d’attribuer un phénomène ^{céleste à} de la lumière diffusée, par ^un gaz il y ^aura lieu, ^{si l’on a} les données photométriques ^{suf -} fisantes, de calculer la densité de gaz nécessaire pour produire ^le

phénomène ^observé.

C’est surtout ce dernier problème ^que je vais essayer de résoudre.

On verra qu’il suffit de densités de gaz extraordinairement faibks pour expliquer ^certains phénomènes astronomiques.

2. Il faut d’abord rappeler et mettre sous la forme convenable la formule qui régit la diffusion par les gaz.

Soit (fig. i) : ^{A une masse} de gaz, V ^son volume; p ^{son indice de} réfraction, N le nombre des molécules de ce gaz par unité de volume. Le gaz reçoit, dans la direction SA, ^un faisceau lumineux

qui, ^{sur un écran} placé ^{en A} normalement ^au faisceau, produirait ^uii

éclairement E. La masse de gaz diffuse ^{et se} comporte ^{commue ULe}

source de lumiére 1 elle est examinée dans la direction AC faisant

avec SA un angle ^{6. Elle se} comporte ^{alors comme une source de}

lumière dont l’intensité 1 est donnée par l’équation :

91 Il est commode d’introduire les propriétés ^du gaz pris ^{dans les}

conchtions îioriî?cttes et î 6 centin1ètres); ; soit, ^{dans ces conditions}

y.j -1 + -z ^{l’indice du} gaz ^et le nombre de molécules _{par unité} de volume. Soit 5 la densité du gaz diffusant par rapport ^{au même} gaz

pris dans les conditions normales ^{est un} simple ^nombre.

On _a, en tenant compte ^{de ce} que o ^{est très} petit :

Posant :

il vient :

L’observateur placé ^en C, qui regard ^{celle niasse de} gaz, la ^verra

comme une tache lumineuse, dont i’éclat intrinsèque ^sera indépen-

dant de sa distance à l’obseï valeur. On va calculer cet éclat intrin-

sèque, qui ^{est la} quantité directement accessible aux mesures.

Soit la l’épaisseur ^{de la masse} gazeuse comptée ^{suivant le} rayon visuel CA, x ^la distance ^de l’observateur à la masse de gaz. Dans

l’angle ^solide infiniment petit ^w l’observateur voit le volume de gaz V ⁼ qui ^se C0111porte comme une suu rce dont l’intensité lumi-

neuse 1 est donnée par ^la formule (2). ^L’éclat intrinsèque B, égal ^à

l’éclairement produit par l’unité d’angle solide, ^{sera :}

Remplaçant I par ^sa valeur, il vient :

K est une longueur ; ^{B et E sont des} quantités ^{de même} espèce.

On prendra ^{le mètre comme unité de} longueur, ^et l’on pourra expri-

mer 1 en bougies, ^{E en} lux, ^{et B en} bougies par mètre carré.

Fixons la valeur de la longueur ^K, donnée par I’équation (1). ^Elle

contient N, qui ^{est le} même pour ^tous les _{gaz :}

92

Dans le cas des observations visuelles on prendra ).

0:~,55 ^et

dans le cas des mesures photographiques À == 0:-,-,45. Enfin, ^{on fera}

des calculs pour l’air « ~ ~, 93 ~ 10-4) ^et pour l’hydrogène (F- = 1,39 X 10-4). ^{On a} alors le: tableau suivant des valeurs de K, exprimées ^{en mètres.}

Pour la plupart ^des applications astronomiques, ^{il n’est} pas ^com- mode de rapporter ^les mesures aux unités photométriques ^des phy-

siciens. Les astronomes expriment l’éclairement que produit ^un

astre (1) ^{en un} lieu donné par ^la grandeur ^stellaire de l’astre vu de

ce lieu. Cette quantité ^est définie par les conditions suivantes : ^-. si l’on considère des astres dont les grandeurs ^{croissent en} progres- sion arithmétique, les éclairements qu’ils produisent décroissent en

progression géométrique. Une différence de cinq grandeurs ^corres- pond exactement à un rapport d’éclairements égal 1 ^{en résulte} que si E ^est l’éclairement produit par ^{un astre} de grandeur ^n2,

on a

-

c est la grandeur ^stellaire qui ^{donne un} éclairement égal ^à

l’unité. Exprimant les éclairements en lux,

^{c est la} grandeur,

stellaire du lux, ^{et l’on a} (2) :

