Spectre, couleur et polarisation de la lumière du ciel nocturne

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Spectre, couleur et polarisation de la lumière du ciel

nocturne

J. Dufay

To cite this version:

J. Dufay. Spectre, couleur et polarisation de la lumière du ciel nocturne. J. Phys. Radium, 1929, 10

(6), pp.219-240. �10.1051/jphysrad:01929001006021900�. �jpa-00205380�

SPECTRE,

COULEUR ET POLARISATION DE LA

LUMIÈRE

DU CIEL NOCTURNE par M. J. DUFAY.

(Observatoire

de

_Lyon).

Sommaire. 2014 Etudié avec un _{spectrographe} de quartz peu dispersif, le spectre du ciel nocturne _{paraît identique} au _{spectre solaire,} de 4 800 à 3 000 Å. Dans le _vert-jaune,

la raie des aurores polaires est seule visible. On a cherché à évaluer l’intensité relative de la raie brillante et du fond continu à l’aide d’un spectrographe d’un modèle

particu-lier, permettant de faire _porter la _comparaison sur une _portion étendue du spectre continu. L’étude de la sensibilité spectrale des _plaques utilisées a _permis de passer du rapport des éclaircissements _{photographiques} au _rapport des _{énergies correspondantes.}

Des _{comparaisons photographiques} avec le ciel éclairé par la Lune, et avec diverses

étoiles, faites à travers des filtres colorés, montrent _{qu’abstraction} faite de la raie de

l’aurore, la couleur du ciel nocturne est beaucoup plus voisine de celle du Soleil que de celle du ciel bleu.

La _photographie permet de mettre en évidence une faible _polarisation de la lumière du ciel nocturne. Le _plan de _polarisation passe constamment par le Soleil, mais la fraction de lumière _polarisée n’est nulle _{part supérieure} à 4 _{pour 100.}

La lumière zodiacale montre une _{polarisation analogue,} mais _{plus prononcée,}

attei-gnant 13 pour 100 à 60° du Soleil. Son spectre est également un _spectre solaire.

, 1.

- GÉNÉRALITÉS.

1. La brillance du ciel nocturne

_paraît

décidément

_trop

_grande

_pour

_{qu’on puisse}

l’attribuer aux étoiles faibles. Au-dessus des couches diffusantes de

_{l’atmosphère}

celles-ci

ne

_produiraient

sans _{doute que les trois dixièmes de la brillance totale}

_[2].

Sur

_l’origine

do

la lumière

_{supplémentaire,}

les mesures de brillance ne nous

_apprennent

rien. L’étude de la

composition spectrale

et de l’état de

_polarisation

de la lumière du ciel

_pouvait

au contrairn-conduire à des indications utiles.

A

_l’époque

où

_{j’ai entrepris}

ces recherches

_(1922),

on savait

_déjà

_{que la raie verte des}

aurores

_polaires

_{(î, _ ~}

J77

_{Á) pouvait}

être

_{photographiée chaque}

nuit à des latitudes

tem-pérées

(Slipher

[3],

Lord

_Rayleigh

_[4J).

Lord

_Rayleigh

avait aussi

_{impressionné}

des

_plaques,

-exposées

à la lumière du

ciel,

à travers une série de filtres

colorés,

montrant ainsi l’exis-tence de radiations

_depuis

le rouge

jusqu’à

l’ultra-violet

_[5].

Ses observations

_paraissaient

également

montrer que la couleur du ciel nocturne différait

beaucoup

de celle du ciel

_bleu,

et se

_rapprochait

_davantage

de la couleur de la lumière solaire directe.

_Enfin,

Lord

_Rayleigli

avait constaté l’existence d’une faible

_{polarisation,}

en observant à minuit à 90° du Soleil

[6].

Mais,

dans les mêmes

_conditions,

H. D.

Babcock,

observant au

)lIont-’Vilson,

n’avait obtenu

ensuite que des résultats

_négatifs

ou douteux

[7].

II. - SPBCTRE _{DU CIEL NOCTURNE.}

2. Etude dans les

_{régions bleue,}

violette et ultraviolette. - J’ai étudié le

spectre

du ciel nocturne avec le

_{spectrographe}

à

_optique

de

_quartz

_{construit par MM.}

_Fabry,

Buisson et

_Bourget

au cours de leurs recherches

_classiques

sur la

_grande

nébuleuse

d’Orion

_[8].

Il

_comprend

deux

_prismes

de

quartz

droit et

_gauche

de 60° et deux lentilles

plan

convexes

_identiques

de î5 mm de diamètre et 90 mm de

_{foyer ;}

l’une sert

_d"objectif,

l’autre de collimateur. L’ouverture relative sera donc de

f/3,5.

La

_dispersion

est d’environ

i20 À _par mm vers

_{3.~00 a,}

et la

_longueur

des

spectres

de 4.800 à 3.000 À est de 12 mm.

L’appareil,

généralement

pointé

verts le nord à 30° du

zénith,

est

_immobile;

il embrasse un

_champ

d’environ ~00° carrés. Les étoiles

_{brillantes qui}

passent

n’envoient

suer-(*) Cet article résume une partie du mémoire publié dans le Bulletin de l’Observatoire _{deLyon (1).}

le collimateur que

d’étroits

faisceaux de _rayons

_parallèles

_{limités par la fente : leur rôle est} absolument

_{négligeable.}

Naturellement la Lune est couchée

_pendant

toute la durée de la pose, et le Soleil est à

_plus

de ~0° au-dessous de

_{l’horizon ;}

ainsi tout effet

_{crépusculaire}

est

pratiquement

éliminé. La

_plupart

des observations ont été faites à

_Montpellier,

_{par ciel pur}

ou très clair.

Avec une fente

_large

de 1 à 2 dixièmes de mm,

_j’ai

obtenu en _{1 i heures de pose}

consé-cutives,

sur

_{plaques Jougla étiquette}

_violette,

des

_négatifs

encore très

_imparfaits

montrant,

sur un fond continu

_(de

4.800 à 3.300

_Â),

une série de bandes

_claires,

semblables à des

bandes

_{d’absorption,}

(novembre

1922).

Des poses de courte

durée,

faites sur le ciel au

crépuscule,

avec une fente de même

_largeur,

donnèrent une _apparence

_identique.

Les deux

spectres

paraissaient

superposables

et les bandes claires observées la nuit semblaient coïncider avec des groupes de raies solaires. On reconnaissait

_déjà

facilement la raie G et

le groupe H-Ii

(non

séparées).

’

Avec une fente

_plus

fine,

donnant des clichés

_plus

_nets,

_{les poses durent être} pour-suivies

_{pendant plusieurs}

nuits. Il était

_indiqué

de

_juxtaposer

exactement sur la même

plaque

les

_spectres

nocturne et

_{crépusculaire,}

en

_masquant

la moitié

_{supérieure, puis}

la moitié inférieure de la fente avec un _{écran opaque. Deux poses nocturnes de 48 et 60 heure}

suivies de deux courtes

_expositions

au

_crépuscule,

montrèrent ainsi la coïncidence

complète

des raies

_(ou

_{groupe de}

_raies)

_{d’absorption}

dans le

_spectre

du ciel

_nocturne

et

le

_spectre

du ciel bleu

_(janvier

et mars

_1923).

