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La brillance du ciel nocturne et ses variations
J. Dufay
To cite this version:
J. Dufay. La brillance du ciel nocturne et ses variations. J. Phys. Radium, 1928, 9 (12), pp.390-408.
�10.1051/jphysrad:01928009012039000�. �jpa-00205355�
LA BRILLANCE DU CIEL NOCTURNE ET SES VARIATIONS (*)
par M. J. DUFAY.
Sommaire. 2014 Description des méthodes visuelle et photographique employées pour
mesurer la brillance du ciel par comparaison aux étoiles.
La brillance de la région polaire a été mesurée au cours de 120 nuits, à Montpellier
et en Haute Provence. On a étudié aussi sommairement la répartition de la brillance sur la voûte céleste.
La brillance du ciel est relativement insensible aux changements de transparence de l’atmosphère. Elle varie peu d’une nuit à l’autre, mais paraît subir une variation saison-
nière avec minimum vers le solstice d’hiver. Elle semble aussi avoir augmenté notable- ment de 1925 à 1926.
Ces lentes variations ressemblent à celles que Lord Rayleigh observe en Angleterre
à travers un filtre isolant approximativement la raie verte de l’aurore. Mais il constate aussi, en lumière totale ou à travers différents filtres colorés, des variations fortuites dans le rapport de 1 à 3 ou 4, qui n’ont jamais été observées dans le midi de la France, ni visuellement (en lumière totale), ni par photographie.
En comparant les résultats des mesures aux renseignements fournis par les dénom- brements d’étoiles, on trouve qu’au-dessus des couches diffusantes de l’atmosphère, les
étoiles faibles produiraient environ les 3/10 de la brillance du ciel.
1.
-MBTHODBS BT INSTRUMENTAS.
i. Introduction
--On estime généralement que la lumière du ciel nocturne ne
provient pas tout entière des étoiles faibles. Cette ’opinion s’est répandue dès]qu’il a été possible d’évaluer d’une manière approximative le nombre des étoiles de chaque grandeur
et de comparer les renseignements ainsi obtenus aux résultats des mesures directes de la brillance du ciel. Mais celle-ci n’était encore que très imparfaitement connue : les résultats des mesures visuelles publiés jusqu’à présent différaient dans le rapport de 1 à 5. Certains de ces écarts paraissaient attribuables à des erreurs systématiques. Il convenait donc de chercher à améliorer les méthodes de mesure.
Pourtant, comme les observations avaient été faites en des contrées diverses, à plusieurs années d’intervalle, on pouvait aussi supposer que la brillance du ciel subissait de larges variations. Leur existence, abstraction faite des changements de transparence de l’atmosphère, aurait suffi à prouver que la plus grande partie de la lumière du ciel ne provenait pas des étoiles. Il paraissait donc nécessaire d’effectuer des mesures répétées et
de suivre attentivement les variations de la brillance durant !quelques années.
2. Principe des mesures photométriques. - Pour pouvoir être mises en parallèle
avec les dénombrements d’étoiles, les mesures de brillance doivent être exécutées par
comparaison à une étoile de magnitude connue. On a ainsi à effectuer la comparaison photométrique d’une source ponctuelle et d’une source étendue. La brillance B peut être définie sans faire intervenir les dimensions de la source ni sa distance à l’observateur : c’est l’éclairement produit par unité d’angle solide sur un plan perpendiculaire aux rayons.
On comparera donc les éclairements produits sur un même plan (la rétine ou la plaque
(*) Cet article résume une partie d’un mémoire publié dans le .Bulletin de l’Observatoire de Lyon [3). Ce
dernier était à l’impression quand Lord Rayleigh a publié de nouveaux résultats dont il est tenu compte
ici [9].
Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphysrad:01928009012039000
photographique) par une étoile et une région du ciel vue sous un angle solide déterminé.
Avec la source ponctuelle, on doit éclairer une plage étendue sans se servir d’écran diffusant. Pour cela, on prendra comine plage photométrique une lentille convergente qui projette une image de la source sur la pupille de l’oeil ou la pupille d’entrée de l’objectif photographique. Lorsqu’on vise la source étendue, la région utile de celle-ci est comprise à
l’intérieur de l’angle solide w sous lequel on voit la pupille du centre optique de la lentille.
Supposons que la source ponctuelle et la source étendue produisent des éclairements égaux
sur la rétine ou la plaque photographique : il en est de même dans le plan visé, et l’on a,
en désignant par E l’éclairement produit par le point lumineux :
Les mesures donnent le rapport entre la brillance du ciel et l’éclaireinent
produit par l’étoile. Comme unité d’angle solide, il est commode de prendre le degré carré.
Comme unité d’éclairement, on prend souvent celui qui correspond à une étoile de magni-
tude 1,0 ou 5,0. Il est plus avantageux de considérer la magnitude P. de 10 carré du ciel. On sai que la différence de magnitude de deux étoiles produisant les éclairements E et E’ est donnée par :
Si m est la magnitude de l’étoile de comparaison, on aura d’une manière analogue :
- -- , -,
3. Photomètre pour les mesures visuelles.
-L’instrument destiné aux mesures
visuelles est une modification du photo111ètre universel sans écran diffusant de MM. Fabry
et Buisson [4] (1). Comme il importe, dans la mesure des brillances très faibles, de réduire
le plus possible les pertes de lumière par réflexion, la moitié de la lentille L qui constitue
l’une des plages photométriques reçoit directement la lumière du ciel (lig. l) . L’autre moitié
est couverte par un diffuseur blanc D qui reçoit de la lampe à incandescence S un éclaire- ment réglable au moyen du coin absorbant C. La substitution de cet écran diffusant à la face réfléchissante d’un miroir ou d’un cube de Lummer et Brodhun présente ici un avan- tage important : l’angle solide w sous lequel on voit l’oerlleton 0 du centre optique de la
lentille L intervient seulement lorsqu’on vise l’étoile et non lorsqu’on vise le ciel (ce serait
l’inverse dans le cas d’une surface réfléchissante). On peut donc, lorsqu’on vise le ciel,
utiliser la surface entière de la pupille en supprimant l’oeilleton. L’éclairement de la rétine est ainsi accru et l’expérience vérifie que la précision des pointés photométriques est gran- dement améliorée.
