KARL EXNER. - Ueber das Funkeln der Sterne und die Scintillation überhaupt (De l'éclat des étoiles et en particulier de la scintillation); Sitz. der K. Akad. der Wissenchaft. Wien, décembre 1881

HAL Id: jpa-00237972

https://hal.archives-ouvertes.fr/jpa-00237972

Submitted on 1 Jan 1882

HAL is a multi-disciplinary open access archive for the deposit and dissemination of sci- entific research documents, whether they are pub- lished or not. The documents may come from teaching and research institutions in France or abroad, or from public or private research centers.

L’archive ouverte pluridisciplinaire HAL, est destinée au dépôt et à la diffusion de documents scientifiques de niveau recherche, publiés ou non, émanant des établissements d’enseignement et de recherche français ou étrangers, des laboratoires publics ou privés.

KARL EXNER. - Ueber das Funkeln der Sterne und die Scintillation überhaupt (De l’éclat des étoiles et en particulier de la scintillation); Sitz. der K. Akad. der

Wissenchaft. Wien, décembre 1881

C. Daguenet

To cite this version:

C. Daguenet. KARL EXNER. - Ueber das Funkeln der Sterne und die Scintillation überhaupt (De l’éclat des étoiles et en particulier de la scintillation); Sitz. der K. Akad. der Wissenchaft. Wien, décembre 1881. J. Phys. Theor. Appl., 1882, 1 (1), pp.373-377. �10.1051/jphystap:018820010037301�.

�jpa-00237972�

373

dextrogyre

intervertit le sens de la

spirale

^et

permet

^{aussi de}

distinguer

immédiatement le sens de la rotation dans la

plaque employée.

^Ce

phénomène rappelle , j usqu’à

^{un certain}

point ,

les

spirales d’Airy, quoiqu’il

^{soit dû à une cause tout à fait dif-}

férente.

L’instrument à l’aide

duquel

^{on obtient ces}

phénomènes

^{a été}

imaginé

^et construit par M. ^J.

Duboscq.

^{Il sert aussi à mon trer}

en

projection

^la

persistance

^des

impressions

^{sur la} rétine par ^le

mouvement de rotation du

prisme

^{à vision}

directe;

^{il donne un}

spectre

circulaire dans

lequel

^on

peut

faire varier la

position

^res-

pective

^des

^couleurs,

par l’addition ^d’un

prisme achromatique, qui,

^{selon la}

position réfringente

^par rapport ^au

premier,

permet d’avoir la lumière blanche ou le _rouge ou violet au centre de ro-

’

tation.

Cet

appareil

^{consiste en un} tube de laiton

qu’on peut

^faire

tourner

rapidement

^{autour de son axe et dans}

lequel

^{on introduit}

les

prismes biréfringents,

^le

prisme

^de

^Nicol,

^le

prisme

^d’Amici

(prisme

^{à vision}

directe),

^etc.,

qu’on

^veut

employer

^{dans les}

expé-

riences. Le

polarisateur

^reste

fixe ;

^{une lentille}

donne,

^{à travers}

tout le

système,

^une

image

^{nette du}

petit

^{trou par}

lequel

^la

lumière

pénètre

dans l’instrument.

KARL EXNER. - Ueber das Funkeln der Sterne und die Scintillation überhaupt (De ^{l’éclat des étoiles et en} particulier ^{de la} scintillation); ^{Sitz. der K. Akad.}

der Wissenchaft. Wien, décembre 1881

Trois théories

fondées,

^{l’une sur la}

réfraction,

^{l’autre sur les}

interférences,

^{la troisième sur la réflexion totale} des rayons ^dans

uns

atmosphère hétérogène,

^{ont été}

proposées

pour rendre

compte

de la scintillation des étoiles.

La

première

^{de ces théories}

explique facilement,

^{à elle}

seule, d’après

^M.

^Exner,

^les

phénomènes

^{connus; les}

conséquences

tirées des deux autres sont

également vérifiées,

^{mais elles ont}

une

importance beaucoup

moindre que celles déduites ^de la réfrac- tion.

