Sur l'origine des radiations émises par le ciel nocturne dans l'intervalle spectral 5 000-8 000 Å

(1)

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Sur l’origine des radiations émises par le ciel nocturne

dans l’intervalle spectral 5 000-8 000 Å

Jean Cabannes

To cite this version:

(2)

SUR L’ORIGINE DES RADIATIONS

ÉMISES

PAR LE CIEL NOCTURNE DANS L’INTERVALLE SPECTRAL 5 000-8 000 Å

Par JEAN CABANNES.

(Faculté

des Sciences de

_{Montpellier).}

Sommaire. 2014Ce travail fait _partied’une série de recherches sur la composition spectrale de la lumière du ciel nocturne entreprises à Lyon, à Montpellier et au Pic du Midi avec la collaboration de MM. _{Dufay, Garrigue}et Gauzit. _J’analyseici la partie la moins réfrangible du _spectre,de 5 000 à 8 000 Å. On y trouve un _spectrediscontinu _d’origine_{atmosphérique,}_identiqueà celui des aurores boréales avec

prédominance des radiations 5 577 et 6 314 Å, communément appelées raies verte et rouge des aurores.

En dehors de la raie 5 577 attribuée à l’atome _{O I,}ce _{spectre paraît}essentiellement constitué par le

premier système positif de l’azote, les bandes telluriques de l’oxygène et le spectre de vibration de la molécule H2O. _{J’explique théoriquement}les principales particularités de ce _spectre.

!. Introduction. - Dans une

note (~) communiquée

le 11

_juin

dernier à l’Académie des

Sciences,

j’ai déjà

publié

la liste des radiations que

j’ai

pu observer dans la lumière du ciel nocturne entre 5 000 et 8 00 À et donné

_quelques

indications sur leur

_{origine probable.}

Le ~lecteur trouvera ici un

_exposé

_{plus complet}

de ces

observations et une étude

_critique

des résultats

_qu’on

peut

en tirer.

Depuis longtemps déjà,

la radiation de

_longueur

d’onde 5577 1, communément

_appelée

raie verte des

aurores

_polaires

ou

_plus

_simplement

encore raie de

l’aurore,

a été retrouvée et

_{systématiquement}

étudiée dans la lumière du ciel nocturne. Les

_premières

obser-vations de cette raie datent de

_(180~)

et elles ont été continuées

_plus

_{tard par}

_Campbell,

Lord

Ray-leigh, Slipher,

Babcock,

Mie Lennan et

_Garrigue.

En

_1929,

_{Slipher (3)}

annonça de

Flagstall

la décou-verte de nouveaux _{groupes de radiations dans les}

ré-gions

orangée

et _{rouge du}

_spectre,

_{jusqu’alors}

inexplo-rées ;

il mesura les

_longueurs

d’onde des

_plus

intenses d’entr’elles

et leur attribua un~e

_origine

_{atmosphérique.}

_{Dufay (,)}

retrouva à

_Lyon,

en

_1932,

les radiations à 892 et 6 315Â

et découvrit deux nouvelles raies vertes en 5316 et 5 662 À. Mais la

_précision

de toutes ces mesures était

insuffisante pour

permettre

l’identilication ,des raies ou

bandes observées.

Les résultats les

_{plus importants j}

_jusqu’ici

sont veux

de Sommer

_{(~) qui}

obtint au mont

_Wilson,

en

sep-tembre

_i929,

deux

_{photographias}

sur

_lesquelles

il

_put

mesurer 33 raies entre 512#a.) et 7 28O Á. Une

_vi-ngtaiiwe

d’entre P-IIes sont t dOOlnoos comme certaines . L’intervalle

spectral

5 _{2G5-7 ~80 occupe}une

_longueurs

de

4,9

mm sur

les clichés de Sommer et les raies y sont

_pointées

à

_{>1 y}

près,

ce

_{qui correspondrait}

à une

_précision

d-e 11

envi-ron dans la mesure des

_longueurs

d’onde. En

réalité,

l’erreur,

dans ces mesures, ne

_paraît

_pas

_dépasser

un

assez

_petit

nombre

_{d’angstrôms,}

ce

_qui

est excellent. 2. Nouvelles observations. - Il est bien évident que les deux seuls clichés de Sommer étaient insuffi-sants pour

permettre

une conclusion définitive sur

l’origine

des radiations émises. J’ai donc

_repris

ces

recherches avec un nouveau

_{spectrographe que}

J.

_{Coj an ,}

Directeur

_technique

de la Société

_générale

_d’Optique

à

Paris,

a bien voulu construire à ma _{demande pour}

l’étude du ciel nocturne. Ce

_{spectrographe}

est

_plus

lumineux,

mais un _{peu moins}

_dispersif

que celui de

Sommer;

l’étendue

_{spectrale précédemment}

_envisagée.

occupe sur les clichés

4,6

mm au lieu de

_4,9

mm.

L’ap-pareil

a

_déjà

été _{brièvement décrit par}

_Dufay

et moi dans une note à 1"Académie des Sciences

_{(6) ;}

_plus

ré-celnment,

à l’une des réunions de l’Institut

_d’Optique

de

_{Cojan, après}

une étude

_critique

des

spec-trographes à grande

luminosité

_déjà

construits en

An-gleterre

et en

_Amérique,

a montré comment il était arrivé à la solution actuelle du

_problème.

Je reviendrai moi-même

_{plus longuement}

dans un article ultérieur

sur la

_description

de mon

_{spectrographe,}

ses

_qualités

optiques

et les services

_qu’il

m’a

_déjà

rendus. Je ne yeux

_indiquer

dans cet _{article que les}

_points

essentiels. Ce

_{spectrographe}

est caractérisé non seulement par

la

_grande

ouverture relative

_(/?jO,7),

maïs encore _par

les

_grandes

dimensions

_{(F =}

80mm)

de

_l’objectif

de chambre. Un seul

_prisme

de 60° en flint extradense

(~=i, 6 803,~== 3~, I )

donne dans ces conditions

une

_dispersion

suffisante et l’on évite dans une

cer-taine mesure la courbure du

_champ

de

_l’image

que ferait

_apparaître

une

_augmentation

de la

_dispersion

Naturellement,

les dimensions du

_prisme

sont

_{grandes (ld5}

mm de hauteur’et 205 mm de

_base),

mais la naison Parra-Mantois fournit actuellement

sans _{difficulté de grosses}

_pièces

de verre Dien

homo-gène.

Etant donné ses

_{grandes dimensions,}

_l’objectif

de chambre doit être

_{particulièrement}

bien

_{ooi’rigé :}

en

40.