Une mesure comprend en principe deux égalisations photométriques : la première, en
visant la région du ciel étudiée, correspond à l’égalité des brillances :du ciel et du diffuseur.
Si B, désigne la brillance actuelle du diffuseur,
1et B, celle du ciel, on a :
La.seconde, en visant l’étoile, est réalisée lorsqu’il y a égalité entre les éclai’J-entents produits .
en L : a~ par l’étoile et la partie utiles du ciel qui l’entoure; b) par la partie utile du diffuseur.
Les régions utiles sont naturellement comprises à l’intérieur de l’angle solide 00, et l’on a,
en désignant par B2 la brillance nouvelle du diffuseur, et par B’ celle du ciel autour de l’étoile :
Si l’étoile n’est pas très éloignée de la région du ciel étudiée, B’ diffère en général très peu de B (au plus de ~/10~, il est d’ailleurs facile de s’arranger pour que le terme B’ w soit petit
(t) Les chiffres entre crochets renvoient à la bibliographie donnée à la fin de l’article.
’par rapport à E. On peut donc, sans erreur sensible, confondre B’ avec B, et tirer des deux
égalités précédentes :
ou, en représentant par 01 et ~2 les opacités des petites régions du coin correspondant aux brillances Z et Bz :
n .. .
L’étalonnage comprend : a) la mesure de l’angle solide; on mesure au goniomètre le
Figure 1.
-Schéma d’un photomètre pour les mesures visuelles.
L, Lentille, f
=30 ou 60 cm ; 0, aeilleton dans le plan focal de L; S, lampe à incandescence due 4 -volls;
C, coin photométrique; D, diffuseur blanc; lentille, f== 20 cm; L,, oculaire de microscope. f = 2b mm.
diamètre apparent x de l’oeilletan vu à travers L (à 10’! près), b) l’étude
du coin absorbant; comme il n’est jamais rigoureusement neutre et diffuse parfois une
fraction appréciable de la lumière incidente, il convient de l’étudier sur l’appareil lui-même,
dans les conditions où il sera utilisé sur le ciel (c’est-à-dire avec une même lampe, s’il y7 a lieu le même filtre coloré, et des éclairements du même ordre de grandeur).
Je me suis servi de trois instruments construits sur le même principe. Les deux premier
étaient conformes au schéma de la figure 1. Dans le premier modèle, la lentille L avait 30 cm de distance focale; dans le second, on disposait d’une série d’oeilletons de diamètres différents et de deux tubes d’observation interchangeables munis respectivement d’une len-
tille de 30 cm et d’une lentille de 60 cm de foyer. Enfin, le troisième instrument est un photo-
mètre simplifié, de dimensions réduites, facile à adapter sur une lunette quelconque. Il a
été imaginé et construit par M. A. Couder qui le destinait principalement à la comparaison
des étoiles entre elles. Monté sur une lunette de 120 mm d’ouverture et de f 16 cm de
distance focale de l’Observatoire de Strasbourg, il m’a servi aussi à la mesure de la brillance du ciel en août et septembre 1926.
On sait que la mesure des jbrillances très faibles exige des places assez étendues : le diamètre apparent de l’ensemble des deux plages est voisin de 9° dans les deux premiers
instruments (avec la lentille de 30 cm de foyer), et de 3° dans le troisième. Avec ce dernier,
la différence de teinte des deux plages est presque imperceptible lorsqu’on vise le ciel;
elle est plus sensible avec les deux premiers photomètres et, dans tous les cas, devient extrêmement gênante lorsqu’on vise une étoile. J’ai installé devant la lampe des deux premiers une cuve à faces parallèles c,)nteitaiit une solution diluée de sulfate de cuivre ammoniacal (2) qui donne au diffuseur une teinte pratiquement identique à celle de la plage
éclairée par le ciel ou par une étoile des types B, A, F et G. Le même filtre s’est conservé
sans altération depuis cinq ans et a servi à toutes les mesures. Le choix du filtre bleuté aurait été beaucoup plus difficile dans le cas du troisième instrument, associé à une lunette
de grande longueur focale, qui donne des éclairements beaucoup plus grands avec les
étoiles qu’avec le ciel. Il était en principe réservé à des mesures faites en plaçant des écrans
colorés devant l’oeil de l’observateur. Pratiquement, le seul écran dont il ait été possible de
se servir est un écran vert (Wratten n° 56-B), laissant passer une large région spectrale de
4 900 à 5 8U0 ~, avec transmission maximum vers 5 250. L’interposition de ce filtre a
malheureusement pour effet de diminuer sensiblement la précision des pointés quand on
observe le ciel. J’ai obtenu de meilleurs résultats par le détour suivant : la densité globale
du filtre vert pour la lumière du ciel surpasse de 0,05 ± 0,01 sa densité pour la lumière de la lampe à incandescence diffusée par l’écran blanc du photomètre (3). Ce résultat acquis, on peut observer les étoiles à travers le filtre et le ciel en lumière totale : à condition
d’ajouter 0,05 aux densités du coin correspondant à l’égalité photométrique dans ce
dernier cas, on aura les mêmés résultats qu’en faisant toutes les observations à travers te filtre, mais avec plus de précision.