Les observations

_poursuivies

de 1923 à

1925 ont seulement confirmé les résultats

_{précédents ; j’ai}

obtenu une

_quinzaine

de

spec-trogrammes

montrant

_uniquement

dés

raies solaires sur un fond continu

_(de

4.800 à

3.000

_À).

_{La durée des poses} a varié de 25 à 115 heures :

_j’ai

_{pu tirer}

_parti

de clichés très

faibles en en

_prenant

deux

_copies

successives sur

_plaques

à

_grands

contrastes

_(Crumière

Spécial Contrast).

TABLEAU I.

Le tableau 1 donne les

_longueurs

d’onde des raies les

_plus

visibles,

déterminées sur un

fine. Les mesures faites d’abord au

_comparateur,

_{par la méthode}

_ordinaire,

ont été contrô-lées au

_{microphotomètre}

_enregistreur

de

_Chalonge

et Lambert. Leur

_précision

est limitée à 6 ou _{8 ~, par la faiblesse du}

_pouvoir

de _{résolution. On voit que les}

_longueurs

d’onde

correspondent

souvent à des groupes de raies

voisines,

non

_séparées

_{par le}

spectro-graphe.

Les

_spectres

nocturnes sont en

_général

un _{peu moins denses dans la}

_région

bleue que

les

_spectres

obtenus au

_crépuscule,

sur la même

_plaque,

avec _{des poses}

incomparable-ment

_plus

courtes,

et

_cependant

ils s’étendent

_plus

loin dans l’ultra violet. De

même,

le

spectre

du ciel nocture s’affaiblit

_beaucoup

_{moins vite dans l’ultra violet que celui du ciel} éclairé par la

Lune,

enregistré

sur la même

_plaque,

avec la _{même durée de pose}

(60

heures)

(~).

Cette différence

_d’aspect

_peut

d’ailleurs

_{s’expliquer}

de

_{plusieurs manières,}

et il est difficile d’en tirer une conclusion relative à la courbe

_{d’énergie spectrale}

de la

lumière du ciel nocturne

_(’-’).

Lord

_Rayleigh

a obtenu de son côté trois

_spectres

du ciel nocturne de novembre 99~~

à

_janvier

1923

_[9].

Il’se servait de

_{petits spectrographes}

à un

_prisme

de

flint,

munis

d’objectifs

de 30 mm de distance

focale,

ouverts à

_{f/0,9, beaucoup}

_plus

_lumineux,

mais

encore

_beaucoup

moins

_dispersifs

_que mon

_appareil

de

_quartz.

Il a

_observé,

sur

_plaques

orthochromatiques,

en

_plus

de la raie verte de

l’aurore,

un

_spectre

_continu,

s’étendant de ~.800 à 3.900 À

_(longueur

sur la

_{plaque 2 mm),}

avec les raies H et K. Sur les deux

_spectres

les

_plus

_intenses,

on

_voyait

en outre deux raies ou bandes

brillantes,

d’origine

inconnue.

La mesure des

_longueurs

d’onde a donné sur un cliché 4.192 et 4.443 1 et sur l’autre

’

4.22,~; et 4 . 496 n.

Ces raies brillantes ne sont visibles sur aucun de mes clichés. L’étude de

quelques-uns d’entre eux au

_{microphotomètre enregistreur}

_{n’a pas réussi à les} mettre en

évidence.

’

3. Observation de la raie verte de l’aurore. -

Chaque

fois

que

j’ai employé

des

plaques orthochromatiques, j’ai

observé avec

_l’appareil

de

_quartz

une raie brillante dans le

vert-jaune, qui paraissait

coïncider avec la raie verte de l’aurore. Mais la mise au

_point,

faite pour la

région

ultra

_violette,

n’était

_plus

satisfaisante au milieu du

_spectre

visible,

et l’on sait

_qu’avec

une mauvaise définition on

_risque

de confondre avec la raie verte la

bande de sensibilité des

_plaques

à

_{l’érythrosine}

_[4].

Pour observer la raie de

_l’aurore,

_j’ai

monté un

_{petit spectrographe}

_comprenant

une lentille

_achromatique

de 25 cm de

_foyer,

un

gros

prisme

à vision directe de Hoffmann

₍₂

_prismes

de flint et 3 de

_crown),

et un

objectif

de 23 mm d’ouverture et 30 mm de

_{foyer. Malgré}

cette courte distance

_focale,

la

_dispersion

est encore, dans la

_région

visible,

supérieure

aux deux tiers de celle de

_l’appareil

de

quartz.

Une dizaine de

_{spectrogrammes}

_enregistrés

en 1923 et en 1924 ont montré la raie verte avec une intensité

_variable,

_{mais des poses de 20 à 40 heures n’ont pas suffi à faire}

apparaître

le fond continu dans les

_{régions jaune}

et verte.

(l) La, brillance du ciel lunaire était réduite au _{moyen d’un échelon adsorbant peu} sélectif, placé

contre la fente. C’était une gélatine détachée d’une plaque photographique et reportée sur lame de quartz

après impression, développement et renforcement au chlorure _{mercurique. Elle avait été étalonnée pour} toutes les longueurs d’onde au cours d’un autre travail.

(~) La lumière diffusée par la Lune doit être un peu moins riche en radiations ultra violettes que la lumière solaire directe. D’autre _{part l’absorption} des radiations de _longueur d’onde inférieure à 3.300 Â par l’ozone atmosphérique ne se _{fait pas de la même manière lorcqu-on} vise le ciel nocturne ou le ciEl éclairé par le Soleil ou la Lune. Dans le cas du ciel _{nocturne, l’épaisseur} de la couche absorbante _dépend de la distance zénithale de la région visée; dans le cas du ciel diurne ou lunaire, c’est la distance

zéni-thale de l’astre _{qun intervient, puisque} le _rayonnement est filtré à haute altitude par l’ozone, avant

d’être diffusé par les molécules des couches inférieures.

L’altitude effective de la couche d’ozone étant de l’ordre de 45 _{km., l’épaisseur} traversée au

III. - I3IPORTAn’CE _{RELATIVE DE LA RAIE DE} I,’AURORR _{ET DU SPECTRE CONTINU.}

4.

_Dispositif

utilisé. - La raie de l’aurore

produit

un effet

_comparable

à celui d’une

partie

étendue du

_{spectre continu ;}

un

_{spectrographe}

n fente fine ne

_permet

_pas d’évaluer

’leur intensité relative.

Remplaçons

la fente du

_{spectrographe}

_par une

_large

ouverture

_{rectangulaire}

_R,

portant,

vers son

_milieu,

une

_tige

_{opaque et fine}

_T,

_parallèle

aux arêtes du

_prismes

(fig.

i,

A),

Une source émettant un

_spectre

continu donne sur la

_plaque

une _bande

spec-trale très

_impure;

une source émettant une seule radiation

_{monochromatique}

donne au

contraire une

_image

nette de l’ouverture R et de la

_tige

T. Si enfin la source émet à la fois

une raie brillante et un

_spectre

_continu,

les deux effets

_précédents

se trouvent

_{superposés :}

-.