(3)

effet,

les aberrations zonales résiduelles sont propor-tionnelles à la distance focale et il

_n’y

aurait évidem-ment aucun intérêt à

_augmenter

la distance focale si l’on diminuait en même

_temps

la netteté de

_{l’image ;}

la netteté doit être aussi bonne

_qu’avec

un

_objectif

de distance focale

_plus

courte. Pour la radiation 6 500 À, l’aberration zonale

résiduelle,

calculée par

Cojan,

ne

dépasse

pas

1,’800

de la distance

focale,

ce

_qui

_donne,

pour

l’image

d’une fente infiniment fine éclairée par une

lumière

_{rigoureusement}

_{monochromatique,}

une

_largeur

totale de X

1/800 == j /7

mm. En

réalité,

le pou-voir de

_résolution,

limité dans ce

_{spectrographe}

_par

les aberrations de

_{l’objectif,}

est environ

_cinq

fois

_plus

grand (on

peut séparer

deux raies distantes sur le cli-ché de ou

_i/40

de

_{mm) ;}

on en conclut que les

rayons

marginaux

n’interviennent pas dans l’éclaire-ment de

_l’image,

ou encore _que

_l’objectif

travaille en

réalité avec une ouverture un inférieure à

L’appareil

a été étalonné avec les

_spectres

du fer et du néon. La

_longueur

d’onde ’).

_(en

_angÇtrüms)

d’une raite de l’intervalle 5000 8000 À est donnée en fonction Ide sa distance n

_{(en millimètres)}

à la raie du néon

5 _{853 À par la formule}

Cette formule donne immédiatement la distance de ~a raie de l’aurore 5 577 à la raie 5853. Dès

_lors,

_pour ’la détermination des radiations du ciel

nocturne,

il n’est

_plus

_{nécessaire de superposer}

_chaque

fois un

spectre

de

_comparaison

au

_spectre

à étudier : il suffit de mesurer les distances de

_chaque

nouvelle raie du

ciel à la raie de l’aurore pour avoir leurs

longueurs

d’onde.

Les

_pointés

ont été

faits,

soit directement sur le -cliché avec un

_{comparateur Beaudoin,}

soit

après

enre-gistrement

au

_{microphotomètre}

Zeiss. Sur

l’enregistre-ment, les distances des raies sont

_multipliées

_par

vingt,

mais elles ne

_peuvent

être déterminées

_qu’à

un

dixième de millimètre

près :

la

_précision

des mesures

faites sur

_{l’enregistrement paraît}

donc un _{peu moins}

bonne que celle des mesures directes sur le

cliché,

où l’on arrive à

_pointer

une raie à un ou deux microns

près.

Mais sur

_{l’enregistrement}

_apparaissent

des détails que ne _{donne pas l’étude directe du cliché}au

micros-cope et l’on sait mieux ce que l’on

pointe.

En outre, il est bon de

_pouvoir

_{comparer d’un coup d’oeil les} diffé-rents

_spectres

obtenus au cours de différentes nuits,

pour

justifier,

par

exemple,

l’existence d’une raie

dou-teuse,

et cette

_comparaison

_exige

des

_{enregistrements}

très

_amplifiés.

En

_définitive,

sur 70 raies observées et mesurés de 50i5 et 8330

Á,

je

n’en ai _{obtenu que 25}

au

_comparateur;

ce

_sont,

il est

vrai,

les

_plus

impor-tantes et les

_plus

sûres.

A

_partir

de la formule donnée

_plus

haut,

en admet-tant que la

précision

des

_pointés

et la

_largeur

_occupée

par

chaque

raie restent constantes dans tout le

spectre,

il est facile de

calculer,

pour

chaque région

du

spectre,

l’erreur commise dans la mesure des

_longueurs

d’onde

et le

_plus

_petit

intervalle

_spectral

résoluble. On trouve que l’incertitude des mesures _{passe de}

_quelques

_{angs- ,}/

trôms à

quelques

dizaines

_{d’angstrôms}

du vert à l’infra-rouge.

Quant

au

_pouvoir

de

_résolution,

il varie dans le

même intervalle due 5 à 40 À environ.

Telles sont les conditions dans

_lesquelles

_j’ai

_pris

cinq

clichés. Le

_premier

_{(P. 15)}

a été obtenu au Pic du

_Midi,

en collaboration avec

_Dufay,

sur

_plaque

_crypta

Guilleminot,

en 16 h. 55 m., du 17 au 20 août 1933.

On sait que les

plaques crypta

sont sensibles aux

radiations du

_proche

_{infrarouge jusque}

vers 9 000 A :

la

_{plus grande longueur}

d’onde mesurée sur le cliché P. 15 est 8 330 À. Ces

_plaques

sont d’ailleurs caracté-risées par trois maxima de sensibilité

vers 4500,

5 550 et 7 500

3+,

avec une énorme diminution de la sensibilité de 5 900 à 62uO :

_{j’ai cependant}

obtenu sur

le cliché P. f 5 les

_principales

_{radiations rouges émises} par le ciel dans l’intervalle de faible

sensibilité,

ce

qui

montre combien ces radiations sont intenses. Les autres poses ont été faites à

Montpellier

sur

plaques

hypersensitives

Ilford,

sensibles au

_vert,

au

jaune

et au _{rouge. En voici l’énumération :}

durée de pose : -.

Toutes ces

_{photographies}

ont été

_prises

par très beau

_temps.

C’est le cliché ~1.52

_qui

a fourni le

meilleur

_spectre.

Etant donné que

l’objectif photographique

à cause

de ses aberrations

donne,

d’une fente infiniment

_fine,

une tache de diffraction de

_{largeur finie,}

on

_augmente

l’intensité lumineuse en

_chaque

_point

de cette tache en

prenant

une fente relativement

_large.

J’ai

_adopté

une

largeur

de

0,2

mm : le collimateur

_ayant

une distance

focale de 600 mm, cette

largeur

est réduite

à 2711-

dans le

_plan

focal de

_l’objectif

de chambre.

3. Résultats. - Le

_simple

examen des

_spectres

à

la

_loupe

donne des

_{renseignements}

intéressants : on

ne voit pas de

fond

niais seulement un

_petit

nOlnbre de groupes de raies oit bandes d’éritissioii. Sur

plaques

crypta apparaissent

à

_première

vue, outre la raie verte 5

_577,

deux fortes bandes dans l’extrême rouge vers 7250 et 7 400 Â et une bande

_plus

faible vers 5 670. Sur

_{plaque hypersensitive,}

la raie 5577 est

suivie,

du côté des

_{grandes longueurs}

d’onde,

de la faible bande

_5670,

_puis

d’un

_premier

_{groupe de deux} bandes vers 5 890-5

_975,

enfin _{d’un second groupe}de deux bandes vers 6 31~-6 523. Les radiations visibles les

_plus

intenses dans le ciel ont _pour

_longueurs

d’onde 5 577 et 6

_{314 ;}

on sait que ce sont aussi les deux radiations

_{caractéristiques}

verte et _{rouge des}

aurores boréales

découvertes,

la

_première

_par

_Angstrom

en

_1867,

_{la seconde par Zôllner}en 1876. Il existe

d’ailleurs entre elles une

_remarquable

différence

(4)

raie

_fine.

Toutes les autres radiations sont

_floues,

et le contraste est

_frappant.

Pour obtenir des

_{spectrogrammes}

avec _{des poses}

aussi courtes

_j’ai

dû

_développer

les

_plaques

à fond dans un révélateur à base de soude

_caustique.

Ce-pendant,

dans l’examen sommaire à la

loupe,

les

prin-cipales

raies ou bandes

_{n’apparaissent}

_{que très}

fai-blement sur le voile

chimique

général.