4. Précision des mesures visuelles.
-Deux pointés successifs sur le ciel, faits par un oeil reposé et adapié à l’obscurité, diffèrent rarement de plus de 1/25. En faisant
une dizaine de pointés, on peut considérer l’égalité photométrique établie à 1/50 près. Il
n’est guère possible d’obtenir une précision plus grande en multipliant les pointés : l’oeil se fatigue et l’erreur moyenne d’une série ne tend plus à diminuer. La précision des pointés
n’est pas beaucoup meilleure, bien que la rétine soit plus éclairée, quand on compare f’étoile au diffuseur. Elle paraît dans ce cas limitée par une certaine différence d’aspect,
d’autant plus marquée que l’étoile est plus brillante, entre la plage stellaire et le diffuseur :
00 dernier semble toujours plus mat.
’
Ainsi une mesure complète comporte une incertitude au plus égale à 4 pour 100. Telle est la précision avec laquelle on peut suivre les variations du rapport B = B/E. Si l’on
1ient compte en outre des incertitudes provenant de l’étalonnage, on trouve que R est déterminé en valeur absolue à 6 pour 10U près, ce qui correspond à une erreur maximum
de 0,06 sur la magnitude y de 1° carré du ciel.
Tout ce qui précède suppose naturellement que la scintillation n’est pas très accentuée.
Par grand vent, ou si l’on cherche à observer près de l’horizon, la plage stellaire est instable
et la précision des pointés sur une étoile peut devenir par exemple trois fois plus faible. Je
n’ai rencontré cette difficulté que d’une manière exceptionnelle.
5. Méthode photographique. - J’ai suivi, le plus souvent sans aucune modifi-
cation, la méthode de M. Ch. Fabry [2]. Le système à court foyer L2 (fig. 2) projette sur la plaque P l’image de l’objectif Li (cercle oculaire). Quelle que soit la source utilisée (ponc-
er On dilue progressivement la solution initiale avec une solution d’ammoniaque, de manière que la ooncentration en ammoniaque reste toujours voisine de t0 pour 100, suivant le procédé indiqué par
.
M. Fabry pour faciliter les rnesures hétérochromes
(3) On détermine la différence des densités en faisant une série de pointés sur le ciel, avec puis sans le filtre vert. Ces observations, plusieurs fois renouvelées, m’ont toujours conduit au même résultat. On
*’attendait à ce que la différence soit f.tible puisque le maximum de la courbe de transmission de l’écran était voisin du maximum de sensibilité de l’oeil pour les faibles éclairements.
,26.
tuelle ou étendue), on obtient ainsi des images circulaires de même diamètre, uniformément éclairées. Un diaphragme circulaire C, d’ouverture variable, placé dans le plan focal de L,, définit la région utile du ciel. On fait sur une même plaque plusieurs poses de même dur ée ; l’une sur l’étoile en donnant au diaphragme une très petite ouverture, les autres sur le ciel,
avec des ouvertures croissantes du diaphragme. En mesurant au microphotomètre les
densités des plages et en construisant la courbe de noircissement, on trouve par interpoln- tion l’angle solide w qui aurait donné la même densité que l’étoile. Soit (ü, l’angle sol-icle correspondant au petit diaphragme qui isole approximativement celle-ci, on a, avec ;es mêmes notations que précédemment :
et, en posant encore B’ = B (4) :
J’ai employé quelquefois un procédé plus rapide pour étalonner les clichés : on place
devant l’objectif Li un écran absorbant à peu près neutre, formé de 4 secteurs de densités différentes convenablement choisies. Celles-ci ont naturellement été mesurées par photo-
Figure 2.
-Schéma de la méthode photographique.
L~, objectif; C, diagramme circulaire dans le plan focal de L~, système à court foyer;
P, plaque photographique.
graphie sur l’appareil lui-même. L’image obtenue en posant sur une étoile est aussi divisée
en 4 secteurs et la courbe de noircissement résulte d’une seule pose. Employés simultané- ment, les deux procédés de graduation m’ont conduit très exactement aux mêmes résultats.
Quand on vise une étoile, l’éclairement de la plaque ne dépend que du grandissement, soit, en première approximation, du rapport des distance focales de Li et L2. Quand on
vise le ciel, il dépend exclusivement de l’angle solide Q qui contient le faisceau issu d5un
point de L1 lorsqu’il tombe sur la plaque. Pour accroître cet éclairement, de manière à
.
réduire le temps de pose, il faut donc choisir pour L2 un système à grande ouverture rela- tive. J’ai employé le plus souvent des oculaires de microscopes de 20 à 25 mm de foyer
ouverts à fli , 5 . Les quatre instruments que j’ai utilisés différaient surtout par la longueur
focale de l’objectif Ll : la région utile du ciel a ainsi varié de 5,53 à 1,57" carrés. Ils étaient montés sur une lunette de 75 mm d’ouverture, munie d’un grossissement de 100, qui
servait de pointeur durant les poses. En posant dix minutes sur le ciel nocturne (plaques Jougla étiquette mauve), on utilise la partie rectiligne de la courbe caractéristique. Les
clichés sont développés pendant 10 minutes avec un révélateur à grands constrastes [5J.
Dans ces conditions, le facteur de développement y est toujours supérieur à 1.,~ et générale-
ment égal ou supérieur à 2,0. Chaque cliché a été étudié au moins à deux reprises différentes
au microphomètre de MM. Fabry et Buisson : dans la presque totalité des cas, les densités
mesurées différaient de moins de 0,01.
La figure 3 reproduit à titre d’exemple la courbe de noircissement d’tin cliché
(16 mars 1925). Les points i, 2, 3 et 1 correspondent à quatre poses consécutives faites sur la région voisine du pôle nord avec différents diaphragmes. Avec cet instrument, l’étoile polaire donnait presque toujours une densité intermédiaire entre celle des points 2 et 3. ’
-
sait déjà que B’ diffère au plus de lilo B, d’autre part
wpeut être inférieur à U)/10, de sorte
qu’en confondant 1~’ et B on commet une erreur inférieure à i/100.