Fig. 1 _(A). - R ouverture rectangulaire dans le _plan focal du _collimateur, l’ tige opaque ;

(B) r image monochromatique de R, t image monochromatique de T.

on voit se détacher sur la bande

_spectrale

du

_négatif

un

_rectangle

_{opaque à bords}

nets r,

image monochromatique

de l’ouverture

_{R (fig.}

1,

B).

Sur la bande

_plus

claire 1 a seule

agi

la

_partie

du

_spectre

continu

_comprise

entre des limites bien définies

À,

et

)’2.

La mesure

des densités

_{correspondant}

à cette bande claire et à la

_région

_{opaque située} sur la même droite t t’ fait connaitre le

_rapport

des éclairements

_produits

d’une

_part

_{par le}

_spectre

continu entre les limites

À.1

et

_}’2,

d’autre

_part

_{par cette même}

_portion

du

_spectre

continu et

par la raie brillante.

J’ai

_employé

une ouverture carrée de

_19,3

mm de

côté,

munie d’une

_tige

_cylindrique

de

0,75

mm de

diamètre,

et

_placée

dans le

_plan

focal d’une lentille collimatrice de 31 cm

de

_foyer.

Le

_système

_{dispersif comprend}

deux

_prismes

de 60° en flint

_{dense ;}

_l’objectif

est

un oculaire de

_microscope

de 2~ mm de

_foyer

et et de 20 mm de diamètre utile. L’ensemble

est fixé sur un bâti

_rigide

en

_planches

d’aluminium. La mise au

_point

est faite à

₀₁₀₁

mm

près

environ en éclairant avec une

_lampe

à mercure.

Pour déterminer les limites et

),’2

de la

_partie

utile du

_{spectre continu,}

on fait

fonc-tionner

_l’appareil

à

l’envers,

en substituant l à la

_{plaque photographique}

un écran opaque

portant

une fente

_fine,

convenablement orientée

_{(largeur approximative :}

_0,01

mm).

Lors-qu’on

éclaire cette fente avec un tube à

_krypton,

un

_spectre

réel se

_peint

sur l’ouverture R. En

_déplaçant

le châssis entre ses

_glissières

on amène dans le

_prolongement

de la

_tige

T

l’image

de la raie verte du

_krypton,

dont la

_longueur

d’onde

₍₅

_{570,5 À)}

_{diffère très peu de} celle de la raie de l’aurore

₍₅

577,31).

On éclaire

_ensuite,

sans toucher à la

fente,

avec

plu-sieurs sources émettant des

_spectres

de raies

_(arc

au _mercure, étincelles entre électrodes de

cuivre,

de

zinc,

d’aluminium et de

_cadmium)

et on

_note,

à

0,05

mm

_près,

la

_position

des raies sur un micromètre collé sur l’ouverture R. La courbe de

_{dispersion qui}

résulte de ces

mesures

_fournit,

_par une courte

_{extrapolation,}

les limites

_cherchées,

soit ici 4 9(j2 et 4 460 Á. A

_partir

de 6 000 À la sensibilité des

_plaques

utilisées est

_pratiquement

_nulle,

les limites seront donc 4 96~ et 6 000 À : on utilise alllsl toute la bande de sensibilité dans

1(-vert-jaune

des

_{plaques orthochromatiques.}

La

_tige

T masque au

_voisinage

de la raie de l’aurore un intervalle de 55 1.

5. Observations et résultats des mesures

_{photométriques. -}

Les clichés des

tinés aux mesures

_{photométriques}

ont été obtenus à l’Isle-sur-Serein

_(Yonne)

en août et

septembre

19~6. Sur

_plaques

Crumière « Aviator _», des poses de une heure

seulement,

en

l’absence de la

Lune,

donnent des

_impressions

_{suflis,aqtes ;}

il vaut

_cependant

_{mieux poser} 1

une heure trente minutes de

_façon

o utiliser

uniquement

dan: les mesures la

_partie

recti-ligne

de la courbe

_{caractéristique,}

dont la

_pente

_(’{)

est alors voisine de 2. La

_présence

(le la lune au-dessus de l’horizon ôte naturellement toute

_{signification}

aux mesures, inais

n’einpèclie

pas d’observer la raie de l’aurore. J’ai pu

photographier

celle-ci au

_voisinage

de la

_pleine

Lune en

_{posant cinq}

à dix minutes seulement. Le

_spectre

continu de la lumière diffusée par

l’atmosphère

ést

naturellement

_{prépondérant}

et le contraste entre

_l’image

de la

tige

T et les

_régions

voisines devient très

faible,

sans cesser encore d’être

_perceptible.

A

Paris même

_{j’ai photographié}

à

_{plusieurs reprises}

_{la raie de l’aurore par ciel}

_clair,

_malgré

l’illumination intense de la ville vers 21

heures,

en hiver.

Les clichés étaient étalonnés au _{moyen d’une pose}

_auxiliaire,

de même

durée,

faite en

exposant

directement la

_plaque

à la lumière du ciel nocturne derrière un échelon absorbant presque neutre. Un filtre

jaune (Wratten 9) placé

en avant de celui-ci

_permettait

d’isoler la

région spectrale

voulue en absorbant les radiations de

_longueur

d’onde inférieures à 4 950,i

Fig. 2. - Mesure de l’intensité due la raie de l’aurore. r t T’ _{image monochromatique} de l’ouverture R et de la _tige T _{fournie par la raie 5.5TÎ À. Pose 1 h, 30. Epreuve positive agrandie} â.,~ fois.

L’échelon _{absorbant avait été lui-même étalonné par}

_{photographie,}

à travers

le même

filtre,

exactement dans les mêmes conditions. "

La

_figure

2 montre un

_{agrandissement}

de l’un des clichés. La

_figure

3

_reproduit

l’enre-Fig. 3. ~2013 _{Diagramme d’enregistrement} du cliché _{reproduit figure} 2. Les ordonnées mesurent la

transpa-rence du cliché en chaque point (coordonnées légèrement obliquesl. Réduction du _diagramme original

dans le rapport de 4 à 0,8.

gi§trement

au

_{microphotomètre}

de la moitié inférieure du

_{spectre ;}

on voit nettement le

. Le tableau II donne les résultats de

quelques

mesures : r

_désigne

le

_rapport

des

éclaire-ments

_{photographiques produits}

d’une

_part

_{par la raie} de l’aurore et le

_spectre

continu

entre 4 962 et 6 000

_~,

d’autre

_part

_{par le}

_spectre

continu seul entre les mêmes limites.

TABLEAU II.

Les valeurs de r sont

_comprises

entre

_1,4

et

1, 6. Le

rapport

des éclairements

photogra-phiques produits

par la raie seule et le

spectre continu,

entre les limites

données,

a donc

varié de

0,4

à

_{0,6 ;}

la raie

produisait

une fraction de l’éclairement total

_comprise

entre

_0,28

et

_0,38.