Le scintillomètre

d’Arago,

^{fondé sur les}

phénomènes

de diffrac- tion

qu’on

^{observe de part et} d’autre du

plan

focal d’une lunette

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphystap:018820010037301

374

de

petite

^ouverture

(t), présente

1 inconvénient t de donner des indications

qui

^{arient d’un} instrument à un autre et

qui

^n’ont

aucune

signification physique.

^Nous pouvons ^seulement conclure de là que ^la réfraction

atmosphérique

^fait varier d’une

façon

^ra-

pide

^et

irrégullère

^{la courbure des ondes} lumineuses que l’étoile

nous envoie. Si en effet nous

détern1inons,

^en

déplaçant l’oculaire,

la

position

^{sur l’axe des} Inaxilna et des minima de lumière

lorsque

la source ne scintille _pas,

puis lorsqu’elle scimtille,

^{nous trouvons}

que leur

position

^{absolue a}

changé,

mais que leur distance relative

est restée constante. Le résultat est le même que si l’on fait passer

rapidement.,

^un

grand

^{nombre de}

fois,

^une lentille faiblement

réfringente

^{ou un verre à vitre entre}

l’ohjectif

^{et une source non}

scintillante. Le

phénomène

artificiel est même

beaucoup plus net

^et

plus

brillant que ^le

phénomène

^naturel.

Dans l’un et l’autre _cas, les

figures

^de diffraction ne sont pas

régulières ;

^{l’onde ne conserve} donc pas la forme

sphérique.

On peut, ^en

partant

^{de cette} remarque, construire ^un scintillo- mètre

qui permette

^{de mesurer le}

rayon de

courbure de l’onde. On

prend,

par

exemple,

^une lunette de

i"’,,3o

^{ou 2m de}

foyer,

^onv

adapte

un

diaphragme

suffisamment

petit

^{et l’on trace une}

graduation

^sur

te tube de

tirage.

^{On Blet la lunette au}

point, puis

^{on en-}

fonce l’oculaire

jusque

^ce

qu’un point

^lumineux

apparaisse

^de

temps ^en

temps

^{ali centre} de la tache noire et l’on fait une

première

lecture;

^on l’enfonce de

nouveau jusqu’à

^ce que ^{le centre reste}

complètement ^blanc,

^{et l’O11 mesure le}

déplacement

^{a. Le rayon}

de courbure maxima R

pendant

^le

temps

^{de l’obserB ation est}

égal

^à

R=

2f2 (f est

la distance focale de la

lunette).

^Les résultats ainsi

a

obtenus avec divers instruments sont constants. L’auteur a trouvé dans une série de mesures faites avec une lunette de

1m, 70

^{et un}

diaphragme

^de

o"Bi5

des rayons ^de courbure

compris

^entre

181

et

19380m.

La variation de courbure de l’onde a pour

conséquence

^d’abord

une

répartition inégale

de la lumière à sa

surface;

^{on observe en}

effet dans

l’image

^{de l’étoile}

agrandie

par le

déplacement

^{de l’ocu-}

laire des

différences d’intensité,

^{et en}

projection

^{on obtient un}

(1) Annuaire du Bureau ^cles Longitudes, ^183_L

375 roseau à mailles

obscures, analogue

^{à celui} que donne la réflexion des rayons solaires à la surface de l’eau

légèrement, agite.

^Parfois

ces mailles sont diversement

colorées;

^Fauteur

propose

^{de nommer}

ces apparences

phénomène

de Marius. On les observe facilement

en examinant

l’image

^{du Soleil} réfléchie par ^une boule en verre

argenté,

^{à condition} de diminuer le rayon de courbure de la houle à mesure que l’observateur se

rapproche davantage

^{de cette}

boule.