Aussi faut-il insister ici sur les bons résultats que m’a

_donnés,

malgré l’imperfection

des

_clichés,

leur

_{enregistrement}

au

_{microphotomètre}

Zeiss.

La

_figure

1

_reproduit

une

_partie

d’un

enregistre-ment du

_{spectre M.53,}

fait en mai.

_J’y

ai inscrit les

longueurs

d’ondes des

_principales

radiations. Les dis-tances entre les raies

_spectrales

sont exactement

mul-tipliées

par 20 sur

_{l’enregistrement original ;}

en

outre,

pour la

reproduction,

cet

_{enregistrement}

a été

_agrandi

environ

1,7

fois. On _{y voit}

_apparaître

de nombreux détails que ne _{donnait pas l’examen direct du cliché}au

microscope.

Fig. 2.

On

peut

encore accentuer les

_principaux

détails en

enregistrant

les clichés avec une moindre

amplifi-cation

_(7,

par

exemple,

au lieu de

₂₀₎

et en

agran-dissant

_davantage

_{l’enregistrement}

obtenu. C’est ainsi

qu’on

est arrivé à la

_figure

2,

à

_partir

d’un nouvel

enregistrement

du

_spectre

M.53, fait en octobre. Les raies

_{caractéristiques}

verte et _{rouge du ciel}et des

aurores _{y sont}très belles. Les deux

_{enregistrements}

ont été _{faits dans des conditions de sensibilité}

ana-logues ;

la lente du

_{microphotomètre}

éclairait dans le

speotre

une intervalle de

_25p.

_{(fig. 1)}

et de

30Ni

(fig. 2).

Parmi les accidents des courbes

_{enregistrées,}

cer-tains sont dus à de

_légers

défauts du cliché ou à la

distribution

_{irrégulière}

des

_{grains d’argent réduit ;}

mais la

_comparaison

de

_plusieurs

courbes obtenues dans des conditions variées à

_partir

d’un même

_spectre,

et celle de courbes

provenant

de différents

_spectres,

montrent

_{généralement}

assez

_{bien, parmi}

ces

_accidents,

ceux

_qui

_proviennent

réellement d’une raie

_spectrale.

TABLEAU 1.

Radiations observées dans l’intervalle 5000-8,100 Á.

L’examen direct des clichés au

_microscope

et leur étude au

_{microphotomètre}

ont donné les

_longueurs

d’onde contenues dans le tableau I. Elles diffèrent très peu de celles que

j’avais déjà

publiées

(t),

après

une première

étude.

_J’y

ai

_{grossièrement}

numéroté les intensités de 0 à 20. Une accolade réunit les radiations

qui

forment un _groupe

_{caractéristique.}

_{Les groupes les}

plus

intenses sont

_indiqués

par une double accolade. Le tableau II montre la concordance de mes mesures avec celles de Sommer. Les radiations les

_plus

in-tenses ont été trouvées au mont Wilson en 1929 et à

Montpellier

en 1934 avec des

_longueurs

d’onde assez

voisines. Il y a

_{cependant quelques}

différences

no-tables entre

,)es

deux séries de résultats : les raies

5646-56981 ont _{été données par Sommer}en

_{5682-5716 ;}

d’autre

_part

_je

ne trouve _{pas chez Sommer les raies}

6269, 6802,

7134

_{auxquelles j’ai}

attribué les intensités

3, 2

et 4. Enfin

_je

_{n’observe pas la forte raie}6860

₍₆₎

de Sommer. Mais la différence la

_{plus importante}

est relative à la radiation rouge des aurores

_polaires.

(5)

6 363

_{(2) qui}

soit celles de l’atome

_d’oxygène

IP2

--1 D2

et Or

_je

ne trouve rien en

_{6363; quant}

à la raie 6

300,

à

_{laquelle ..j’attribue}

un _peu

arbitrai-rement l’intensité

_4,

elle se

_distingue

mal sur mes

clichés d’une bande

_large

et

_plus

intense dont le maximum est en 6 314. Ce

maximum,

dont

_j’ai

_pu

dé-terminer la

_longueur

d’onde avec soin à

_partir

de la raie

5577,

est bien visible sur les

_figures

I. et 2.

TABLEAU II. - des

nïesîtî-es actuelles et des de Sornmer.

Il est

_{particulièrement}

_important

_{de comparer le}

spectre

du ciel nocturne à celui des aurores

_polaires.

Nous avons _{pour cela} une

_analyse

_{spectroscopique}

déjà

ancienne de la lumière des aurores boréales par

Gyllenskiôld

(8)

et des observations

_beaucoup

_plus

récentes de

_{Végard (°)}

et de

_Végard

et

_Harang

_(1°).

Dans le tableau

III,

en

_regard

des radiations du ciel

nocturne,

on trouvera celles des aurores, Les

pre-mières sont dans les colonnes

_{C ;}

les secondes dans

les colonnes G

_{(Gyllenskiôld)}

et VH

_(Végard

et

_Harang).

La

_{région 6800-7200 l}

ne

_paraît

_{pas avoir été}

étudiée par

Végard :

il mesura les

_longueurs

d’onde inférieures sur

_{plaques panchromatiques,}

les

longueur

d’onde

_supérieures

sur

_plaques

sensibles à

l’infra-rouge et

négligea

l’intervalle en

_question.

_Mais,

cet intervalle

mis 4

part,

le tableau III montre

_{l’identité}

des

radiations

émises par le ciel et _parles aurores

boréales. Une

_analyse

_spectrale

_approfondie

n’était

d’ailleurs pas nécessaire pour étublir la

_parenté

des deux

_spectres

dans le

_jaune

et _{dans le rouge.}Une ra.,

pide inspection

des

_spectres

du

çiel

révèle un

_petit

nombre de _groupes

_{caractéristiques retrouvés par}

les

différents chercheurs :

Or,

d’après Végard

les maxima les

_{plus importants}

du

_spectre

des aurores sont situés vers

Ils semblent bien coïncider avec les _{groupes de}

bandes

trouvés dans le

_spectre

du ciel.

TABLEAU III.

Gomparaison

du ciel iiocturne et des auréoles

boréales.

Les nombres entre

crochets,

qui

avaient été donnés antérieurement par

Végard,

ne se _{retrouvent pas 4ans}

l’article

_(1°)

de

_Végard

et

_Harang.

Cette

_parenté

des deux

_spectres

est d’ailleurs beau-coup

plus

lointaine dans le bleu et le violet où l’inten-sité du

_{système négatif}

des bandes de

_{l’azote, qu’on}

ne

retrouve _{que très affaiblies dens le}

_ciel,

donne au

spectre

des aurores un caractère

_particulier.

4.

_Origine

_{atmosphérique}

de la lumière rouge du ciel nocturne. - De 1922 à 19~~, au cours de ses

_premières

recherches sur la lumière du ciel

noc-turne

_{(12), Dufay}

obtint une dizaine de

_{spectrogrammes}

montrant

tous,

de 3000 à

~ 8~0 ~,

un

_spectre

continu

coupé

par les raies sombres de Frauenhofer. Il en

conclut que la

lumière

du

ciel

nocturne était due à une diffusion des rayons du soleil par des

particules

interplanétaires ;

des mesures de

_polarisation

coufir-maient cette manière de voir.