6.

_Passage

â

_{l’énergie.}

- Les nombres

précédents dépendent

évidemment des

pro-priétés

sélectives de la

_plaque

utilisée. On aurait pu trouver des valeurs un _peu différentes

avec un autre

_type

de

_plaques

à

_{l’érythrosine,}

ou très différentes avec des

_plaques

sensibi-lisées au _moyen d’un autre colorant. J’ai cherché à passer de laconnaissance des éclaire-ments

_{photographiques}

à celle des

_énergies,

en

_m’appuyant

sur les considérations suivantes :

Construisons pour

chaque longueur

d’onde la courbe

caractéristique

de la

plaque,

en

faisant varier l’éclairement sans modifier le

_temps

_{de pose et}

_supposions

_{que, dans} l’inter-valle

_spectral

étudié,

toutes ces courbes

_puissent

être

_superposées

_par une translation le

long

de l’axe des abscisses. Construisons de même les courbes

_{caractéristiques}

correspon-dant à des

_expositions

de durée variable et à une valeur constante de l’éclairement et

sup-posons

qu’elles

satisfassent à la même condition. C’est seulement si ces

_hypothèses

se

trouvent vérifiées

_{qu’on peut}

définir sans

_ambiguïté

le

_rapport

des éclairements

photogra-phiques produits

par deux radiations de

longueurs

d’onde différentes.

Soit alors

_{l’énergie transportée}

_par une radiation

_{monochromatique}

de

_longueur

d’onde X. La valeur

_{photographique}

du flux

_{correspondant}

Il),

_peut

être considérée comme

le

_produit

de

w;;

par un

_{tacteur k~}

_{== ~}

_(k),

caractérisant la sensibilité de la

_plaque

_pour cette radiation. On

_{posera k}

= 1 pour la

longueur

d’onde

qui correspond

à la sensibilité

maximum; kt,

n’est autre

_qu’un

facteur de luminosité relative. Dans le cas d’une source

émettant un

_spectre

continu,

l’énergie

émise dans l’intervalle f,

_{- d~/~, ~l -~- dÀ/2}

étant

représentée

par

J’appellerai facteur

de IUJJlinosÍlé

_efficace,

relltif à la source

_{considérée,}

la

_{quantité :}

Il

_s’agit

_{actuellement de passer du}

_{rapport e IE}

des éclairements

_{photographiques}

_produits

respectivement

par la raie de l’aurore et par le

spectre

continu

_{entre À1}

et

~2

au

_rapport

des

énergies

ici/

J11. On a :

Il suffit donc de déterminer _{pour cela il faudrait}

_pouvoir

construire

_séparément

de 4 960 à 6 000 A la courbe

_d’énergie

du ciel nocturne et la courbe des facteurs de lumino-sité. La

_premiFre

_{n’est pas exactement connue,}

_maisî

comme la fonction

_f(1,)

varie certai-nement

_beaucoup

_{mois vite que o}

_(X)

dans l’intervalle

_considéré,

l’incertitude

_qui

en

résulte

_est,

comme iious le verrons, sans

_importance.

î. Etude de la sensibilité

_spectrale

d’une

_{plaque orthochromatique}

de 4 960 à 6 000 ~. - Pour tracer la courbe des facteurs de luminosité

j’ai

étudié la

_répartition

de l’éclairement

_{photographique}

dans le

_spectre

d’une source dont la courbe

_d’énergie

est bien

connue. C’était un _{corps noir}

_d’lves,

_{monté par M.}

_Volkringer

au cours de son travail sur le

spectre

continu du mercure

_[10].

On sait

_qu’il

_s’agit

d’un

_cylindre

de

platine porté

à haute

température

par le passage d’un courant de

quelques

centaines

_{d"ai-rnpùres,}

et

_présentant

une ouverture

_{rectangulaire allongée parallèle}

aux

_{génératrices.}

On

_{projette l’image}

de cette

ouverture sur la fente du

_{spectrographe,}

en visant à 5° environ de l’axe du

_cylindre.

La

température,

mesurée au _moyen d’un

_{pyromètre optique}

de la

_Cambridge

_Ld,

est maintenue constante à 10°

_près;

elle était de 1 375

₊

273 -- 1 648"K au cours de mes

_{expériences.}

La

dispersion

moyenne du

spectographe

à deux

_prismes

de flint utilisé _{était de 50 Â par} mm

de 5 000 à 5 800 À.

L’étude d’une

_plaque

_comprenait

deux _{séries de poses : 10} une _{série de poses de huit}

minutes

chacune,

faite en

_graduant

l’éclairement à l’aide de deux

_prismes

de

_{Glap placés}

devant la

_fente;

2° une _{série de poses de durée}

_variable,

avec les Glans

_parallèles.

Cette dernière série avait

_uniquement

_{pour but de contrôler} l’exactitude de

_{l’hypothèse}

faite sur

l’identité des courbes de noircissement. Les

_repères

de

_longueurs

d’onde étaient fournis par un arc au mercure.

L’étude des clichés au

_{microphotomètre enregistreur}

a montré d’abord que les

hypo-thèses fondamentales étaient

_{approximativement}

vérifiées. Les courbes de noircissement relatives à un même cliché ont été construites de 50 en 50 -À, et l’on a constaté que de 4 900

à 5 850 À on

_pouvait

les faire coïncider par une translation convenable le

_long

de l’axe des

abscisses

_(log

E ou

_log

_{t). Quand}

les

_{parties rectilignes}

étaient assez

_longues

_pour

_permettre

de déterminer avec

_précision

les facteurs de contraste y et

_on

a trouvé des _{valeurs à peu}

près indépendantes

de la

_longueur

d’onde

_{(de 4 900}

à 5 300 À : : _y -- 1,95 ±

0,03,

Y’=i,76d=

U,O~,

,1’ /°-i

=

0,90 ; pour:5

800 À : _y ._-_

_{1, 93,}

_y’

=

_{1, 7 7).}

De 5 850 à 6 000 À les

résultats sont moins nets

_(’),

mais,

dans cet étroit

intervalle,

la sensibilité de la

_plaque

est assez faible pour que l’indétermination

_qui

en résulte soit

_pratiquement

sans

_importance.

Pour obtenir la

_{répartition spectrale}

des éclairements

_{photog}>a}Jhiques}

_(courbe

_l,

_{fige 4),}

il suffit maintenant de considérer les courbes de noircissement

_{correspondant}

à la série des poses de même durée : les translations

qu’on

doit leur faire subir pour les superposer à l’une

quelconque

d’eùtre elles

_mesurent,

en unités

_arbitraires,

les valeurs

photographiques

des

Il pourrait y avoir une _augmentation de _{y et} de _y’.