Un éclat intrinsèque s’exprimera ^en grandeur ^stellaire par unité

d’angle ^solide (par exemple, par stéradian). ^{Dans la formule} (3), ^les quantités ^{E et B seront} remplacées par ^la considération des gran- deurs stellaires correspondantes. ^{Soit m la} grandeur de l’astre (1) ^La grandeur stellaire caractérise un sa définition s’étend à toute source vue à une distance donnée _ou, ce qui ^{revient au} même, ^{à tout éclai-} rement.

(2) ^Ch. FABHY, COJnptes Rendus de l’AcadénÛe des Sciences, ^t. CXXXVII; 1903;

-

et Association Française pour l’avancement des Sciences, ^1903.

Sur les questions ^de photométrie et les données numériques ^dont je ^{me servi-}

rai dans ce travail, ^voir aussi : H. N. RLSSEL, Astl’ophysical ^t. XLIII,

p. 103 ^et ~173 ; ^1916.

93 éclairant vu de la masse de _gaz, la grandeur par stéradian de la

masse de gaz ^vue par l’observateur. Les quantités ^{m et 1n’ sont res-} pectivement ^{liées à E et} B par des équations analogues ^à l’équa-

tion (4). ^En prenant ^les logarithmes, l’équation (3) ^{devient :}

3. Comme première application numérique, considérons dans notre atmosphère ^{un mètre} cube d’air dans les conditions ^nor-

males, ^recevant l’éclairement que donne le soleil par ^une belle jour-

née d’été (1) (E = ^100.000 lux). Cet air devient une source de lumière ; quelle ^est l’intensité lumineuse de cette source ? La for- mule (2) ^résout immédiatement le problème. Dans la direction nor-

male aux rayons incidents (celle ^où l’intensité est minima), ^{on trouve} 0,062 bougie. ^Un volume d’air de 16 mètres cubes (une sphère ^de’

3 mètres de diamètre) ^{donnerait une} bougie. L’intensité moyenne

sphérique ^{est d’environ 0,08} bougie par mètre cube. L’air d’une salle de 1.000 mètres cubes, ^s’il pouvait ^{conserver la luminosité} qu’il ^{a en} plein ^{soleil, donnerait une} intensité de 80 bougies, ^suffi-

sante pour donner dans la salle ^un éclairement raisonnable.

4. Queues de comètes.

Comme premier exemple ^de phéno-

mène astronomique attribuable à de la diffusion par ^un gaz, consi-

-

dérons les queues de comètes.

Les comètes donnent un double spectre : ^un spectre ^de lignes

brillantes et un spectre continu attribuable à de la lumière solaire diffusée. Si l’on suppose que ^la substance diffusante soit ^un gaz, ^une densité extraordinairement faible suffit à expliquer ^les phénomènes

observés.

Considérons dans l’espace ^une mince tranche de gaz limitée par deux plans parallèles, ^{et éclairée} par le ^soleil. Supposons-la ^vue par

un observateur éloigné, pour qui ^{elle se} projette ^sur le ciel. Cet observateur la voit sous forme d’une tache lumineuse, ^{dont l’éclat} intrinsèque peùt ^{être calculé au} moyen des formules données plus

haut. Voici un exemple numérique.

Supposons ^{la masse} gazeuse placée à la même distance du soleil

(1) ^{Voir Ch.} FABRY, ^loc. cit. ; ^{H. N.} RUSSEL, ^{loc. cit.}

94

nbe la terre; ^elle voit alors le soleil comme un astre de grandeur

nI

26,7. Supposons, que le gaz soit de l’air dans les conditions normales (1 = 1) ^et supposons qzie la tranclre gazeuse ^{ait une} épais-

seur de 1 millimètre seulement, prise suivant le rayon visuel de l’observateur (h - 0,001). ^{Prenons 0}

^90° (cas ^où la diffusion est la plus faible). La formule (5) ^donne alors, pour définir l’éclat mtrin-

sèque, ^une grandeur stellaire de

3,7 par stéradion. Cela équi-

vaut à une étoile de cinquièrne grandeur par degré ^carré.