D’autre

part,

opérant

avec des

_plaques

photogra-phiques

sensibilisées à

_{l’érythrosine,}

_Dufay

_enregistra

régulièrement

la raie verte 577 et

_put

faire sur cette

raie de bonnes mesures

photométriques :

i il trouva

(6)

trans-portée

par le

_rayonnement

continu entre 4 62 et

6000Â,

et

_qu’elle

intervient _pourune valeur

_comprise

entre

_0,06

et dans la brillance visuelle du ciel nocturne. Mais

_{Dufay n’aperçut à}

cette

_époque

aucune

autre raie ou bande d’émission.

Cependant

un de mesures

JJhotonté-triques

au visuelles à travers des

_filtres

_colorés per-meltr1ient

_déja

de

_pôîzser

_quela _{rouge du ciel} n’avait _pasla même

_origine

_{que le}

_spectre

bleu obseruë par

Du fay.

Isolant avec des

filtres,

d’une

_part

le _rouge, d’autre

_part

la raie verte 5

_577,

Lord

_{Rayleigh (11)}

trouva une certaine corrélation entre les variations d

_intensité,

d’une nuit à

_l’autre,

_{de la lumière rouge et}

de la raie verte : le coefficient de corrélation était de

0,70.

Il y avait là l’indice d’une excitation commune

et la

_première

preuve de

l’origine atmosphérique

des radiations rouges du ciel nocturne.

Pendant ce

_temps

_Dufay

_(11),

au cours d’une

_longue

série de

recherches

_{photométriques}

très

_précises,

com-parait

la

_répartition

des intensités dans la lumière du ciel nocturne et dans celle du ciel

lunaire,

et trouvait la

_{première beaucoup}

_plus

riche en _{radiations rouge·,}

comme le montre le tableau suivant :

Ce

_qui

élève les

_rapports

1,70

et

_2,10,

c’est,

comme

l’avait

_déjà

_remarqué

_Dufay,

la

_présence

de la radia-tion 5 577, que laissent passer

partiellement

les deux

filtres,

surtout le second.

_Quant

au dernier

rapport

2,78

qui

est encore

_plus

_élevé,

il révèle une anomalie dont

_{l’explication}

la

_{plus simple}

est celle d’une émis-sion sélective

_{particulièrement}

intense dans _{le rouge,}

qui

se

_{superposerait}

à la

diffusion

des _rayonsdu Soleil

par les

particules interplanétaires.

Effectivement sur

mes

_{spectres, pourtant}

_peu

_dispersés,

le fond continu

n’apparaît

t _{pas; il}est donc faible vis-à-vis du

_spectre

discontinu.

La

_parenté

de ce

_spectre

discontinu avec celzci des

aurores

_polaires

est une nouvelle preuve de son

_origine

atmosphérique.

N’y

aurait-il pas

cependant quelques

raies

_{d’origine plus}

lointaine?

Ohman

a examiné les

conditions d’émission par le calcium interstellaire et eoncln à la

_possibilité

d’observer le doublet 7 293-7 32H Á du calcium

ionisé ;

je

l’ai cherché dans mes

spectres :

on _ytrouve bien une raie 7 278 assez voisine

de la

_première

_composante

de ce

_doublet,

mais il

_c2’y

a rien dans le ciel vers 7 326 À.

_Dufay

a

_pensé

aussi

aux raies D du sodium

_répandu

dans la

_{galaxie ;}

on les a observées dans certaines étoiles lointaines de la classe

_1J;

or il n’est pas

_possible

_{d’identifier}

avec les

raies D du sodi2crcc la

_large

bande 5 8 8 8

_qu’on

observe dans mes

_spectres;

elle a certainement une autre

origine

et ne

_peut

_{que masquer les raies}

_D,

si elles existent.

Dufay

avait d’ailleurs

_remarqué

que les varia-tions d’intensité de la radiation 5 892 clans le ciel

nocturne

_{témoiânaient}

t en faveur de son

_origine

atmosphérique,.

Cette émission discontinue

_d’origine

_{atmosphérique,}

que nous avons récemment observée dans le

_bleu,

Dufay

et

_moi,

et _que

_je

_retrouve,

_plus

intense encore

dans le rouge, résoud

peut être

les difficultés

aux-quelles

s’était heurté

_Dufay

en 1928

_lorsqu’il

n’envi-sageait

pas autre chose

_qu’une

diffusion de la lumière du Soleil par des

particules

interplanétaires.

Le ciel nocturne était

_trop

rouge pour une _{diffusion par les}

molécules d’un gaz

raréfié ;

il _{n’était pas}assez

_polarisé

pour une _{diffusion par des électrons libres.}

_Mais,

si

une émission

discontinue,

d’origine

atmosphérique,

non

_polarisée

et riche surtout en _{radiations rouges,}

vient

_s’ajouter

à la diffusion

_{interplanétaire,}

tout

s’explique

aisément et l’une ou l’autre des deux

hypo-thèses de

_Dufay

(molécules

ou

_électrons)

_peut

être

reprise

en considération.

Admettons,

par

exemple,

dans

_{l’hypothèse}

_{d’un gaz}

interplanétaire,

que la couleur du ciel nocturne serait

identique

à

celle

du ciel diurne si la diffusion molécu-laire des rayons du Soleil intervenait seule.

Dufay

a

calculé,

pour différents intervalles

spectraux,

le

rap-port

entre l’intensité réelle du ciel nocturne et celle du ciel

_{diurne ;}

il a trouvé :

A limites 3800-i6oO k330-5300 ~~J00-~800 4800-6000 6150-7000

On en _{conclut que.}dans te _{rouge, le}

_spectre

discon-tinu

_{d’origine atnlosphérique}

est ait moins trois

_fois

plus

intense que le

spectre

continu

_d’origine

planétaire.

5. Le

_{premier système positif}

des bandes de la molécule d’azote dans la lumière du ciel

noc-turne. - La

_figure

3

_rappelle

sommairement les états

électroniques

de la molécule

_d’azote,

leur

_potentiel

d’excitation et les transitions

_{correspondant}

aux

prin-cipaux systèmes

de bandes

_(13).

Le

_premier

_groupe

_{positif (ou}

mieux

_{premier systérjze}

positif) apparaît

entre 5 000 et 15 000,k dans la lumière

positive

d’un tube de

Geissler ;

on le retrouve dans la

phosphorescence

de l’azote

_actif;

les bandes sont

dégradées

vers les courtes

_longueurs

d’ondes. L’émis-sion de ce

_{premier système}

_positif

_{accompagne la}

transition B->- A. Le niveau B est

_triple,

mais nous

n’insistons pas ici sur cette

_{complication.}

Soit donc v’ et v" les

_quanta

de vibration d’une molécule à l’état inilial B et à l’état final

A,

la formule de

_Birge

permet

de calculer les nombres d’ondes’} relatifs aux

têtes de bande les moins

_{réfrangibles.}

Le tableau IV donne la

_longneur

d’onde dans le vide

(7)

entre 5 000 et 9 000.Â. Pour

_chaque

valeur de v’ les bandes

_soulignées

sont les

_plus

intenses

_d’après

la loi de

_{Franck-Condon; j’ai ajouté}

au tableau

_quelques

bandes

_{(entre crochets)}

_qui

_{n’ont pas}encore été

obte-nues au laboratoire. La

_{disposition adoptée}

fait immé-diatement connaître les bandes émises à

_partir

de

chaque quantum

initial v’

_(sur

une même

_ligne

du

tableau)

et la

_{place qu’occupent}

dans le

_spectre

les différentes suites ~1v -

6,

_0,

4,...