On peut ^{aussi étudier ces} variations de courbure en

plaçant

devant

l’objectif

^{une fente}

qui

^{donne une}

image rectiligne

^{si la}

source ne scintille pas ^{et une}

image

^{sinueuse dans le cas con-}

traire. Le nombre et la

grandeur

^{de ces} sinuosités perlmet

d’appré-

cier les variations de courbure de la

portion

^d’onde

qui

^{tombe à un}

moment donné sur

l’objectif.

^Avec des étoiles de hauteur _moyenne

on observe de 1 à 5 de ces

sinuosités ;

^le diamètre de ces

dépres-

sions peut ^atteindre Om, 10 ; leur flèche est

comparable

^{à une lon-}

gueur d’onde.

Ces variations de courbure donnent lieu aussi et une déviation d’un faisceau lumineux étroit tel que celui

qui

^{tombe sur la} pu-

pille ;

^{dans un} instr ument elles ont pour effet

d’élargir

^les

images

dont les bords

manquent

^{alors de netteté. Ce mouvement oscilla-} Latoire

signalé déjà

par Newton a été constaté par

plusieurs

^obser-

vateurs sur les bords de la Lune ou bien dans les observations (l’étoiles.

On l’observe directement ^en couvrant

l’objectif

^d’un

diaphragme percé

^{d une ouverture centrale et de deux} ouvertures

latérales ;

^les

nuages

^{de ces} ouvertures se

déplacent

^{les une} p ar rapport ^aux

autres assez lentement pour

qu’on puisse

SHlB re leurs mouve- nients.

Le faisceau étroit

qui

tombe dans L’oeil ou clans un instrument de

petitc

^ouverture peut étre tantôt

plas,

tantôt moins

brillant;

^il

en résulte des variations d’éclat, tandis cjme, ^{dans on}

grand

^instru-

ment, des faisceaux d’intensité variable se

superposent

^et

limage

focale

présente

^une intensité moyenne ^constante.

Si l’on donne de

petites

^{secousses a}

l’oculaire, l’image

^{se déve-}

loppe

^{en une} courbe lumineuse : c’est

le phénomène

(le Nicholson.

! résulte de ce

qui précède qu’avec

^un instrumen t de

petite

^ouver-

ture cette courbe doit ètre formée de

parties inégalement

^bril-

376

lantes, ^de

perles parfois

diversement

coloriées; si,

^au

contraire,

^on augmente peu ^à peu

l’ouverture,

^{la courbe}

présente,

^à

partir

^d’une

certaine

limite,

^une

largeur

^{et un éclat}

uniformes,

tandis que le

phénomène

^{de Marins}

persiste quelle

^{que soit la}

grandeur

^{du dia-}

phragme.

^Des observations faites ^sur

Sirius,

^{dans ces}

conditions,

vérifient ces

conséquences

^de la théorie.

Lorsque

^la distance zénithale est assez

grande,

les étoiles don-

nent des couleurs aussi bien dans le

phénomène

^{de Marius} que dans celui de Nicholson. La théorie de M.

Montigny 1 ’ )

rend facile-

ment compte des apparences observées. Par suite de la

dispersion régulière

^dans

l’atmosphère,

les étoiles donnent ^un spectre ^d’autant

plus

étalé que leur distance zénithale ^est

plus grande;

les rayons de diverses

couleurs, séparés

^{les uns des autres} par des intervalles

.

plus

^{ou moins}

grands,

traversent des

portions

différentes de l’at-

mosplière,

^et

^éprouvent

^des

irrégularités qui

varient d’une couleur à l’autre; ^au

contraire,

^{vers le}

zénith,

^{tous ces} rayons suivent le même chemin et sont modifiés simultanément et de la même ma-

nière. On doit donc observer des couleurs dans la

première posi-

tion et non dans la seconde.

Toute étoile assez basse et suffisamment

élargie

par le

déplace-

ment de l’oculaire doit donner un

spectre

dont les couleurs varient

indépendamment

^{les unes des autres.}

La

dispersion irrégulière

^et

la diffraction jouent probablement

^un

rôle dans

l’explication

^{de ces}

phénomènes

^de

coloration,

^{mais il}

est

beaucoup

^moins

important.