C’est à pen près ^l’éclat intrinsèque ^{de la voie lactée} (en ^tenant

compte de l’éclat du fond du ciel). ^{Une telle tranclie} d’air, ayant seulement 1 millimètre d’épaisseur, produira ^{donc une} queue de comète assez brillante. Une épaisseur de 1 centimètre correspon- drait à un astre exceptionnellement ^brillant.

L’éclat restera le même, quelle que ^soit l’épaisseur ^{h, si la densité}

varie de telle manière que ^{la masse de} gaz ^reste la même, ^ou que le

produit ^h~ reste constant. Si l’on suppose ^une queue de comète

ayant ^une épaisseur égale ^à dix fuis le diamètre de la terre (ce qui

est fort peu), la couche de 1 millimètre prend ^{une densité} égale ^à 10-", voisine de celle _que possède ^l’air dans les meilleurs vides actuellement obtenus par les physiciens. Ce résultat donne une idée de ce que peut ^{être une} queue de comète si elle ^est purement

gazeuse.

6. Lumiére du ciel nocturne.

.U’après ^mes mesiires, faites par

photographie, ^l’éclat intrinsèque ^{du ciel} nocturne, ^en dehors de la voie lactée, équivaut ^à peu près ^{à une étoile de} cinquième grandeur

par degré ^carré (1), ^ce qui correspond ^{à m’}

3,8 par stéradian.

Cet éclat parait trop ^fort pour être dîl à la seule lumière des étoiles. S’il en est ainsi, l’hypothèse ^la plus simple ^{consiste à}

admettre que le surplus de lumière est de la lumière solaire diffusée soit par des poussières cosmiques, ^soit par ^un gaz. L’hypothèse ^de

la lumière diffusée _par des corpuscules ^{solides a ét,é} examinée par (1) ^{Voir Ch.} FABHY, COJ/lptes ^{Rendus de des} Sciences, ^{t. CL :} 1910 ;

et Astropfijjsical JOHJ’nal, ^t. xXxl ; ^1910.

En unités photométriques ordinaires, ^{cet éclat} intrinsèque correspond ^à

7 X 10 -5 bougie par mètre ^carré.

Les parties ^les plus brillantes de la voie lactée ont un éclat à peu près ^double.

L’ensemble de la lumière du ciel nocturne donne sur le sol horizontal un éclai-

rement d’environ i ^{3.Ot0 de lux.}

95 Salet (1)..Je vais examiner ici ce que peut produire ^{la diffusion,}

p a r ^un gaz ^très raréfié, répandu uniformément dans tout l’espace.

Soit ~ la densité de ce gaz par rapport ^{au même} gaz pris ^{dans les}

conditions normales. Soit (fig. ^{2) S le soleil, T la} terre, ^ST

^{D la} distance qui sépare ^{ces deux astres. Cherchons l’éclat} intrinsèque

q ue donnera le gaz, rendu lumineux ^par diffusion, ^{dans une direc-}

tion TM faisant un angle ^{ce avec la} direction ST prolongée.

’

FIG. 2.

_

Prenons, ^en A, ^une couche d’air limitée par deux sphères ^de

/

centre T et de rayons ^{et .x} + ^{dx. Soit SA} -- o, SAT

^6. Soit E,,

l’éclairement _que le soleil donne sur la terre. Le gaz placé ^{en A}

reçoit du soleil I’éclairement

La couche d’air d’épaisseur ^dx donne, d’après ^{la formule} (3), ^un

éclat intrinsèque

Pour avoir l’éclat intrinsèque dans la direction considérée, ^{il faut} intégrer ^cette expression, ^dans laquelle p ^{et 0 sont fonctions de x,}

entre les limites -,,

o et :~~ - x. Cette intégration ^{est immédiate}

(i) ^SALET, Bulletin de la Sociéléasltonomique ^de Fl’ance, p. 329 septembre ^i~.l~.