6. Précision des mesures photographiques. - D’une manière générale, lorsque
cherche à mesurer un éclairement E en interpolant la courbe de noircissement supposé rectiligne, on voit facilement que l’erreur à craindre a pour limite supérieure :
, , ,
,où -1 est la limite supérieure des erreurs commises sur les abscisses de chacun des deux
Figure 3.
-Courbe de noircissement d’un cliché mars I9~~;. Mesure de la brillance de la région polaire
par comparaison à l’étoile a Ursae Minoris.
points qui servent à définir la droite; ~, la limite supérieure des erreurs commises dans là
mesure des densités, et y, le facteur de développement.
Dans le cas actuel, l’erreur commise sur le logarithme de l’angle solide correspondant à chaque diaphragme est inférieur à -1
=0,001 (mesures au goniomètre), et les densités sont mesurées à 0,005 près. En prenant pour y la valeur la plus défavorable, 1,5, on trouve que
l’erreur relative est inférieure à :
;Le rapport R = B / E est ainsi déterminé à 1/50 près. Il en résulte sur la magnitude photo’- uraphique u de i 0 carré du ciel une erreur maximum de 0,02.
’On fait évidemment abstraction ici des inégalités de sensibilité d’un point à l’autre de
l’émulsion, dont il est impossible de tenir compte. Du reste, en permettant de groupes judicieusement les plages sur une petite région de la plaque, la méthode de M. Fabry met
à peu près à l’abri de cette cause d’erreur. Cet avantage, joint à celui de donner des plages
de densité l’igoureusernent uniforme, en fait la plus précise des méthodes photographique .
pour la photométrie stellaire proprement dite. En graduant, par exemple, la plaque avec
des absorbants, on détermine facilement la différence des magnitudes des deux étoiles à
0,02 près. On pourrait aussi mesurer avec la même précision la magnitude globale des
nébuleuses et des amas d’étoiles.
II. - BRILLANCE DU CIEL NOCTURNE At- VOISINAGE DU PÔLE NORD.
7. Choix de la région du ciel à étudier et des étoiles de comparaison. - En raison de sa fixité, la région voisine du pôle est celle qui se prête le mieux à une étude photo- métrique suivie. Pour la même raison, il est commode de prendre la Polaire comme étoile de comparaison fondamentale. Cette étoile, qui a servi de base à l’échelle des grandeurs de Harvard, présente il est vrai de légères variations lumineuses avec une période de quatre jours; mais celles-ci sont inférieures aux variations qui résultent, pour une étoile quel-
conque, des changements de sa hauteur au-dessus de l’horizon, et, à une même hauteur,
des changements de transparence de l’atmosphère d’une nuit à l’autre. Une série de compa- raisons visuelles à l’étoile # Ursae Minoris et quelques comparaisons photographiques à l’étoile Draconis m’ont permis de vérifier l’exactitude de l’éphéméride donnée par Panne- koek et de tracer des courbes de lumiÈre provisoires, visuelle et photographique. Natu-
rellement les deux étoiles étaient observées presque rigoureusement à la même hauteur et les observations ont été corrigées de l’absorption différentielle (~). Visuellement, l’amplitude
des variations est de 0, 11 m et par photographie de 0,20 m. Ces courbes de lumière m’ont servi à corriger les mesures de la brillance du ciel des variations propres de la Polaire ; j’ai conservé comme magnitudes moyennes visuelle et photographique les nombres des.
Harvard (m == 2, 1 ~-), 2.6~).
A titre de vérification, j’ai utilisé aussi, surtout pendant la première année d’observa- tion, quelques circumpolaires comme étoiles de comparaison. Il a fallu par la suite les comparer soigneusement à la Polaire pour pouvoir réduire toutes les mesures de brillance dans un système de magnitudes unique. L’expérience montre en eUet qu’en se fiant aux magnitudes des catalogues on commet souvent des erreurs de plusieurs dixièmes de gran- deur.
8. Résultats bruts des observations. - J’ai effectué en tout 164 mesures visuelles et 10’~ mesures photographiques, portant ensemble sur 120 nuits. Ce total semble d’abord peu élevé, relativement à la duree de la période d’observation qui dépasse trois années.
Mais on sait que le travail est forcément interrompu chaque mois pendant une dizaine de jours aux environs de la pleine Lune. D’autre part, j’ai tenu d’une manière générale à
n’observer que par ciel pur ou clair pour restreindre les incertitudes provenant d’une trans-
.
parence défectueuse; un petit nombre d’observations seulement ont été faites par ciel un peu nuageux, à titre de comparaison. Enfin les observations relatives à la couleur du ciel’
nocturne et à sa polarisation m’ont obligé plusieurs fois à interrompre les mesures de
brillance proprement dites.
La plupart des mesures ont été faites au voisinage immédiat de Montpellier, au nord-
ouest de la ville, dont les lumières ne produisaient aucun effet sensible par ciel clair. Pen- dant les mois d’août et septembre 19~~ et 1 ~~~, j’ai observé sous le ciel pur de la Haute Provence en 192’t à Saint-Geniez (Basses Alpes, altitude 1070 m), en 1925 à Courbons (Basses-Alpes, altitude 90 ~ > m). Enfin, en août et septembre 19~6, j’ai fait une nouvelle
série de mesures à l’Isle-sur-Serein (Yonne)
Il me parait inutile de reproduire ici les résultats détaillés des observations, nuit par
nuit. Les tableaux 1 et II en résument l’essentiel. Les nombres entre parenthèses indiquent
dans chaque cas le nombre de nuits ayant servi au calcul des moyennes.