La théorie

explique

^{encore un autre}

phénomène signalé

par M.

Respighi (2) :

^les

spectres

des étoiles

éprouvent parfois

^{un trern-}

blement, qui

^se propage ^du violet au rouge pour les étoiles

qui

s’élèvent au-dessus de

l’liorizon,

^et du rouge ^au violet pour celles

qui

s’abaissent. Il arrive ^en

effet,

par suite du mouvement

diurne,

que le

pinceau violet,

_{émis par} ^{une étoile}

qui

^{monte, rencontre le}

premier

^une

portion irrégulière d’atmosphère

que ^les autres tra- versent

successivement;

^la

perturbation

résultante se propage alors du violet au rouge, tandis que ^si l’étoile descend les choses

(’ ) Mémoires cozcrozznés de l ’_4cadénâe de Belgique, ^{t. XXVIII.}

(1) TIRRY, ^{Sur la tlzéorie de la} scintillation de M. Respighi (Coniptes ^rendus

des séances de l’Acadéniie des Sciences, ^t. LXX, p. 1031).

377

se

passent

^{en ordre inverse. Il}

faut,

pour que ^ce

phénomène

^soit

visible,

que les rayons ^se

déplacent rapidement

^et que les varia-

tions dans l’état de

l’atmosphère

^ne soient pas trop

brusques.

Les astres,

qui

^{ont un diamètre} apparent,

sensible,

scintillent peu ^ou

point,

parce

qu’on

peut

décomposer

^{leur surface en um}

grand

^{nombre de}

points, qui

scintillent

indépendamment

^{les uns}

des autres de

façon

que les effets ^se sup erposen t.

Toutes ces observations peuvent ^être

répétées

facilement dans le

jour

^{avec un}

héliostat;

^{cette méthode}

présente,

^{sur l’observa-}

tion directe des

étoiles, F avantage

de donner

beaucoup

^{de lu-}

mière. C. DAGUENET.

PP. BEDSON und W.-C. WILLIAMS. 2014 Ueber die Bestimmung ^des specifischen Brechungsvermögens fester Körper ^{in ihren} Lösungen (Détermination ^{de la ré-} fraction spécifique des corps solides ^en dissolution); ^Wiener Berichte, ^t. IX,

p. 2549-2556; ^{novembre 1881.}

Les auteurs prennent ^comme définition de la

réfraction spéci- fique

^ou

du pouvoir réfringent l’expression A d 1 ^(A

étant l’in- dice de réfraction

correspondant

^{à une}

longueur

^d’onde

infinie)

^et

se

proposent

de rechercher si l’on

peut

déduire le

pouvoir

^réfrin-

gent ^d’un corps solide ^de celui de ses dissolutions en

appliquant

^la

loi des

mélanges.

^J’ai

^montré,

l’année dernière

(1), l’approxima-

tion ^sur

laquelle

^on

peut

compter : les recherches des auteurs con-

ferment

complètement

^mes résultats. La méthode

employée

^est

d’ailleurs

idenuiquement

^celle

que j’ai

suivie : elle consiste à déter- miner les indices de réfraction

correspondant

^aux trois raies de

l’hydrogène .

Les substances considérées sont : le sel _gemme, le

borax,

^l’acidca

borique

^{et le}

métaphosphate

^de soude. Pour les trois

premières,

on déterminait les indices à l’état solide directemen t en

opérant

sur des

prismes ^{taillés ;}

^{pour le}

métaphosphate

de soude, ^{on sus-}

pend

le corps dans ^un

liquide plus réfringent

^{et on}

ajoute

^{llil autre}

liquide

^moins

réfringent jusqu’à

^{ce que le}

mélange paraisse

^avoir

la même

réfringence.

(’ ) ^{Journal de} Physique, ^ire série, ^t. X, p. 394 ^eL À31.