96

en prenant ^{0 comme variable} indépendante. Une transformation facile permet ^{de mettre l’éclat} intrinsèque dans la direction consi- dérée ^sous la forme :

ce qui ^{donne :}

Il est facile de passer ^aux grandeurs stellaires. Soit ^m la gran- deur stellaire du soleil vu de la terre, ^{m’ la} grandeur ^{stellaire du}

ciel par stéradian dans la direction définie par l’angle ^{i. On aura : -}

Comme il s’agit d’observations photographiques, ^on prendra

pour ¹ⁿ la grccndeur photopraphique ^{du soleil,} qui peut être admise

égale ^à

26,0. On raisonnera comme si toute la lumière du ciel

provenait ^{de la} diffusion, c’est-à-dire que l’on négligera ^{la lumière}

des étoiles. Alors m’ === 2013 3,8.

Prenons la région ^{du ciel} opposée ^{au soleil} (x == 0) ^et supposons, pour fixer les idées, que le gaz diffusant soit de l’hydrogène (K ^{= 3,2 X} 101). ^{On a} enfin D -- 1,5 X 1011 mètres. L’équation (6)

’

permet ^{alors de} calculer 2 ; ^{on trouve : e}

Si l’on tient compte ^{de ce} qu’une partie ^{de la} lumière observée

provient ^des étoiles, ^{on voit} qu’une ^densité d’hydrogène ^voisine

de 10-1 ~ expliquera ^les phénomènes ^observés.

Cela correspond ^{à un} gaz extraordinairement raréfié ; ^{une masse} égale ^{à un} gramme occuperait le volume d’un cube de 10 kilomètres de côté, ^{et le} libre parcours moyen des molécules serait de ^1.604 kilo- mètres. Un millimètre cube contiendrait seulement 300 molécules

Si l’on s’écarte de la direction « o, opposée ^{à celle du} soleil, ^la

théorie qui précède ^fait prévoir que ^l’éclat intrinsèque ^{ira en} croissant,

d’abord si lentement qu’il ^sera presque ^constant dans tout l’hémis-

phère opposé ^{au soleil} (a 900), puis ^de plus ^en plus ^{vite. Le}

tableau suivant donne quelques ^valeurs relatives, calculées par les

97 formules précédentes, de l’éclat intrinsèque dans diverses directions t les données d’observation font malheureusement défaut pour compta-

rer ces résultats avec la réalité.

La théorie qui précède reste- fort incertaine, ^{faute de toute confir-}

mation par l’observation. Sur des éclats aussi faibles que celui du ciel nocturne, l’oeil ^ne peut fournir que des indications très impré-

cises. La méthode photographique, que j’ai employée pour la ^mesure des éclats intrinsèques, permet ^au contraire d’obtenir sans difficulté

*les résultats intéressants. Il y aurait lieu d’étudier les points ^sui-

vants : la lumière du ciel nocturne est-elle polarisée? Quelle ^{est sa} composition spectrale ( 1 ) ? ^{L’éclat en un} point donné du ciel varie- t-il ^avec la position du soleil ?

Certaines observations d’astronomie sidérale ont conduit à soup- çonner que la lumière subirait ^une légère extinction après ^{de très} longs parcours ^{à travers} l’espace. ^{W. Vessot} King ^{a cherché à} expli-

quer ^cet affaiblissement par la présence d’un gaz qui remplirait

tout l’espace (2). ^{Il est conduit à} supposer ^une densité de gaz ^{tout à} fait du même ordre que celle qui explique la lumière du ciel. Tou- tefois cette concordance se produit ^entre deux nombres dont l’un est très incertain (3) ; d’ailleurs la même concordance aurait lieu si l’on attribuait les deux phénomènes ^{à une} diffusion par des parti-

cules solides ^ou à toute autre cause qui fasse intervenir de la diffu- sion sans absorption.