éclairements. On évalue d’autre

part

les’éclairements

énergétiques

en tenant

_compte

de la

dispersion (2) (courbe

II,

fig. 4),

et,

en

divisant

les ordonnées de la courbe 1

_{(éclairements.}

photographiques)

par celles de la

courbe!II (éclairements

énergétiques),

on obtient fina-ement la courbe des coefficients de luminosité k. Elle a été

_{représentée figure}

5,

en

_posant

k -1 pour la radiation

correpondant

au maximum de sensibilité

_(au

_voisinage

de 5 500

À).-On voit que

le facteur

de luminosité

_est§minimum

vers 5 200

_{À ;}

_{pour la raie de}

_l’aurore,

ilt,

vaut

_0,88.

Fig. 4. - Courbe I :

répartition spectrale des éclairements photographiques.

Courbe II : répartition spectrale des éclairements _{énergétiques, compte} tenu de la _dispersion.

8.

_{Energies transportées}

par la raie de l’aurore et _{par le}

_spectre

continus Pour évaluer le facteur de luminosité efficace

_ke,

relatif au

_spectre

continu du ciel

_nocturne,

il faudrait en toute

_rigueur

connaître la courbe

_d’énergie

de celui-ci.

_{J’envisagerai}

successi-vement deux

_hypothèses

très différentes :

11,

_{hypothèse. - La}

_d’énergie

du ciel noctuf’ne est

_identique

à celle du

_Soleil,

assimilable à un _coips noir à 6

En multipliant

ses _{ordonnées par les coefficients do}

(2) La formule de Wien donne la _répartition de _l’énergie dans le _{spectre du corps noir à i 648°K. On}

mesure en _{chaque point} de la _plaque d’abscisse x, le coefficient angulaire dxfd) de la courbe de dispersion

du _{specthographe, et ~l’on multiplie} les ordonnées de la courbe _d’énergie par les valeurs correspondantes

luminosité de la

_plaque,

on obtient la

_{répartition spectrale}

des éclairements

photographi-ques

(ou

des

_{flux). L’énergie}

totale W et la valeur

_{photographique}

du flux

_F,

entre Ie~ limites

_{considérées,}

sont _{évaluées par}

_{intégration graphique.}

On en tire :

21

_{hypothèse. -}

La courbe

_d’énergie

du ciel nocturne

_identique

à celle de la solaire

_diffusée

_par lut _gaz. - On l’obtient _en

multipliant par À

-4 _{les ordonnées de la} courbe

_d’énergie

du Soleil. En

_procédant

comme dans le

_premier

cas, on trouve:

ke

=

0,615.

Les deux valeurs de

_ke

diffèrent à

_peine

_{de 5 pour 100 : le facteur de}

luminosité,

variant très

_rapidement

avec la

_longueur

d’onde,

impose

sa forme à la courbe des éclairements

photographiques.

,

Fig. a;. - Facteurs de luminosité relative de la plaque Crumière Aviator.

On a maintenant toutes les données nécessaires au calcul du

_rapport

des

_énergies

trans-portées

par la raie de l’aurore et par le

spectre

continu du ciel nocturne entre 4 962 et

0 000 1. En

_prenant

les valeurs minimum et maximum de r données dans le

_tableau-II,

on

trouve :

Ainsi la raie brillante

_transporte

0,3

à

0,4

de

_{l’énergie transportée}

_{par le}

_rayonnement

continu de 4 962 à 6 000 Á.

9. Cas des observations visuelles. - La connaissance du

rapport

des

_énergies

permet

en

_principe

_{de passer d’une manière inverse} au

_rapport

des éclairements visuels, n convient

_d’employer

ici les facteurs de luminosité de l’0153il relatifs aux très faibles

éclaire-ments,

J’emploierai

les valeurs calculées par

Nutting

à l’aide des anciennes observations de

hünig

~’1Z].

Le facteur de luminosité étant

_{pris égal}

à 1

_{pour 5}

050 A

_(sensibité

_maximum)

ne vaut

_plus

_que

0,207

pour la raie de l’aurore.

-ment

_compris

entre 4 1 00 et 6 0001. Entre ces nouvelles

limites,

l’énergie

émise est

1,85

fois

plus grande

qu’entre 4

960 et 6

_{000 ~,}

si _{l’on suppose le}

_rayonnement

continu du ciel

noc-turne

_identique

à celui du Soleil. Pour ce

_dernier,

le facteur de luminosité efficace est

_0,44,

et le

rapport

des éclairements

_produits

_{par la} rafle et _{par le}

_spectre

continu

_prend

au

_plus

(r

-1 =

_0,6)

la valeur :

La raie de l’aurore

_produit

à elle seule une fraction de l’éclairement total

égale

à

0,089.

En

prenant

la valeur minimum de r au lieu de la valeur

_maximum,

on trouve la limite

infé-rieure

_0,060

_{(’ ) .}

Ainsi,

dans le cas des observations

visuelles,

la raie de l’aurore

_expliquerait

environ 6 à 9 pour 100 de la brillance totale du ciel nocturne. Il est intéressant de

_rapprocher

ce résultat de celui que Lord

Rayleigh

a _{obtenu par} une méthcde toute

différente,

en

_comparant

les

’

opacités

d’un filtre

destiné

à isoler la raie de

_l’aurore,

_{pour la raie verte du}

_krypton

(5

570,5

À)

et

_{pour la}

lumière totale du ciel nocturne

_{~~2] .}

Elles étaient dans le

_rapport

de

0,~.8~

à 1. Si le filtre isolait

_{rigoureusement}

la raie

_brillante,

celle-ci

_produirait

une fraction de l’éclairement total

_égale

à

_{0,~85. Mais,}

en raison de

_{l’imperfection}

du

_{filtre, qui présente}

une bande de

_transparence

d’environ 200

_Ã,

ce nombre doit être considéré comme une limite

supérieure

du

_rapport

des éclairements visuels.

’

IV. - COULEUR _{DU CIEL NOCIERNE}

10. La connaissance de la courbe

_d’énergie

du ciel nocturne

_{présenterait}

un

_grand

inté-rêt. Mais la brillance du ciel est si faible que les mesures

_{spectrophométriques}

rencontre-raient actuellement des difficultés à peu

près

insurmontables. Il faut donc se contenter des

’

renseignements beaucoup plus grossiers

que fournit

l’analyse

de la lumière du ciel à travers des filtres colorés.

La

_{comparaison photométrique}

du ciel nocturne au ciel diurne ou à la lumière directe du

_{Soleil, présenterait}

aussi de

_grandes

difficultés,

en raison de l’énormité des facteurs de

réduction nécessaires. Je me _{suis borné à comparer, à travers des filtres}

_colorés,

le ciel nocturne au _{ciel éclairé par la Lune et à des étoiles de} différents

_{types spectraux.}

II.