Pour appréciNr la pureté du ciel nocturne, il est utile de noter aussi l’aspect du ciel au crépuscule et pendant le jour. Un ciel diurne franchement bleu, une bonne visibilité horizon-
tale, des phénomènes crépusculaires parfaitement nets, accompagnent généralement le ciel
(5) Lorsqu’il s’agi seulement d’écarts de 3 ou !~~, à partir d’une distance zénithale moyenne voisine de 450, cette correction pwut être faite avec une approximation du centième de grandeur en adoptant des
valeurs invari ables, convenablement choisies, du facteur de transmission.
TABLEAU 1.
-...Mesures visuelles.
TABLEAU II.
-photographiques.
nocturne que j’appelle pur. Un ciel diurne lavé de blanc, une visibilité défectueuse, des phénomènes crépusculaires manquant de netteté accompagnent le ciel nocturne clair, qui correspond à une atmosphère moins transparente. J’ai appelé très clair un ciel que pour
une raison quelconque j’hésitais à qualifier de pur : la distinction est pratiquement sans
intérêt et j’ai groupé ici les résultats relatifs au ciel pur et au ciel très clair.
9. Brillance du ciel nocturne et transparence de F atmosphère. 2013L examen des
Tableaux 1 et II montre immédiatement qu’en général le rapport R = est plus faible (et que la magnitude s’exprime par un nombre plus élevé) par ciel pur que par ciel clair, et par ciel clair que par ciel un peu nuageux. Cet effet est Wus marqué dans le cas des
mesures photographiques qui correspondent à des radiations de plus courtes longueurs
d’onde. La lumière du ciel est donc moins réduite que celle des étoiles pal’ une diniin?ition fie transparence de
On peut suivre séparément les variations de la brillance du ciel et celles de la trans- parence atmosphérique à condition de contrôler rigoureusement chaque nuit l’intensité lumi-
neuse de la lampe montée sur le photomètre. Celle-ci est demeurée pratiquement invariable
durant les observations faites du 6 août au 19 septembre 1926 à l’Isle-sur-Serein (s). Les
résultats sont groupés en suivant l’ordre des transparences décroissantes dans le tableau III.
E« et fle mesurent en unités arbitraires les éclairements produits par les étoiles a et ~ Ursae Minoris, observées sensiblement à la hauteur du pôle ~7). Par ciel réputé pur ou clair, ils
(b) Je m’en suis assuré en prenant comme étalon une « étoile artificielle » éclairée par une lampe
auxiliaire qui était alimentée par une batterie indépendante et fonctionnait seulement chaque soir pendant le temps nécessaire à la comparaison.
(7) Les observations de x Ursae Minoris sont naturellement corrigées des variations propres de cette étoile; par contre, j’ai jugé sans intérêt de faire subir aux observations de p U. ilti. une correction d’absorp-
tion différentielle.
peuvent varier dans le rapport de 1 à 1,5. B représente la brillance du ciel : ses valseurs extrêmes diffèrent seulement de 28 pour 100. On voit d’ailleurs à quel point elle est insen- sible aux changements de transparence, puisqu’elle ne manifeste aucune tendance à diminuer
quand la transparence (à 44° du zénith) décroît de 3 à 1.
TABLEAU 1M.
La méthode photographique se prête à une étude analogue : pour une période de quelques jours, il suffit de rassembler sur la mème plaque les mesures correspondant à plusieurs nuits ; pour une période plus longue, il faut raccorder entre eux les différents cli-
chés, en travaillant pendant une ou deux nuits avec la plaque dont l’impression s’achève et celle dont l’impression commence. Les résultats obtenus de cette manière confirment ceux
des observations visuelles : d’une nuit à l’autre la brillance ne subit le plus souvent que des variations inférieures à sans lien apparent avec les changements de transparence. Les plus grandes variations de brillance observées dans l’espace de quelques semaines sont de
15 à !5 pour 100.
10. Variations de brülance d’une nuit à 1 autre et variations au cours d’une même nuit.
-Les constatations précédentes ne portent encore que sur un petit nombre de
nuits. Pour utiliser toutes les nuits d’observation, examinons les valeurs obtenues pour la~
Bmagnitude de i° carré du ciel. On s’attend à trouver des écarts plus grands puisque les deux
termes du rapport R = peuvent varier indépendamment l’un de l’autre. Cependant, les renseignements donnés dans les Tableaux 1 et II sur les écarts à partir de la moyennes montrent que, par ciel pur, le rapport R lui-même est assez peu variable, presque tous les écarts étant inférieurs à 0,2 ni (soit à 20 pour 100).
Bornons-nous d’abord à comparer entre eux les nombres relatifs à une même lunaison.
Voici les plus grandes différences de magnitude observées par ciel pur ou très clair :
Visuellement ... ’0,34 ni (rapport 1 à 1,37) juin 1925. Montpellier.
Par photographie ... 0,48 ni ( - i à t,~6~ oct.-nov. 1924. Montpellier.
,Les variations ont paru plus faibles en 1923 que pendant les années suivantes : la plus grande différence de magnitude constatée visuellement par ciel pur atteignait alors seule- ment o,15 m. Il n’est pas surprenant que, d’une manière générale, les écarts des mesures photographiques soient un peu supérieurs à ceux des mesures visuelles, puisque la trans-
parence varie davantage pour des radiations de longueurs d’onde plus courtes.
Au cours d’une même nuit, à quelques heures d intervalle, j’ai observé parfois des varia-
tions de 0,1 ni à 0,2m, qui s’expliquent peut-être par des changements de transparence.