6. Lumière zodiacale.

La diffusion de la lumière _{par les} gaz

peut expliquer aussi la lumière zodiacale. Même si la densité du gaz ^est uniforme, on aura un accroissement d’éclat intrinsèque

(1) ^De véritables mesures spectrophotométriques seraient très difficile, ^{à cause}

du faible éclat intrinsèque du ciel nocturne. Une mesure de facile à obtenir, conduirait à une indication intéressante (voir plus loin, ~ s).

(2) ^{The iyaluî,e,} p. 70l ; ^{26 août 1915.}

(3) Certaines observations récentes de lI. Adams conduisent à une valeur _presque insensible de cette absorption. ^{S’il en est} ainsi, le gaz qui expliquerait ^{la lumière}

du ciel nocturne devrait être confiné à la région qu’occupe ^le système ^solaire.

98

dans les régions du ciel voisines du soleil (vair ci-dessus) ; ^mais

cela ne suffit pas ^à expliquer ^{les faits observés, car le} phéno-

mène serait symétrique par rapport -au plan ^vertical passant par le soleil, tandis que la lumière zodiacale paraît à peu près ^cou-

chée suivant le plan ^de l’écliptique. ^Une légère condensation du gaz ^au voisinage ^{de ce} plan permet d’expliquer ^les phénomènes

observés. Dans ce cas encore l’insuffisance des observations, généralement ^{visuelles et} purement descriptives, ^ne permet pas d’asseoir la théorie sur des bases sûres. Le peu que l’on sait ^sur la

polarisation ^{de la} lumière zodiacale est en faveur de l’hypothèse ^de

la diffusion moléculaire.

7. Couronne sol(tire.

La lumière de la couronne solaire donne,

comme celles des queues ^de comètes, ^un spectre ^de lignes ^brillantes superposé ^{à un} spectre continu. Ce dernier peut ^être attribué à de la lumière diffusée. La présence ^de particules ^{solides à aussi}

faible distance du soleil paraissant fort peu vraisemblable, ^{on est}

conduit à penser que ^le corps diffusant ^{est un} gaz. La polarisation

de la lumière de la couronne confirme cette conclusion. Il _y a lieur de chercher quelle ^{doit être la} densité du gaz nécessaire pour

expliquer ^les phénomènes ^observés.

Le problème ^est beaucoup plus compliqué que les précédents,

pour les deux raisons suivantes :

f° Chaque élément de volume du gaz diffusant reçoit ^{de la lumière} venant, ^non d’une direction unique, ^{mais de toute la} surface du

soleil, qui lui envoie des rayons ^contenus dans un cône d’angle

sensible.

On raisonnera comme si toute l’énergie ^{venait du centre du soleil,} hypothèse ^assez éloignée de la vérité pour les points voisins de la surface.

~° La densité du gaz ^n’est pas constante, mais décroît à mesure

que l’on s’éloigne ^{du soleil;} la loi de décroissance détermine la loi de répartition de la lumière dans la couronne.

Plusieurs formules empiriques ^{ont été} proposées pour exprimer

cette loi de répartition de la lumière. Turner trouve (’) que l’éclat

intrinsèque ^{varie en} raison inverse de la sixième puissance ^{de la}

distance angulaire ^{au centre du} soleil. J’admettrai cette loi simple,

tlce Sun.

99

qui ^{conduit à une} variation de la densité en raison inverse de la

cinquième puissance ^de la distance au centre.

Soit alors r le rayon du soleil, Õo la densité du gaz ^au voisinage

immédiat de la surface solaire; ^{en un} point ^{situé à Ia distance,} p, la densité ^{sera :}

Soit ( fig. 3) ^{S le centre du soleil, T la terre.} Cllerchons l’éclat

intrinsèque dans la direction faisant l’angle ~ ^{avec la direction} qui ^{va au centre du} soleil. Les autres lettres conserveront la même

signification que précédemment (voir fig. 2) : ^en particulier, ^{on a :}

,

En refaisant les raisonnements du § 5, ^on trouve, pour l’éclat

intrinsèque ^{dans la direction} considérée :

L’intégration ^{est facile à faire en} prenant ^{encore 0 comme variable} indépendante. ^Tenant compte ^{de ce} que le problème ^{n’a d’intérêt}

que pour les petites ^valeurs de p (car ^{la couronne ne s’étend} qu’à

une faible distance autour du soleil), il vient :

L’intégrale qui figure ^au second membre ^a pour valeur ~,~2.