(chaque

colonne

représentant

une suite de

_bandes).

Fig. 3.

’

On voit que ces

_bandes,

très nombreuses et

répar-ties assez

_{uniformément,}

seront difficiles à mettre en

évidence dans un

_spectre

aussi

_complexe

et aussi peu

dispersé

que mes

_spectres

du ciel nocturne. Vais la difficulté est encore

_{plus grande}

_qu’il

ne

_paraît

à

première

vue. En effet la

_répartition

des

_intensités,

dans les suites de bandes du

_{premier système positif}

de

l’azote,

varie tellement suivant le mode d’excitation

qu’on

n’a pu reconnaitre l’identité des différents spec-tres obtenus au laboratoire

_qu’avec

de

_longues

_poses

et une

_{grande dispersion.}

A

_plus

forte raison sera-t-il difficile de retrouver en toute certitude les bandes de

l’azote dans le ciel.

1° On sait

_qu’une

_décharge

_électrique

non condensée fait

_apparaître

dans le lumière

_positive

les bandes 11-6 et 10-5 de la peu

inlenses ;

les

bandes

1~-8,1I-7,

10-6.

_9-5,

_{8-4, 7-3,}

6-2 et 5-1 de la suite 3v =

4,

intenses de 12-8 à

9-5;

enfin les bandes

12-9, 11-8,

10-7,

9-6, 8-5,

7-4,

6-3,

5-2 et 4-1 de la suite à v =

3,

très intenses de 9-6 à 5-2. Avec une

faible

_dispersion

on observera donc un _groupevert

assez

_faible,

avec maximum

_{vers 54401;}

un _groupe

jaune

intense,

de 5 750 à

_{6 070,}

avec maximum vers

5850 ; et

un _{groupe rouge}

_plus

intense et

_{plus étendu,}

de 6 250 à 6 700.

TABLEAU IV.

Têtes des bandes dit

_système

_I)ositif

de 1"azote.

2° Fowler et Lord

_Rayleigh

ont _{montré que le} spec-tre de

_{phosphorescence}

de l’azote actif était constitué par une sélection de bandes du

_{premier système}

_positif

de l’azote. En réalité on _ytrouve bien toutes les ban-des de ce

_système,

mais un

_petit

nombre d’entre elles

apparaissent

avec une

_{remarquable intensité;}

ce sont les bandes 12-6 et 11 5 de la

suite Av - 6; 12-7,

11-6 et 10-5 de la suite

~1 v = ~ ;

12-8 11-7 et 10-6 de la suite Av - _{4; enfin,}d’une

_{part i2-9,}

11-8 et

_10-7,

d’autre

_part

7-4 et 6-3 de la suite 3v = 3. Dans un

spectre

peu

dispersé

on observera donc un intense groupe vert avec maximum

400 A,

un _groupe

jaune

avec maximum vers 5 800 et un _groupe

rouge

avec deux maxima vers 6 250 et 6 62 1. A basse

tempé-rature la sélection est encore

_{plus nette;}

l’on ne trouve

plus

pour v’ que les valeurs

12,

11 et 6, ce

_qui

diminue la

_largeur

des groupes vert.

jaune

et _{rouge et}

_{dépla ce}

leurs maxima vers les

_{petites longueurs}

d’onde.

3°

_Si,

comme l’ont fait Lord

_Rayleigh

₍₁₁₎

_puis

McLennan

_(11),

on

_ajoute

un _{gaz inerte à l’azote}

_actif,

la

répartition

des intensités dans le

_spectre

de l’azote

change

encore. On observe un

_déplacement

des maxima

vers

_{l’infrarouge}

d’autant

_{plus grand}

_{que la}

_pression

partielle

de l’azote est

_plus

réduite. Le

quantum

initial

(8)

valeurs

_{de plus}

en

_{plus faibles,}

_{~10, 9, 8}

et 7.

_Lorsqu’on

ajoute

de

_l’hélium,

_par

_exemple,

la bande

_jaune

la

_plus

intense est d’abord

5804,

puis

~8~~,

enfin

_{5906 ;}

dans le rouge, le maximum

principal

passe de 6252 à 6469. Un

mélange

contenant

_~,~’7

d’azote et

_0,83

d’hélium émet surtout les bandes

5407, 5804,

5855 et 6322 À.

Il

_s’agit

_{maintenant de comparer le}

_spectre

du ciel nocturne à celui de la molécule d’azote. Trouve-t-on dans le ciel les bandes de l’azote~ Dans

l’affirmative,

y trouve-t-on _{autre chose que les bandes de}l’azote? La recherche se

_poursuivra

de la manière suivante : on

cherchera d’abord les radiations du ciel dont la lon-gueur d’onde coïncide avec celle d’une bande cle

_l’azote,

compte

tenu de

_{l’imprécision}

des mesures dans le ciel et de l’incertitude sur la

_position

réelle du centre de

gravité

des bandes de l’azote.

On contrôlera ensuite l’identification des bandes observées à la fois dans le ciel et au laboratoire en étu-diant leurs intensités relatives dans les deux

_spectres;

enfin,

si certaines radiations du ciel

_échappent

à cette

classification,

l’on en cherchera

_l’origine.

On sait que le

spectre

des aurores

_polaires

est

essen-tiellement constitué par la raie 5577 de l’atome

d’oxy-gène

et les

_principales

bandes

_négatives

de la molécule d’azote

_{(3914, 278}

et 4709

_-~).

On a donc été conduit à y chercher aussi les bandes

positives

de

_l’azote;

la

présence

du deuxiéme groupe

positif paraît

nettement établie

_{(3160, 3371,}

_3578,3806,

4058 et 4346

_A),

et l’on

peut

alors admettre avec

_Végard

_{que la}

_partie

_jaune,

rouge et

_infrarouge

du

_spectre

des aurores est due

sur-tout au

_premier

_groupe

_positif.

Or la ressemblance est

frappante,

de 5000 à 8000

Á,

entre le

_spectre

du ciel et celui des aurores. Il est donc

_légitime

de chercher dans le

_spectre

du ciel le

_premier

_groupe

_positif

de

_l’azote,

malgré

les conclusions de Sommer

_qui

trouve une toute autre

_origine

aux radiations émises par le ciel nocturne entre 5000 et 7000 1.