_Comparaison

du ciel nocturne au ciel lunaire à travers les filtres colorés. - Les

observations sont faites par

photographie

de la manière suivante :

Un échelon absorbant à peu

près

neutre.,

comprenant 5

ou 6 bandes de densités diffé-rentes

_(,),

est

_placé

contre la

_gélatine

d’une

_plaque

_{photographique.}

Sur la face antérieure

de cet écran sont

_disposés

transversalement

_plusieurs

filtres de

_gélatine

colorée. Un

_objectif

très lumineux

_(condenseur

de lanterne de

_projection,

diamètre il cm,

foyer

9

cm) projette

sur la

_{plaque l’image}

du ciel. On fait sur la même

_plaque

deux poses de même durée : l’une sur le ciel

_nocturne,

l’autre sur le ciel

lunaire ;

un

_diaphragme

en forme de secteur

_permet

au besoin de réduire l’ouverture de

_{l’objectif.}

Pour réduire la durée

_{d’exposition,}

il

_peut

être

avantageux

de

_supprimer

l’échelon absorbant au moment de la pose sur le ciel nocturne. Les

_comparaisons

sont faites sur

_{plaques orthochromatiques}

à travers des filtres

_violet,

bleu et

_jaune,

et sur

_{plaques panchronlatiques}

à travers des filtres

bleu,

vert et rouge. Le tableau III

_indique

les

_régions

_spectrales

isolées

_(2).

(1) En _supposant le _rayonnement du ciel nocturne _identique à celui d’un gaz diffusant la lumière

solaire, on aurait trouvé dé même les limites 0,069 et 0,049.

( ~) Ces écrans sont faits avec des gélatines de _{plaques photographiques} convenablement _{impressionnées.} Comme ils ne _{sont pas rigoureusement} neutres et peuvent diffuser d’une manière _appréciable la lumière

incidente, on les étalonne par photographie, à travers les filtres colorés, dans les conditions mêmes où ils

seront utilisés sur le ciel. Leurs

_propriétés

diffèrent suivant le type de _{plaques employé} à leur confection et suivant le mode de _{développement.}

(2) Les _{longueurs d’onde moyennes, grossiéremenl approchées,} sont évaluées en tenant compte autant que possible de la sensibilité _spectrale des _plaques. voir Les _facteurs de transmission des écrans [1.], p. 106.

TABLEAU 111.

, 1/étude d’un cliché au

microphotomètre

donne le

rapport

des brillances du ciel noc

turne et du ciel lunaire à travers chacun des filtres.

_Supposons

_par

_{exemple qu’il s’agisse}

d’une

_comparaison

sur

_{plaque orthochromatique,}

soit

_V,

B et

_J,

les valeurs de la brillance nocturne, mesurée en unités

arbitraires,

dans le

_violet,

le bleu et le

_jaune

et soit de même

V’,

B’ et

_JI,

les valeurs

_{correspondantes}

de la brillance du ciel lunaire. Les mesures four

nissent les

_rapports

et

_J/J’,

dont les

valeurs,

variables avec

_l’âge

de la

Lune,

ne nous intéressent pas en elles-mêmes. Pour caractériser la différence de teinte des deux lumières on les ramène à

_égalité

dans le violet et on forme les

_{rapports :}

Les nombres obtenus sont rassemblés dans le tableau IV. Le tableau V donne de

_{même, à}

égalité

dans le

_bleu,

le

_rapport

de la brillance du ciel nocturne à la brillance du ciel lunaire

mesuré en lumière verte et en _{lumière rouge.} A yec des notations

analogues

aux

_{précédentes,}

en a : ’ ’ TABLEAU V. L 1

12.

_{Interprétation}

des résultats. - Les nombres obtenus

_présentent,

d’une nuit à

1"autre,

de

_larges

différences. Elles

_peuvent

résulter d’un

_changement

de

_composition

soit

de Ia lumière du ciel

nocturne,

soit de la lumière du ciel lunaire. L’examen des clichés et des courbes de noircissement montre souvent sans

_ambiguïté

d’où

_provient

la variation.

Par

_exemple

le cliché n° 4

_donne,

_{pour les}

_{rapports b}

et

_j,

des valseurs

_{exceptionnellement}

faible,

et le cliché n° 6 une valeur très élevée du

_{rapport j.}

Dans les deux cas c’est le ciel lunaire

_{qui présentait}

une couleur

anormale,

caractérisée _{pour le cliché n° 4 par} la faiblesse du violet et la

_grande

intensité du

_jaune,

_et,

_inversement,

_{pour le} cliché n° _{6 par l’excès de}

Tiolet. D’une manière

_générale

la couleur du ciel lunaire est

_plus

_{variable que celle du ciel} nocturne. Des

_changements

de couleur de cette dernière sont

_cependant

très visibles dans les deux cas suivants : la faiblesse des

_{rapports b et j}

du cliché n° 8

_parait

bien résulter de la

_présence

d’un excès de radiations violettes dans la lumière du ciel

nocturne,

la faiblesse des

_{rapports ve}

et r du cliché n° 17 d’un excès de radiations bleues.

Ces anomalies

_peuvent

être

_rapprochées

des

_changements

de couleur observés visuel-lement par Lord

Rayleigh

[13].

Mais on

_peut

aussi se demander si la sensibilité

chroma-tique

de la

_plaque

ne

_peut

_{pas être dans certains} cas _{altérée par des}

_changements

d’état

by,-rométrique.

A

_égalité

de brillance dans le

_violet,

le ciel nocturne est

_plus

riche que le ciel lunaire en radiations bleues et

_{jaunes ;}

à

_égalité

dans le

bleu,

il est

_plus

riche en radiations vertes et surtout rouges. La lumière du ciel nocturne diffère ainsi

profondément

de la lumière dif-fusée par

l’atmosphère

éclairée par la

Lune,

et à

_plus

forte raison par le

Soleil ;

le

ciel

étoilé

Westpas

bleu. En ramenant toutes les

_comparaisons

à la lumière

violette,

on

_peut

adopter

les _{nombres suivantes pour caractériser les}

_rapports

de la brillance du ciel nocturne à la brillance du ciel lunaire :

Mais les valeurs obtenues à travers les filtres vert et surtout

_jaune

sont

_trop

élevées pour caractériser le

spectre

continu du ciel

_nocturne,

_puisque

la raie de l’aurorc est trans-aoise d’une manière très

_appréciable

_par ces deux écrans. On

_peut

évaluer l’ordre de

gran--deur de la correction

qu’il

convient

_d’apporter

au nombre relatif à l’écran

_{jaune :}

la

_région

transmise coïncide très sensiblement avec la

_partie

du

_spectre

continu utilisé dans l’étude .4e l’intensité de la raie de l’aurore. En

_septembre

1926,

la raie

_produisait

environ la moitié ~e l’éclairement

_{photographique produit}

par cette

région spectrale,

et le

_{rapport ,j}

était ors _{très voisin de la valeur moyenne}

_{adoptée (~).}

Il faudrait donc diminuer d’environ un

tiers le

_rapport

trouvé dans le

_jaune,

_{pour tenir}

_compte

de la raie brillante. Celle-ci

_joue

un

~rôle moins

_important

dans le cas de l’écran vert

_(associé

à une

_{plaque panchromatique)}

dont la

_transparence

_{est idéjà}

réduite

_{pour 5}

577 1. La correction

_peut

être ici de l’ordre de

_1~~.