Admettant que le gaz ait les propriétés optiques ^de l’hydrogène,

et qu’il s’agisse d’observations visuelles, ^on prendra ^{K = 7 X 106.}

D’autre part Eo - ^1(P lux. Introduisant le demi-diamétre apparent

100

du soleil, (ù = if ^et la valeur D = _X 10" ^t mètres, il vient :

Dans cette formule, ^I’éclat intrinsèque ^est exprimé ^en bougies par mètre carré. Si l’on connaît la valeur de l’éclat en un point ^{de la}

couronne, ^on pourra calculer la densité du gaz diffusant.

Pendant l’éclipse ^{de 1905} j’ai ^trouvé (~) ^{un éclat de 700} bougies

par mètre ^{carré en un} point ^{situé à 5} minutes du bord (~ ^{= En}

utilisant cette donnée, l’équation précédente ^{donne :}

Telle serait, par rapport ^à l’hydrogène dans les conditions nor-

males, la densité au voisinage immédiat de la surface. Cette densité

déjà ^très faible irait en décroissant extrêmement vite en s’éloignant

du disque solaire, ^{et ne serait} plus que de 10-10 ^{à une} distance de 1«

surface égale ^au rayon solaire. Il n’est pas surprenant que des comètes aient _pu traverser cette légère atmosphère ^{sans subir de} perturbation apppréciable.

8. Cozcleur cle la lumière

Le pouvoir diffusif d’un gaz

varie, ^{avec la} longueur d’onde de la lumière, ^comme ~-1 ; ^{les radia-}

tions de faible longueur ^{d’onde seront donc en} plus ^forte proportion

dans la lumière diffusée _que dans la lumière incidente. Cette parti-

cularité sera un des caractères permettant ^de conclure, sinon sûre- ment, ^{du moins avec} quelque probabilité, ^à de la diffusion molécu- laire. Il y aurait donc grand ^{intérêt à étudier, dans} les divers cas

examinés plus ^{haut, la} composition spectrale quantitative ^{de la} lumière, ^{et à} la comparer ^avec celle de la lumière solaire (2). ^Des

mesures spectrophotométriques, faites par photographie, ^seraient

faciles dans le cas de la couronne solaire, dont l’éclat intrinsèque

n’est pas ^très faible ; ^la présence ^du spectrb ^de lignes ^ne gênerait

pas les ^mesures.

(1) Comptes Rendus de l’Académie des Sciences, ^t. CXLI ; ^1905.

(2) ^{On ne} peut ^se fier, pour cette comparaison, ^{à la} simple impression ^de

co2cleur. L’oeil ne juge ^des couleurs que par contraste, ^{et son} jugement perd

toute valeur pour des éclats intrinsèques très faibles. Dans les cas où un spectre

de lignes brillantes se superpose ^au spectre continu la lumière correspondant ^à

ce spectre complique ^le phénomène ^{et contribue} à modifier l’impression ^visuelle.

101

Dans le cas des éclats très faibles, ^comme celui du ciel nocturne,

toute étude spectroscopique serait fort difficile ; ^on pourrait ^{se con-}

tenter de mesurer ce qiie les astronomes appellent le color-index. Ce nombre résulte de la comparaison ^{entre la valeur} photométrique ^que

donne la plaque photographique ^{et celle} qui résulte de l’observation visuelle (’). Soient deux astres t1 et B. On mesure visuellement le

rapport ^{de leurs} intensités, d’où résulte une différence de grandeur;

soit m la différence entre la grandeur de l’astre B et celle de l’astre A.