Supposons qu’on puisse

attribuer à la molécule d’azote les groupes intenses et

_{caractéristiques}

du ciel nocturne

_qui

ont été observés en

5890-5975, 6315,

65,25,

7t70 et 7400 -. Dans le

_premier

de ces _groupe

sont

_comprises

les bandes de l’azote

et

Avecle second groupe coïncident les bandes et

Avec le

troisième,

les bandes

et

Avec le

_quatrième

et le

cinquième,

les bandes

La loi

théorique

de Franck-Condon sur la

probabilité

des transitions

_{électroniques,vérifiée}

_{par des}

expérien-ces de

laboratoire,

va nous

_permettre

de contrôler ces

attributions

_possibles.

En effet nous connaissons a

priori,

par

application

de cette

_loi,

l’intensité relative des bandes émises à

_partir

d’un

_quantum

de vibration initial v’ et nous _{pouvons essayer de retrouver cette}

répartition

dans le

ciel,

Nous venons de voir que les radiations

caractéristi-ques du ciel nocturne

pouvaient

être identifiées avec

les bandes

_{1 a-1~,16-1~}

et

_{16-13, 15-12, 1l~-1~, 13-~1}

ou

les bandes 10-7 et

_10-6,

9-5 et

_9-6,

8-5 et

_8-4,

_7-4,

6-4 et

_6-3,

5-3,

4-2,

ce

_qui

_donne,

_{pour le}

_quantum

initial

de la molécule d’azote à l’état B dans le

_ciel,

les valeurs

v’ =17, 16, 15, 14, 13

ou

v’ =1(~,

9,

8,

7,

6, 5,

4. Or la

_présence

de la bande 5869

_(17-1~)

entraîne. celle de la bande 5527

_(17-13)

avec une intensité

_plus

grande

encore : cette dernière bande coïncide

_peut-être

avec la bande 5505 du ciel. De

_même,

à

_partir

du quan-tum v’

=16,

nous devons trouver avec une intensité décroissante les bandes 5571

_(16-12),

5929

_(16-13)

et b330

_(16-14);

il est inutile de chercher la

_première

_qui

est _{cachée par la forte raie}

5577,

mais il reste à

expli-quer

pourquoi,

dans le

ciel,

la bande 6314 est

_plus

intense que 5919. A

partir

du

_quantum

_{v’ =1~,}

la bande

_(15-11)

devrait être

_plus

_{intense que la} ban-de 5990

_(15-12),

mais elle est

_peut

être elle aussi

_plus

ou moins cachée dans mes

_spectres

_{par la raie}

_{5577 ;}

la bande 5275

_(15-10)

serait dans le ciel en ~233. Avec la bande 6496

_(14-12)

doivent

_apparaître

6053

_(14-11)

et surtout 56t)1

_{(14-10) :}

cette dernière bande se confon-drait avec la radiation observée dans le ciel en

_5646,

mais au

_voisinage

de 6053 on ne voit rien dans le ciel

qu’une

émission faible et douteuse en 0041.

En résumé rien

_n’empêche

d’attribuer une bonne

part

de la lumière du ciel nocturne à des molécules

d’azote

_{B ayant}

un

_quantum

initial v’

_compris

entre 17 et

_14,

mais cette

_{hypothèse n’explique}

ni la

_grande

intensité du groupe

6315,

ni la

_présence

des groupes 72.70 et 7400.

Avec un

_quantum

initial

_compris

entre 10 et

_5,

on

retrouve la bande 7270

_(attribuable

d’ailleurs à la

va-peur

d’eau,

comme nous le verrons

_plus

_loin)

et la ban-de 7400

_(qui

ne

_{peut guère}

avoir d’autre

_origine

_que

l’azote);

la

_présence

de 9-5 et de 9-6 entraîne alors celle de 94

_qu’on

observerait dans le ciel en

5475;

la

présence

de 6-3 et de 5 3 entraîne celle de 6-2 et de 5-2

qu’on

observerait

_peut-être

en 6t)73 et en 6703.

Nous avons donc le choix entre trois

_{hypothèses :}

émission par des molécules d’azote à l’état Il

_ayant

un

quantum

initial de vibration

compris

entre 17 et

_14;

émission

_{par des}

molécules

_ayant

un

_quantum

_compris

entre 10 et

_{5 ;}

_{émission simultanée par les deux sortes} de molécules. Seule cette troisième

_hypothèse

rend bien

_compte

des faits observés. Parmi les nombreuses radiations émises par le ciel et identifiables avec des

(9)

appa-raissent là où des bandes v’

_t7,

_{16, 1.1,}

I ~ se

super-posent

à des bandes v’ =

10, 9,

8,

7,

(;,

5, et

cette

dou-ble

_{origine peut}

_expliquer

leur

_{exceptionnelle}

intensi-sité. Les d’éntission dans le

_spectre

du ciel nocturne, 5000 et 8000 A.

_feraient

par-tie du

_{premier système positif de}

l’azote et leur intensité résu Iterait de la

_{superposition}

de bandes

à suites

_{différentes.}

©il

_peut

construire un

graphique

donnant,

_pour

cha-que

quantum

v’,

la somme des nombres

_qui

mesurent dans le ciel les intensités des bandes obtenues à,

_partir

de ce

_quantum

initial

_{(fig. 4).}

Ces nombres ont été

_pris

dans le tableau

I ; lorsqu’une

radiation

_pouvait

être attribuée à deux transitions

différentes,

comme la ban-de 6315 aux deux transitions 16-14 et

_10-7,

_j’ai

affecté

un _{peu arbitrairement la moitié de l’intensité à}

chacu-ne des deux bandes

_{correspondantes,}

_{c’est-à-dire,}

dans le cas

_{actuel, 5}

à la bande 16-14 et 5 à la bande 10-7. Les intensités

_ayant

été

_indiquées

de cette manière sur

le

_graphique,

nous _pouvons

construire,

en nous aidant des

_points

_obtenus,

une courbe

_régulière

_{Ci C2 qui}

mon-tre _{que la}

_plupart

des molécules d’azote excitées à l’état B ont un

_quantum

de

vibration,

soit voisin de

_15,

soit voisin de 7.

Fi g. 4.

Cette

_répartition

des intensités dans le

_spectre

émis par l’azote de la haute

atmosphère distingue

ce

_spectre

de celui que donne une

_décharge

_électrique

et

rappelle

plutôt,

par l’intensité

exceptionnelle

d un

_petit

nornb1"e

de

_bandes,

les

_spectres

de

_{phosphorescence}

de l’azote. Ce n’est d’ailleurs pas le

spectre

de

_{phosphorescence}

ordinaire

_qu’on

trouve dans le

ciel,

mais

_plutôt

celui de l’azote très dilué dans un gaz inerte

(0’

voisin de

₇₎

ou celui

_qu’a

obtenu récemment

_Kaplan

₍₁₁₎

en étu-diant au

_{phosphoroscope}

la lumière

_qu’émet

un tube à azote _parcourupar un courant

_électrique

aussi faible que

possible

(v’

voisin de

_16).

Les

_particules

1

ului-neuses dans le ciel sont des nîolécitles d’azote très

raré-f cées

et

_{préalablement}

au niveau B avec un

quantunt

de vibration voisin de ~5 ou de 7.