On aboutit ainsi aux nouvelles valeurs contenues dans la 2* colonne du Tableau VI. Le ciel lunaire diffère d’ailleurs du ciel diurne de la même

_façon

_{que la lumière diffusée}

par la Lune diffère de la lumière

rayonnée

par le Soleil. Edison Pettit a mesuré récemment par

photographie

les valeurs relatives du facteur de diffusion de la surface lunaire de 4 000 ,à 6 j00 À

_[141.

Ces données

_permettent

de calculer des valeurs vraisemblables de ce _que

serait le

rapport ciel nocturne

_{pour les}

_longueurs

d’onde

_{précédentes.}

Les résultats se trou-ciel diurne B

vent dans la 3e colonne du même tableau.

Enfin,

il est naturel de se demauder si la

_composition

de la lumière du ciel

nocturne,

qui

diffère si

_{profondément}

de celle du ciel

bleu,

ne serait pas

_{beaucoup plus}

voisine de

oelle de la lumière solaire directe. Il faudrait pour s’en rendre

compte

pouvoir

passer matin-tenant de la courbe

_d’énergie

du ciel bleu à celle du

Soleil lui-même,

ce

_qui

ne

_peut

se faire -que d’une manière très incertaine. Les nombres de la ~e colonne dérivent de la loi en

de la 5~ colonne

_proviennent

de la courbe

_d’énergie

_{donnée par Ives}

_[15],

enfin ceux de la 6e ont été calculés en _{admettant pour le ciel}

_bleu,

d’accord avec Priest

_[46],

une

tempéra-ture de couleur

_équivalente

de 22 000"K

_(Priest

donne 19 000 à 24 0000

_K).

J’ai

_pris

comme

température

de couleur

_équivalente

du Soleil vu à travers

l’atmosphère,

5 300°K.

Les trois résultats diffèrent

_beaucoup,

mais il est

_visible,

si indirecte et si incertaine que soit la

comparaison,

que la couleur du ciel nocturne se

_rapproche

bien

_plus

de celle du

’Soleil _{que de celle du}

_[ciel

bleu.

_Toutefois,

à

_égalité

dans le vert et le

_jaune,

il se

_pourrait

que la lumière du ciel nocturne

l’emporte

aux extrémités violette et rouge du

_spectre.

TABLEAU VI.

13.

_Comparaison

aux étoiles. - J’ai

comparé

la lumière du ciel nocturne à celles

de

_quelques

étoiles des différents

_{types spectraux,}

_{par la} méthode

_{photographique}

de M. Ch.

Fabry

[17,2]. J’avais disposé

contre

_l’objectif

à

_long

_foyer

deux ou trois filtres colorés

_coupés

transversalement par les bandes d’un échelon absorbant. Il suffisait alors de faire deux poses de même

durée,

l’une sur

l’étoile,

avec un

_diaphragme

d’ouverture réduite dans le

plan

focal,

l’autre sur le

ciel,

avec un

_diaphragme

de

_grande

ouverture et en retirant (t) fioisin de 1,90 au zénith. _{Moyenne adoptée 2,i0 pour Z} = 43°. Le _rapport croit avec la distance .zénithale _{(Voir paragraphe 14).} ,

l’échelon absorbant. Le tableau VII donne let résultats des

_comparaisons

effectuées sur

plaques orthochromatiques

à travers les filtres

_violet,

bleu et

_{jaune précédémment}

décrits.

Les poses,

qui

duraient une heure trente

minutes,

ont été faites à

_Montpellier

de mai à

juil-let 1924. Les valeurs

_numériques

obtenues

ne

_comportent

_pas une

_{grande précision,}

car la distance zénithale des étoiles yariait

_{parfois beaucoup}

durant _{la pose et}

_{l’absorption}

atmos-:

phérique

intervenait d’une manière

_complexe.

Il est _{visible néanmoins que c’est à}

_Capella,

étoile du

type solaire,

que ressemble le

plus

la lumière

_globale

du ciel

_nocturne,

raie des l’aurore

_comprise.

TABLEAU VII.

J’ai fait d’autre

_part

_quelques

mesures de la brillance du ciel nocturne au

voisinage

du

pôle,

par

comparaison

à l’étoile

_polaire,

sur

_{plaques orthochromatiques,}

à travers l’écran

jaune

Wratten n° 9. Les résultats sont donnés dans le tableau VIII.

TABLEAU VIII.

Par ciel pur la

magnitude photovisuelle

de f 0 carré du ciel est voisine de

3,85,

alors que

sa

_{magnitude photographique}

est voisine de

_4,35

_[2].

Le color-index du ciel nocturne vaut donc à peu

près +

0,5

comme celui de l’étoile

_polaire.

D’ailleurs les mesures

_{photovisuelles}

n° 3 et n° 5 ont été suivies immédiatement de mesures

_{photographiques}

et ont donné

res-pectivement,

pour le color-index du ciel nocturne : -.

En

_comparant

les intensités relatives des radiations violettes et

_jaunes,

on trouve donc

(1) Le color-index de la Polaire est légèrement variable. Si l’on cherche à tenir compte de ses variations,

-comme

_{précédemment}

que la couleur du

rayonnement

complexe

provenant

du ciel nocturne

(raie

de l’aurore et

_spectre

_continu)

est très voisine de celle d’une étoile du

_type

F s

(ou

Go).

Mais

_si,

_pour ne retenir que l’effet

_produit

_{par le}

_{spectre continu,}

on ramène encore aux deux tiers de la valeur observée la brillance du ciel mesurée à travers l’écran

_jaune,

on

trouve cette fois comme

_{magnitude photovisuelle}

de 1° carré

4,31

(0,133

Polaire).

Compa-

B rons aux résultats des mesures visuelles et

_{photographiques}

faites par

_comparaison

à l’étoile

polaire

[2] ;

on a trouvé en _{moyenne pour 1° carré du ciel} au

_voisinage

du

pôle :

Enfin une mesure de brillance faite sur

_{plaque panchromatique}

à travers le filtre

orangé

Wratten n° 15

_(transparent

de _N, à l’extrême

_rouge),

a donné

_0,27

_polaire

_par

degré

carré

_(pose

3h

_30~).

Les mesures

_{photographiques}

sur

_plaques

ordinaires

_qui

avaient

immédiatement

_précédé

et suivi la

_longue

pose sur le ciel avaient donné

_{respectivement}

0,‘~~0

et

_0,2~5

_polaire.

Bien

_qu’elle

_{soit transmise par l’écran}

_orangé,

la raie de l’aurore

_joue

ici un rôle peu

_important

en raison de la

_grande

sensibilité de la

_plaque

dans la

_région

rouge. Il semble y avoir là une nouvelle indication de la

_{prédominance}

des radiations

rouges dans la lumière du ciel nocturne

comparée

à celle du Soleil.

résumé,

il résulte de l’ensenthle des _{oôsei-uatioiis que,} si l’on

_fait

abstraction de la raie de du ciel nocturne

_{profondément}

de celui du ciel bleu.

Il se

_davanlage

de celui du

Soleil,

dont il

_{différerait pourtant,}

à

_égalité

dans

les

_régions

verte et

_jaune,

_par une intensité notablement

_supérieure

dans la

_région

violette et

peut-être

dans la

_région

_rouge.