En tout cas, elles n’ont aucune allure systématique et ne paraissent pas en relation avec la
position du Soleil : dès que celui-ci est à ~8° au-dessous de l’horizon, la brillance du ciel dans la direction de l’axe du monde aussi bien qu’au zénith peut être considérée comme
pratiquement constante (8).
Variations lentes.
-En relevant maintenant, dans l’ensemhle des mesures, les va)eurs extrêmes de la magnitude visuelle et de la magnitude photographique déterminées par ciel pur ou très clair, on trouve des différences plus accusées :
Considérons les moyennes mensuelles des mesures photographiques poursuivies sans iaterraption d’août ~.9~~ à septembre t925 (figure 4) : à Montpellier, la magnitude moyenne
Figure 4.
-:Moyennes mensuelles des mesures photographiques de la magnitude de 10 carré du ciel.
d’août 1924 à septembre 1925.
est. passée par un maximum en décembre 1924 et par un minimum en juillet f925 (avec un
minimum moins prononcé en mars). Les mesures visuelles de janvier et juin f925 montrent
une. différence de même sens et du même ordre de grandeur. Est-ce l’indice d’une variation saisonnière susceptible de se reproduire annueliement ? Une série d’observations parfaite-
ment continues portant sur plusieurs années consécutives serait nécessaire pour en décider.
Mais il est naturel de chercher à se faire une opinion provisoire au moyen de mes mesures, bien qu’elles présentent des lacunes et manquent d’homogénéité.
Si l’indice de couleur du ciel nocturne e - ;~, avait une valeur constante, bien
connue, on pourrait utiliser indifféremment les mesures visuelles et les mesures photogra- phiques à la recherche d’un effet saisonnier. En rassemblant toutes les mesures faites par ciel pur ou très clair à Montpellier, on trouve la valeur moyenne c
= -0,25; d’autre part,
on peut examiner séparément les mesures faites par les deux méthodes au cours d’une même nuit, à moins de deux heures d’intervalle. Eo éliminant deux nuits qui donnent des valeurs aberrantes, dues sans doute à de rapides changements de transparence, il reste une dizaine
de nombres peu différents les uns des autres, dont la moyenne est c = - 0,24. L’écart moyen est de 0,05 m, c’est-à-dire à peu près de l’ordre des erreurs de mesures. Il semble donc que l’indice de couleur soit assez peu variable pour qu’on puisse en approxi-
(8) Les courbes figurant la décroissance de la brillance du ciel me,,,urée visuellement en fonction de la
distance zénithale du Soleil à la fin du crépuscule sont identiques dansies deux cas, et presque rigoureuse-
ment parallèles à celles de Fessenkoff, qui observait visuellement à 20° de l’horizon, et de Bauer et Danjon,
qui observaient au zénith par photographie. La lumière deux fois diffusée paraît ainsi jouer un rôle essen-
tiel & la fin du crépuscule.
mation utiliser à la fois des valeurs de et celle de tJ4 diminuées de 0,25. On admettra aussi qu’il n’existe pas de différence systématique entre les observations de Montpellier et celles
de la Haute Provence. En réalité, dans cette dernière région, à un millier de mètres d’alti- tude, la magnitude visuelle et la magnitude photographique paraissent un peu plus élevées qu’en plaine (sans doute à cause de la transparence plus grande de l’atmosphère); mais la
différence est assez petite pour pouvoir être négligée ici.
Dans le Tableau IV, les mesures sont groupées par périodes de trois mois, pour éviter que les valeurs moyennes ne représentent un nombre par trop restreint d’observationc (9).
~,_
On voit que les valeurs les plus élevées de la magnitude moyenne ont été observées
régulièrement chaque hiver et qu’elles diffèrent peu d’un hiver à l’autre. Les valeurs les
plus faibles sont celles de l’été, mais la diminution de magnitude de l’hiver à l’été était
beaucoup moins accusée en i9~3 qu’en 1925. Si donc il parait légitime de conclure provi-
soirement à l’existence d’une variation saisonnière, il faut admettre toutefois que son
amplitude peut être variable d’une an-
née à l’autre. Elle aurait été extrême- ment atténuée en 1923.
.
Les observations d’août et septembre
1926 montrent une diminution de près
d’un quart de grandeur par rapport aux
années précédentes (voir figure 5), mais
elles ont été faites dans l’Yonne, région
dont le climat diffère profondément dus
climat méditerranéen, et l’on ne sait pas si des observations faites simulta- nément dans les deux régions donne-
raient des résultats identiques. Pendant
Figure 5.
-Comparaison des mois d"août et septembre 1923,
les mois d’août et septembre f97. rai
d’août et septembre fait à nouveau quelques mesures photo-
24, 25 et 26. Les chiffres places auprès de chaque point
ra
hi ues, mais dans des Conditiausindiquent le nombre des nuits d’observation, chaque point
graphiques,
>mais dans des conditîons indiquent le nombre des nuits d’observation. g p q malS dans des condItIons peu favorables, au voisinage de Melun (Seine-et-Marne), trop près de l’agglomération parisienne. Si leurs résultats devaient être
pris en considération, ils montreraient encore une légère diminution de magnitude de i926
à t 927.
Les lentes variations de magnitude dont on vient de constater l’existence peuvent pro-
venir soit de réels changements dans la brillance du ciel, soit de simples variations de la
transparence atmosphérique. Le ciel nocturne est-il plus brillant l’été que l’hiver ou l’atmos-
phère est-elle seulement moins transparente1 Les mesures faites par comparaison avec des
étoiles ne permettent pas de choisir entre les deux hypothèses. Mais on trouvera plus loin
une observation indiquant que le ciel devait être réellement plus brillant à rIsle-sur-Sere1n
en t9r6 que dans le midi de la France pendant les années précédentes.
’ ’(1) La première moyenne comprend aussi quelques observations de la fin d’octobre 1922.
’
III.