Faisant la même mesure au moyen ^{de la} plaque photographique, ^on

trouvera une différence de grandeur rn’. Si les lumières des deux astres ont même composition spectrale, ^n2’

^m. Sinon, în ^{et 1n’ sont} différents ; ^est supérieur ^{à m si B est} plus rouge que A. La diffé-

rence C

7n’

m est le color-index de B par rapport ^{à A.}

Cette définition est fort arbitraire, ^car elle fait intervenir les pro-

priétés particulières ^{de la} plaque photographique ^et de l’oeil. L’expé-

rience montre que le color-index est cependant ^{assez bien défini ; il} présente ^cet intérêt de donner une indication sur la différence de teinte de deux astres, ^au moyen d’un coefficient dont la mesure est

facile, ^{même sur des astres très faibles.}

Il y ^a lieu de chercher quel ^{est le} color-index de la lumière que diffuse une masse gazeuse, comparé ^à celui de la lumière incidente.

Le calcul peut ^{être fait en} partant des courbes de sensibilité de l’oeil et de la plaque photographique ^{et de la courbe} d’énergie ^{de la}

lumière incidente, qui ^est supposée ^{être la} lumière solaire. On trouve

que le color-index de la lumière diffusée est

1, celui de la lumière solaire étant pris ^{comme zéro.}

Une pareille ^{valeur du} color-index serait facile à mettre en évi- dence même dans le cas de lumières très faibles, ^{et serait un fort} argument ^{en faveur de} l’explication par la diffusion moléculaire.

9. Influence ^de l’effet Doppler-Fizeau. - La lumière diffusée par

un gaz est, ^en réalité, envoyée par les molécules de ce gaz, qui ^sont

dans un état de continuelle agitation. Par suite de l’effet Doppler- Fizeau, ^{toute radiation} monochromatique ^incidente doit, ^{dans la}

~l~ La notion de s’applique ^à toutes les sources de lumière.

La mesure visuelle, difficile pour des ^sources faibles, ^{est souvent} rempla-

cée par une mesure photographique ^{faite au} moyen de plaques orthochroma-

tiques ^avec interposition ^{d’un écran absorbant} convenable, de manière à obte-

nir une courbe de sensibilité pratiquement identique ^{à celle de l’oeil.}

102

lumière diffusée, ^être remplacée par ^un petit ^{morceau de} spectre coniinu. Lorsque la lumière incidente est de la lumière solaire, ^cet

effet ne peut modifier d’une manière appréciable ^le spectre ^continu

de la lumière diffusée, ^{mais il} peut ^se faire sentir sur les raies noires du spectre. Chacune des radiations monochromatiques ^voi-

sines cl’une raie noire étant, ^{dans la lumière} diffusée, étalée ^{en une}

petite ^bande continue, ^{la raie} pourra ^être plus ^ou moins envahie _par

ces radiations, ^et pourra disparaitre complètement. ^{L’effet sera}

d’autant plus marqué que la température ^du gaz ^sera plus ^{élevée et}

son poids moléculaire plus ^faible.

Cet effet me paraît ^{de nature à} expliquer ^une particularité ^fort

curieuse du spectre ^{de la couronwe} solaire, ^restée jusqu’ici ^sans explication satisfaisante : le spectre continu de la couronne ne con-

tient pas les raies ^noires du spectre solaire. A première ^{vue, le fait} paraît inconciliable avec toute explication qui attribuerait le spectre continu de la couronne à de la lumière solaire diffusée, ^{car on est}

habitué à considérer la lumière diffusée comme identique ^{à la lumière,}

incidente. L’effet Doppler-Fizeau explique ^{l’absence des raies noires,}

pourvu que l’on suppose ^un gaz diffusant ^à température ^{élevée et de} poids moléculaire faible.

Enfin, ^{dans notre} _propre atmosphère, ^l’étude de la lumière diffusée par ^l’air (bleu ^du ciel) pourrait ^encore fournir des données intéres- santes. D’après ^certaines théories, les hautes couches de notre

atmosplière seraient formés d’hydrogène ^{ou même} d’un gaz plus léger ; ^{ce sont ces} gaz qui ^nous enverraient la lumière correspondant

à la fin du crépuscule. ^L’effet Doppler-Fizeau doit alors produire ^une

modification du spectre de la lumière diffusée, _ayant pour effet de faire disparaître, dans la lumière envoyée par le ciel ^à la fin du cré-

puscule, ^les plus fines raies noires du spectre solaire. L’étude de la très haute atmosphère ^ne serait donc _pas absolument inaccessible à

l’analyse spectrale.