14. Couleur du ciel

_près

de l’horizon. - L’étude

précédente

_concerne la

région

du

ciel voisine du

_pôle,

vers 45° du zénith. La brillance mesurée visuellement

_augmente

avec la . distance

_{zénithale ;}

_par

_{photographie, l’augmentation}

est moins

_prononcée.

Le ciel doit donc se montrer

_plus

riche en radiations

_jaunes

à mesure

_qu’on

l’examine

_{plus près}

de l’horizon. Voici par

exemple

les

_rapports

de la brillance à i4° de

_l’horizon,

vers le nord à la

brillance au

zénith,

mesurés simultanément à travers les écrans bleu et

jaune,

sur

_plaque

orthochromatique :

’

En bleu :

1,32.

En

_{jaune : ~,0~~}

_{(Montpellier, 16}

mars

_19~3).

A

_égalité

dans le

bleu,

le

_rapport

était de

1,~5

pour les radiations

jaunes

(raie

de

l’au-rore

_comprise),

soit une

_augmentation

de color-index

_{de +}

_0,475).

V. - POLARISATION.

15.

_Dispositif

_{pour l’étude de la}

_{polarisation.}

- En

présence

des résultats peu concordants obtenus par Lord

Rayleigh

et par H.-D.

Babcock,

il

_paraissait

nécessaire de substituer aux observations

_qualitatives

une étude

_quantitative

de la

_{polarisation.}

J’ai

_employé

le

_{dispositif représenté schématiquement figure}

6.

_L’objectif

très

lumi-neux 0

_projette

sur la

_plaque

P,

à travers le

_{prisme biréfringent}

_B,

deux

_images

séparées,

mais très

_voisines,

de l’ouverture circulaire C. Si la lumière est

_{partiellement polarisée}

dans le

_plan

de section

_principale

du

_{biréfringent (ou}

dans un

_plan

_{rectangulaire),}

les den-sités

Dl etD2

des deux

_images

seront différentes. Elles

_{correspondent}

en effet aux

éclaire-’

(2) La raie de l’aurore joue ici un rôle _beaucoup moins important que dans le cas des observations

ments

_inégaux

et

E2.

Connaissant la courbe de noircissement de la

_plaque,

on aura immédiatement la

_{dépolarisatioll}

p de la luniière incidente

d’où,

si l’on

_veut,

la

_proportion

de lumière

_polarisée

,La

_graduation

de la

_plaque

s’obtient au _{moyen d’une seule pose}

_auxiliaire,

de même durée que la pose

nocturne,

faite sur une source étendue de brillance peu

_{supérieure à}

celle

du ciel. A cet

effet,

on

_place

contre l’ouverture C un écran absorbant

_{approximativement}

neutre, comprenant

3 secteurs de densités différentes

_(’).

Fig. 6. - Schéma de

l’appareil employé pour l’étude due la polarisation. C ouverture circulaire,

B _{prisme biréfringent, 0 objectif,} P _plaque.

Ce

_dispositif,

dont la

_qualité

essentielle est d’absorber _{peu de}

_{lumière, permet}

de

déceler de faibles

_{polarisations.}

On a en

_effet,

en

_désignant

_{par y le} facteur de contraste : -.

Par des mesures

_soignées

au

_{inicrophotomètre,}

on

_peut

mesurer les densités

_D,

et

D,

à

0,005

près.

La différence

Dt -

1)2 peut

donc être connue à

_0,01

_{près. Quant}

au

_{facteur y,}

il

est resté

_compris

dans mes

_expériences

entre

_1,5

et

_2,0.

Dans le cas le

_plus

défavorable

(y

=

1,5),

on _pourra encore mettre en évidence une

_{dépolarisation}

telle que

’où:

J’ai

_employé

comme

_{biréfringent}

un _gros

_prisme

de

_spath

achromatisé _{par deux}

prismes

de verre

_(non

_{trempé) ;}

il

_présente

l’inconvénient de donner en lumière naturelle

deux

_{images inégalement}

éclairées. Le faisceau

_ordinaire,

_légèrement

dévié et

_dispersé,

donne une

_{image plus}

faible. Il a donc fallu mesurer avec

_précision

au laboratoire _le

rap-port

des éclairements des deux

_images

en lumière naturelle

(ou

dissyrnétrie

du

biréfringent).

Les

mesures, faites par

photographie

sur

_l’appareil

lui-même,

m’ont donné

0,91

(2).

A titre

~~

_{vérification,}

les mesures

ont’été

faites sur le ciel dans deux

_positions

_{rectangulaires,}

de

façon

à déterminer à nouveau, sur

_chaque

_cliché,

la

_dissymétrie

du

_{biréfringent.}

Tous les nombres obtenus confirment le

_précédent.

16. Résultats des observations. - Il

_s’agissait

d’établir par des mesures

photomé-triquets précises

l’existence ou l’absence d’une

_{polarisation partielle}

de la lumière du ciel

nocturne,

polarisation qui pouvait

être liée à la

_position

du Soleil.

La durée des poses était d’au moins trente

minutes,

il aurait été

_impraticable

de

,rechercher la

_position

du

_plan

de

_polarisation

en donnant successivement au

_{biréfringent}

(1) Voir note _{1, paragraphe} 2. La pose auxiliaire était faite au début sur une _région brillante de la lumière zodiacale ou sur le ciel éclairé par la Lune. J’ai vérifié plus tard que la présence de la lame absor-bante ne _{modifiait pas la polarisation} de la lumière _{incidente ; plusieurs} clichés ont alors été faits en

lais-sant la lame en permanence sur le diaphragme C ; chacune des poses fournit ainsi une courbe d’étalonnage,

mais leur durée doit être portée de 30 à 45 minutes.

des orientations différentes. J’ai orienté

_l’appareil

de

façon

permanente

dans le

_méridien,

vers le nord, la section

_principale

du

_{biréfringent}

étant verticale ou

_horizontale,

de manière

à mesurer constamment le

_rapport

_V/H

des éclairements

_produits

_{par la vibration}

verti-cale V et horizontale H. Si le

_plan

de

_polarisation

_{passe à}

_chaque

_{instant par le}

Soleil,

ce

rapport

doit varier au cours de la nuit et _{passer par} un minimum à minuit

vrai ;

on s’en apercevra en faisant une série de poses successives. Dans cette

_hypothèse,

il est facile de calculer la

_{dépolarisation p}

à

_partir

du

_rapport

_VjH

_{mesuré pour} une

_{position quelconque}

du Soleil. En

_désignant

_{par o}

_l’angle

formé avec le méridien par le

plan

contenant le Soleil

et la

_ligne

de

_visée,

on a évidemment :

--Un calcul facile de

_{trigonométrie sphérique}

donne

_{l’angle +}

en même

_temps

_{que la} dis-tance

_{angulaire d}

du Soleil à la

_région

_visée,

à

_partir

de l’heure de l’observation et de la distance zénithale de la

_région

visée

_qu’on

lit sur le cercle du théodolite

_portant

_{l’appareil.}