-COMPARAISON AVEC LES RÉS(1.TAT DE LORD RAYLEIGH.
i2. Généralités. Mesures en lumière totale.
-Au premier abord. les résultats
précédents paraissent en contradiction complète avec ceux de Lord Rayleigh. D’après lui, la
brillance du ciel au voisinage du pôle nord se montre extrêmement variable d’une nuit à
l’autre, soit qu’on la mesure visuellement en lumière totale ou à travers des filtres colorés, soit encore par photographie [7, 8].
La région de Londres est certainement moins favorisée que celle de Montpellier au point de vue de la transparence atmosphérique. Gavin Burns, à qui l’on doit de bonnes
mesures de la brillance du ciel nocturne par comparaison aux étoiles, a pu écrire qu’en Angleterre on rencontrait seulement une demi-douzaine de nuits par an se prêtant réelle-
ment bien à ce genre d’observations [10J. Cependant, Lord Rayleigh trouve en moyenne deux fois plus de nuits claires à Terling que moi-même à Montpellier durant le même temps.
Il ne se montre donc pas très difficile sur la qualité du ciel. Mais il a constaté comme moi que la brillance du ciel était relativement insensible aux changements de la transparence atmosphérique ; ceux-ci ne paraissent donc pas responsables des variations observées, quand la source de comparaison n’est pas une étoile. Je dois toutefois faire, en ce qui me
concerne, quelques rcsserves au sujet des brouillards : j’ai rarement eu l’occasion d’en observer et le plus caractéristique d’entre eux se comportait justement comme un écran absorbant, réduisant à peu près dans le même rapport la lumière du ciel et celle des étoiles
(observations photographiques de mars i9~o).
La méthode de Lord Rayleigh diffère profondément de celles que j’ai exposées ici. Les
mesures visuelles sont faites par comparaison à un étalon radioactif de brillance réputée
invariable. C’était, au début, une préparation de sulfate double d’uranyle et de potassium
faiblement luminescente par suite de sa propre radioactivité. Sa brillance étant souvent inférieure à celle du ciel nocturne, il fallait réduire cette dernière avec des verres absorbants.
Pour remédier à cet inconvénient, Lord Rayleigh a ajouté à une préparation analogue une petite quantité d’un sel de radium et a obtenu une brillance trois fois plus grande. C’est
avec une préparation ainsi activée que Lord Rayleigh a fait ses mesures en lumière totale,
les seules qui soient directement comparables à mes observations [7~. Le rapport des valeurs extrêmes observées était de 2,94, soit de 1,17 m (37 nuits), et la valeur moyenne des écarts de 0,26 m, soit trois fois supérieure à celle de mes mesures. Mais Lord Rayleigh
s’est aperçu récemment que les préparations additionnées de radium n’avaient pas une brillance constante et il ne tient plus compte des nombres obtenus avec eux [9].
Quand aux mesures photographiques, elles étaient faites en impressionnant une même plaque avec la lumière d’une région bien définie du ciel et celle d’un étalon photométrique
sur lequel aucun détail n’a été donné. Le rapport des valeurs extrêmes observées est ici de
2,70 soit de 1,08 m (71 nuits), mais l’écart moyen (0,20 m) est à peine deux fois supérieur à
celui de mes mesures photographiques. Les plaques étaient impressionnées en série par la
source étalon, puis mises de côté et reprises dans la suite au fur et à mesure des besoins pour être exposées à la lumière du ciel. Le développement suivait immédiatement cette dernière exposition; en opérant ainsi. on n’évite pas les erreurs qui peuvent résulter
d’une modification de l’image latente avec le temps (9). La méthode présentait sans doute
de plus sérieux inconvénients : Lord Rayleigh a constaté parfois un dépôt de rosée sur les plaques, et il pense que son étalon photométrique n’était peut-être pas rigoureusement
invariable. Pour ces raisons, il ne considère pas sa méthode comme entièrement satisfai- sante [8].
Ainsi est-il permis de conclure que ni visuellement (en lumière totale), ni par photo- graphie, les grandes variations de la brillance du ciel d’une nuit à l’autre ne paraissent
établies avec certitude.
P1) Dans mes mesures photographiques portant sur plusieurs nuits, j’ai adopté comme règle de laisser
écouler entre la dernière impression et le développement un intervalle de temps au moins égal à celui qui
sépare la première et la dernière impression. Dans ces conditions, je n’ai observé aucune différence systé-
matique entre les poses les plus espacées. Les deux courbes de noircissement sont toujours parallèles.
13. Observations à travers des filtres colorés. -- Le principal effort de Lord Ray- leigh a porté sur les mesures de brillance à travers des filtres colorés. Bien qu’elles ne
soient pas directement comparables à mes observations, il est intéressant d’en rappeler ici
les résultats. On se sert de trois filtres : l’un d’eux est transparent dans le jaune et le rouge, le second dans le bleu et le vert; le troisième isole approximativement la raie de l’aurore que les deux premiers absorbent à peu près complètement (il présente une bande de trans- parence d’environ 200 À autour de la raie 5 577 ~). Le filtre coloré recouvre seulement la
plage qui reçoit la lumière du ciel : les deux plages n’ont donc pas la même teinte, mais
leur brillance est si faible que la sensation de couleur disparaît presque entièrement. On réalise approximativement l’identité d’aspect en recouvrant la plage la plus brillante de
verres absorbants presque neutres. Comme le plus transparent dont on dispose a une opa- cité de 1,2 [7], la précision des pointés se trouve limitée de ce chef à 20 pour 100, et il est
bien inutile de donner les résultats, comme le fait l’auteur, avec trois chiffres significatifs.