Nous venons de classer ainsi une

_cinquantaine

de bandes du ciel nocturne sur 70 observées,. Mais les attributions que nous venons de faire ne sont

_peut-être

pas à l’abri de toute

critique.

D’une

_part,

en

_effet,

les

bandes 6-3 et 8-4

_qui

devraient

_apparaître

avec une

grande

intensité sont douteuses et

_peut

être cachées p ~r une émission

_plus

intense

d’origine

différente.

D’autre

_part,

les radiations du ciel 6 et 7

_405,

_que

nous avons identifiées avec les bandes 7-l~ et 5-2 de

l’azote,

ont t une intensité anormale dont il faut cher-cher

_l’origine

ailleurs. Nous sommes ainsi conduits à

reprendre

l’hypothèse

de Sommer sur la

_présence

dans le ciel

nocturne,

C011une bandes

d’énlission,

des bandes

telluriques

de la vapeur d’eau et de

_{l’oxygène.}

6. Les ban-des de ta vapeur d’eau dans le

spectre

d émission du ciel nocturne. - Le

_spectre

de vibration de la molécule d’eau est

_{aujourd’hui}

bien connu; Jlecke et ses coLlnborateurs

_{e 7)}

_paraissent

avoir réussi à classer définitivement 10s

_plus

impor-tantes des bandes de ce

_spectre.

_{On sait que}

_l’énergie

0

de vibration d’une molécule

_angulaire

_1’,

est

com-lI 11

plètemént

définie par 3 nombres

quantiques

v-,

v;) ;

nous la

_{représenterons}

_{par le}

_{symbole (v~,}

vo:,

Vx),

le

symbole

(0,

0,

0)

représentant

le niveau

_{énergétique}

normal. Les bandes

_{d’absorption}

_{de la vapeur d’eau}

accompagnent

le passage du niveau normal au niveau

plus

élevé

_(v~,

_vs).

Le zéro d’une bande a _pour

fré-quence

avec

TABLEAU V. - Bandes de vibration de la molécule 1110.

(Bandes

telluriques.)

(10)

antisymétrique T

(1 :0,. 0).

Dans le

_spectre

_{d’absorption}

visible et

_infrarouge

on _a,au contraire, peu de bandes

symétriques,

bien _que,la molécule étant

_angulaire,

ces

bandes

_n’y

_{soient pas interdites :}on ne

trouve,

comme

bandes

_{symétriques,}

que

~0~,

O, §j

et

_(0,

0,

2). (Voir

tableau

_~r).

Parmi les bandes de vibration de la vapeur

d’eaa,

celles

_qui

nous intéressent ici sont les bandes

tel-luriques comprises

entre 5 000 et 10 0~ ~. Dans l’in-tervaUe 10 000-7 000 À du

_spectre

solaire+

qui

contient 2 221i raies de

Fraueiiholer, 1

132 de ces raies sont

d*origine

telluriques

et toutes celles ci

_peuvent

êtreattri-buées à la vapeur

d’eau,

sauf 54 raies de la molécule

d’oxygène

au

_voisinage

de 7 600,À. Mecke a classé les 326 raies les

_plus

intenses de la vapeur d’eau dans les bandes 9

_420,

9

_{060, 8}

227 et 7 227 Â.

Dans l’intervalle 7 000-5 700 Â, si l’on met à

part

les bandes de

_{l’oxygène,}

il reste 825 raies

_telluriques

attribnables à la vapeur d’eau. Mecke a classé les 359 raies les

_plus

intenses dans les bandes 6

9a4,

6

524,

6

3’’~~, ~

95f et 5 9i4 A. Les deux dernières de ces

bandes forment ensemble ce

_qu’on

a

_appelé

la de la

_pluie.

_{Mecke n’a pas}encore

_poussé

son étude

au-dessous de 5 900 À.

Fig. 5.

La

_figure

5,

tirée d’un des mémoires de

Mecke,

représente

le nombre des raies de la vapeur d’eau

qu’on

rencontre dans

_chaque

_{intervalle de 50} angs-trôms entre 5 80Ü et 10 000 A. Ce

_graphique

donne une

idée de

_l’aspect

_{qu’auraient}

les bandes

_telluriques

de

la vapeur d’eau avec un

_{spectrographe}

à faible

pou-voir de résolution, Dans le tableau suivant

_j’ai

indi-qué,

pour

chaque

bande du

spectre visible,

les raies extrêmes et la raie zéro;

j’y ai

indiqué ensuite

approxi-mativement les limites de la bande telles

_qu’on

les observe dans le

_spectre

solaire avec un

_spectroscope

à

prisme

insuffisant pour la

résoudre ;

enfin,

dans les deux dernières

colonnes,

j’ai

inscrit l’intensité de la bande

_{d’absorption}

et

_rappelé

le niveau

_{énergétique}

final

_qui

lui

_{correspond :}

On remarquera que

je

n’ai pas introduit dans le tableau les bandes

_infrarouges

de la vapeur d’eau 8 270 À

_(forte)

et 7 960 À

_(faible)

_{qui produisent}

dan>’, le

_spectre

solaire une intense

_absorption

de 8 560 à 7 840 Â avec maximum vers 8 140 i. En

_effet,

le ciel nocturne et l’aurore boréale n’ont pas encore été suf-fisamment étudiés dans cette

_région

_peu

_dispersée

et

l’attr~bution

des bandes

_{qu’on y}

observe reste dou-teuse.

Mais,

dans le

_jaune

et le rouge, la

comparaison

des

spectres

du ciel nocturne et des aurores

_polaires

avec

celui de la vapeur d’eau

peut

être

_poussée

_plus

loin. Nous avons

_{indiqué (fig. 3)}

_{par des hachures les}

grandes

bandes d’émission du ciel nocturne et

_marqué

par une flèche le centre de

_gravité

de

_chaque

bande.

On observera

_{qu’à chaque}

bande de la vapeur d’eau

correspond

très exactement une bande du ciel. Le tableau de

_{correspondance}

est le suivant :

Peut-on attribuer une autre

_origine

à chacune des bandes du _{ciel que}nous faisons ici

_correspondre

aux

bandes

_telluriques

_{de la vapeur}d’eau# Nous savons

déjà

que, dans le groupe 5990-5861 Â,

il y

a sans

doute les bandes 6013

_(7-3),

5959

_(8-4),

5906

_(9-5),

de l’azote et

probablement

aussi 5869

_(n-14),

5929

(16-13), 5990(15-12);

mais la

_présence

de ces bandes ne

suffit pas à

expliquer

le maximum très net observé en

5888 À : si en effet ce maximum

_{provenait uniquement}

de la transition 9-5 de la molécule

d’azote,

on devrait retrouver avec la même intensité dans le ciel la bande

produite

par la transition 9-4

qui

est aussi

probable

que la

précédente.