Il serait d’ailleurs illusoire de chercher à atteindre une précision plus grande. A tra-
vers le filtre isolant la raie de l’aurore, par exemple, le ciel est déjà en moyenne 13,4 fois moins brillant qu’en lumière totale [7], et 28 fois si l’on tient compte des pertes de lumière
par réflexion sur les diverses pièces optiques du photomètre. J’ai essayé de faire des
mesures analogues avec l’un des instruments décrits dans la première partie de cet article,
à travers les mêmes filtres bleu-vert et jaune-orangé. Malgré l’avantage de pouvoir faire
varier la brillance d’une manière continue et celui qui résulte d’une plus grande transpa-
rence, j’ai trouvé les pointés si pénibles et si incertains que j’ai dû renoncer complètement
à ce genre d’observations.
A travers ces filtres, les variations de brillance sont encore plus grandes qu’en lumière
totale (rapport des valeurs extrêmes de 1 à 4 ou même 5). Chacune des régions spectrales peut varier indépendamment des autres, de sorte que la couleur du ciel nocturne est elle- même très variable. Il y a pourtant une certaine corrélation entre les valeurs obtenues simultanément avec les filtres orangé et vert-aurore (coefficient de corrélation r - 0,70),
avec les filtres vert-aurore et bleu (r
=0,66), tandis qu’il n’y a plus de corrélation notable entre les mesures faites avec le filtre vert-aurore et les mesures photographiques jr _-_ 0,~~).
J’ai discuté assez longuement ces résultats dans mon mémoire du Bulletin de l’Obser- vatoire de Lyon. J’ai montré, résultat encore plus surprenant, qu’il n’y avait aucune espèce
de pareazté entre les mesures visuelles faites à travers l’écran bleu et les mesu,res I)hotogî-a- phiques (r 0,15). J’ai insisté sur le fait qu’en prenant seulement en considération les écarts maxima, Lord Rayleigh risquait de donner une idée exagérée des variations : il con-
vient d’examiner aussi la fréquence des écarts et de calculer leur valeur moyenne. Or celle- ci est relativement faible, étant données la difficulté et l’incertitude des pointés photo.mé- métriques. Par exemple, les mesures faites avec l’écran bleu et l’écran orangé portent sur
123 nuits et les écarts moyens sont respectivement 0,14 m et 0,19 ni. En bleu, 79 nuits ont donné des nombres différant de moins de 0,15 23 écarts sont supérieurs à 0,3 m et
et 3 d’entre eux seulement dépassent 0,4 nt. Ainsi, les valeurs extrêmes qui ont particuliè-
rement retenu l’attention de Lord Rayleigh sont-elles exceptionnelles : les grandes varia-
tions sont rares, surtout en lumière bleue.
Cette discussion a perdu presque tout intérêt depuis que Lord Rayleigh a reconnu la
variabilité des écrans luminescents additionnés de radium qu’il utilisait dans ces mesures.
Mais des observations nouvelles, faites en revenant aux écrans non activés viennent de con-
firmer pleinement les résultats antérieurs [9]. Une quinzaine d’observateurs répartis sur tous
les continents, à des latitudes très diverses, ont constaté, par la méthode de Lord Rayleigh,
des variations de brillance du même ordre de grandeur, à travers les mêmes filtres
Les nombres obtenus simultanément dans plusieurs stations semblent d’ailleurs n’avoir
aucune parenté entre eux; ils sont parfaitement incohérents. Et cependant la brillance moyenne paraît être, pour chaque filtre, sensiblement la même en tous les points de la
Lord Rayleigh cite seulement quelques valeurs extrêmes ; il m’est donc impossible d’examiner la
fréquence des écarts et de calculer leur valeur moyenne.
Terre. La précision des nouvelles mesures laisse certainement beaucoup à désirer, car les
nouveaux écrans radioactifs sont tous encore moins brillants que l’étalon primordial avec lequel il fallait déjà assombrir le ciel. Cette imprécision ne permet pas cependant de mettre
en doute la réalité des phénomènes.
Reprenant d’autre part les mesures faites à Terlin~ de 1923 à 19f7 avec les écrans luminescents sans radium, à travers le filtre vert, Lord Rayleigh a montré l’existence d’une variation saisonnière avec un minimum de brillance fort net en décembre, et deux maxima
en mars et en octobre [9]. Lord Rayleigh suspend ses observatlons pendant les mois de mai, juin et juillet, la nuit n’étant pas complète à Terling au voisinage du solstice d’été (11). Cette
vaï-iation saisonnière donc s’accorder avec celle que j’aï observée à j}fontpellier. De plus, Lord Rayleigh trouve que la brillance du ciel a augmenté de t923 à 1927. Elle est restée à peu près stationnaire de 1923 à 1924, et a augmenté continuellement depuis ; l’accroisse- ment a surtout été rapide de 1925 à 1926. Qualitativement, ces résultats sont à
ceux de mes observations. L’accord est d’autant plus remarquable et plus inattendu qu’il s’agit de mesures faites à travers le filtre vert qui isole approximativement la raie de l’aurore,
alors que mes conclusions sont principalement basées sur des mesures photographiques
faites sur des plaques ordinaires, que la raie de l’aurore n’impressionne pas.
Le seul point sur lequel mes résultats paraissent encore s’opposer à ceux de Lord Rayleigh est donc le suivant : en lumière totale, je n’ai jamais observé pendant le même
mois lunaire de variation supérieure à 56 pour 100 par photographie et à 37 pour 100
visuellement, tandis que Lord Rayleigh et ses collaborateurs observent parfois des variations
de 1 à 3 ou 4 à travers leurs filtres colorés. Or, il paraît surprenant que des changements si importants dans plusieurs régions spectrales n’aient pas une répercussion plus grande en
lumière totale.
IV.
-RÉPARTITION DE LA BRILLANCE SUR LA VOUTE CÉLESTE.
’