(11)

est en 6314. Sans doute la bande

_tellurique

de l’eau

(3,

1,

1) qui

a

_{précisément}

son zéro en est l’une des moins intenses dans le

_spectre

solaire,

mais nous savons

_{que les}

intensités relatives des bandes

_peuvent

être bien différentes en émission et en

_absorption,

et la bande

6324,

faible dans le

_{spectre d’absorption}

du ciel

diurne,

peut

être fortement émise par le ciel

noc-turne. En effet l’intensité d’une bande ne

_dépend

_pas

seulement de la

_probabilité

de _{la transition} correspon-dante x .. y mais aussi du nombre des molécules

qui

se trouvent à l’état initial. Dans le ciel

diurne,

toutes les molécules absorbantes étant à l’état x

_(0,

0,

0),

l’intensité d’une bande

_{d’absorption}

ne

_dépend

_{que de}

la

_probabilité

de _{la transition x -~- y,}et il se trouve que la transition x

(0,

0,

0)

- _y

(3,

1,

1)

est une des moins

_probables.

_{Mais supposons que, dans la haute}

atmosphère,

une excitation extérieure

_porte

d’abord la

_plupart

des _{molécules d’eau à l’état y}

_(3,

1,

1) :

c’est évidemment la bande y

(3, 1, 1)

-~

x (0, 0, 0)

qui

sera émise avec le

_plus

d’intensité par le ciel

noc-turne.

Nous verrons

_plus

loin

_qu’il

existe

_aussi,

dans la

même

_{région spectrale}

6315 lune bande

_tellurique

de

la molécule

_{d’oxygène.}

Il est difficile de faire la

_part

des molécules

d’azote,

d’oxygène

et _{de vapeur}

_d’eau,

mais il est

_possible

_queces trois

_espèces

de molécules

interviennent,

et même les atomes

_d’oxygene

avec la

raie 6303 À

_(3P2

-

Le groupe suivant du ciel nocturne 6607-6468 coïn-cide aussi avec une _{bande de la vapeur d’eau. On}

_peut

y voir sans doute les bandes de l’azote 6623

_(6-3)

et

6545

_(7-4),

mais on ne

_{s’expliquerait}

_{pas la différence}

entre les intensités des bandes

_{correspondantes}

6607 et 6525 dans le ciel si l’on n’admettait en 6525 une

émission

_d’origine

différente

_superposée

à la pre-mière : or le centre de la bande

_tellurique

C de la vapeur d’eau est

précisément

en 6525.

A la bande 6966-6877 du ciel

nocturne,

qu’on

n’a pas encore observée dans les aurores

_boréales,

on ne

peut guère

attribuer d’autre

_origine

que la transition

(3,

1,

0)

~

_{(0, 0,}

₀₎

de la molécule

_{H2U ;}

on ne connaît

pas de bande de l’azote dans cette

région.

En

7278-7200,

il y a sans doute

_{superposition}

de la bande

(1,

3,

0)

de l’eau et de la bande

_(6-4)

de l’azote. En résumé

_je

retrouve,

après

Sommer, dans la lumière énzise par le ciel les

principales

bandes

tell2c-riques

de _{la vapeur d’eau}a,

C,

(J., D. Peut-être faut-il y

voir aussi les bandes

_telluriques

moins intenses 1

_{et ~,}

mais dans ces

_régions

_spectrales

il semble bien

qu’on

doive surtout chercher aulre

_chose,

comme les bandes

entre 53~4 et 5532 A, d’un côté de la raie verte

_5577,

et,

de l’autre

côté,

entre 5646 et 5775

À,

la suite Av === 4 de l’azote et les bandes de

l’oxygène.

Le meilleur

_argument

en _{faveur d’une émission par}

les _{molécules de vapeur d’eau}est l’exacte coïncidence

(étendue

de l’intervalle et centre de

_gravité)

des bandes

6966-6877, 6607-6468 et 699U-68(13 du ciel nocturne

avec les bandes a, C et D de la vapeur d’eau.

-7. Les bandes

_telluriques

de

_l’oxygène

dans le

spectre

d’émission du ciel nocturne. - L’émis-sion de ces _{bandes accompagnc le}retour à l’état stable 3i

_(v"

-

₀₎

_{de la molécule métastable}

_{~~ (v’}

_{= 0, ~l,}

_2,

3,

1.).

Les bandes

_{d’absorption correspondantes}

ont été mesurées dans le

_spectre

solaire et _{classées par} Dieke et Babcock

_{(’ 8) ;}

chacune d’elles a deux maxima

cl’intensité,

l’un

_{correspondant}

aux branches P et P

_Q;

l’autre,

aux branches et R

_Q.

_J’indique

dans le tableau

_ci-après

les

_longueurs

d’onde des limites de

chaque bande,

celles des maxima d’intensité et celle du zéro. Les bandes sont

_dégradées

vers

l’infra-rouge.

Les

_longueurs

d’onde limites ne sont t données

_qu’à

titre d’indication. Pour les zéros

_{j’ai pris}

les

_longueurs

d’onde dans le vide

_~,,,

-

_{1/’, :}

il est bien inutile de les ramener à la valeur

internationale,

étant donné l’in-certitude de mes mesures sur le ciel nocturne.

Mes

_spectres

_confirment

_l’opinion

de Soiiiiiier

_qui

a reconnu la

_présence

de ce~~ baïides dans le

_spectre

d’émission du ciel nocturne. Le ciel émet en effet une une bande intense vers 7 600 où

_j’ai

cru

_distinguer

trois

maxima en 763a

_(0),

7 608

₍₅₎

et 7 530

_{(3) ;}

il est

diffi-cile de ne _{pas voir dans cette radiation}autre _{chose que}

la bande 7628

₍₃

-

1)

de

_l’azote,

et la coïncidence est très bonne avec la bande A de

_{l’oxygène.}

Plus

_loin,

j’ai

trouvé dans le ciel une bande intense au

_voisinage

de 6 900 1 avec trois maxima en 6966

_(4),

fi 907

₍₄₎

et

6877 (2) ;

le

_premier

a

_déjà

été _{attribué à la vapeur}

d’eau ;

dans les deux autres, on retrouve les maxima

de la bande B de

_{l’oxygène ;}

_peut-être

la bande 6875

(3

-

0)

de l’azote se

_{superpose-t-elle}

au dernier. La bande a se retrouve dans mes

_spectres

en 6300

₍₄₎

et 6261

_(3),

La bande a’ se confond

_peut-être

avec la

bande du ciel li 775

_(3),

_trop

_{intense pour}

_pouvoir

être

uniquement

attribuée à l’azote

_{(11 - i;. Quant}

à la bande

o~ ,

sa

_présence

est encore douteuse

dans

nos

spectres

du ciel. Sommer

_pensait

la trouver en 5360

dans ses

_spectres.

8. Tableau

_{récapitulatif. -}

Il est commode de grouper les résultats de cette discussion un _peu

_longue

en un tableau

donnant,

à côté de

_chaque

radiation du

ciel,

son

_origine

_{probable :}

ce sera le tableau VI.

9. Conclusion. - Au Jours de cette

_analyse,

nous

avons observée

_trop

de coïncidences entre les radiations émises par le ciel d’une

part

et les bandes de

_l’azote,

de

l’oxygène

et _{de la vapeur d’eau d’autre}

_part

_pourne

pas conclure à la

présence

de ces bandes dans la lumière du ciel. La raine 5577 mise à

_part,

le

_spectre

d’émisston