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Application des interférences à l’étude de la nébuleuse d’Orion
H. Buisson, Ch. Fabry, H. Bourget
To cite this version:
H. Buisson, Ch. Fabry, H. Bourget. Application des interférences à l’étude de la nébuleuse d’Orion.
J. Phys. Theor. Appl., 1914, 4 (1), pp.357-378. �10.1051/jphystap:019140040035700�. �jpa-00241903�
357
APPLICATION DES INTERFÉRENCES A L’ÉTUDE DE LA NÉBULEUSE D’ORION;
Par MM. H. BUISSON, CH. FABRY et H. BOURGET.
Introduction.
-L’étude spectroscopique du monde sidéral a été faite presque uniquement au moyen d’une seule catégorie d’instru-
ments, le spectroscope à prismes, dont la forme générale est restée
invariable. Les réseaux n’ont été employés que très exceptionnelle-
ment. Il faut probablement en conclure que le spectroscope à prismes
est l’appareil le mieux adapté à cette catégorie de recherches et con-
tinuera à jouer un rôle prépondérant. On peut cependant envisager l’emploi d’autres méthodes qui pourront contribuer, au moins dans certains cas, à accroître nos connaissances en astronomie stellaire.
Les méthodes interférentielles ont montré leur efficacité pour
l’analyse de la lumière aussi bien au laboratoire que dans l’étude du Soleil. Leur emploi est particulièrement commode lorsque la
source de lumière à étudier émet un petit nombre de radiations
monochromatiques; le cas d’un spectre continu avec lignes noires
est moins simple. Nous avons choisi comme objet d’étude les nébu- leuses gazeuses, dont le spectre consiste en un petit nombre de lignes brillantes ; parmi ces nébuleuses, nous avons étudié la plus étendue, la nébuleuse d’Orion.
Nos premiers essais remontent à janvier 1911 ; ils ont été faits
avec l’équatorial visuel de 26 centimètres de l’Observatoire de Mar- seille. L’observation oculaire montra que la méthode était applicable,
et, bien que l’objectif ne fût pas achromatisé pour la photographie,
un essai photographique donna un résultat encourageant. En
mars ~.91~, on fit un essai avec le télescope de Foucault (80 centi-
mètres d’ouverture), dont le mouvement d’entraînement était alors très imparfait. On put cependant, avec une pose de quarante-cinq
minutes, obtenir un assez bon cliché d’anneaux d’interférence (1).
L’année 1913 fut employée à achever la remise en état du télescope.
Enfin, enjanvier 1914, on put reprendre les observations dans de bonnes conditions et les continuer jusqu’au moment où la nébuleus e
cessa d’être observable.
Méthode et arrangement général."-- Les interférences employées
sont des anneccux à l’infini produits par une lame d’air à faces pa-
(1) Publié dans Tfce Observatory, mai 1913.
,Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphystap:019140040035700
r allèles argentées. L’appareil interférentiel se compose donc de deux lames de verre ayantchacuneunesurface plane légèrement argentée ;
ces deux surfaces sont maintenues au parallélisme et à une distance
invariable. Éclairé par un faisceau de lumière monochromatique,
cet appareil donne des anneaux à l’infini, c’est-à-dire dont l’image
nette se fait dans le plan focal d’un-e lentille placée après lui. C’est donc dans ce plan focal que l’on mettra la plaque destinée à pho- tographier les anneaux.
D’autre part, la nébuleuse est une source de lumière peu intense
qui n’a que quelques minutes de diamètre apparent. Quand on pro- duira des anneaux d’interférence avec les radiations qu’elle nous envoie, il faudra éviter qu’il y ait mélange des rayons provenant
des divers points de l’astre. Il faut par suite que l’image de la nébu- leuse se fasse sur la plaque photographique en même temps que
l’image des anneaux.
Si la nébuleuse avait un diamètre apparent assez grand, le moyen le plus simple d’arriver à ce résultat serait de diriger directement
vers le ciel l’appareil interférentiel suivi de l’objectif qui projette
les anneaux dans son plan focal; on aurait ainsi dans ce plan l’image
de la né buleuse en même temps que celle des anneaux. Il est facile de voir que ce procédé n’est pas utilisable, car le diamètre appa-
.
r ent de l’astre est beaucoup trop faible pour que son image con-
tienne mêm e le premier anneau.
Le dispositif suivant résout complètement la question (’).
~
FIG. 4. 1
Un grand objectif lentille ou miroir (non représenté sur Ia figure), projette dans son plan focal F (fig. 1) l’image de la nébuleuse. La (1) Le principe de cet arrangement a déjà été sommairement décrit dans le Journal de Physique (juin t9i2) ; nous croyons cependant devoir l’indiquer de
nouveau pour éviter au lecteur la nécessité de se reporter à une publication
antérieure.
359 lumière traverse ensuite un couple de lentilles A formant un système optique de courte distance focale, dont un foyer se confond avec F.
Le système constitué par le grand objectif et les lentilles A est en
définitive une lunette visant à l’infini, ou système afocal, dont le grossissement angulaire est par exemple de 80. En sortant de A, la lumière de lanébuleuse semble provenir d’un astre à l’infini, agrandi angulairement 80 fois ; de plus tout le faisceau va passer à travers l’anneau oculaire dont le diamètre est seulement 1 de celui du
80
grand objectif. C’est là qu’est placé l’appareil interférentiel B, im- médiatement suivi de l’objectif C de court foyer, mais de grande
ouverture numérique. Dans le plan focal de cet objectif, où se trouve
la plaque photographique P, on aura à la fois l’image nette des
anneaux (qui n’a été en rien changée par ce qui est avant l’appareil interférentiel) et l’image de la nébuleuse 80 fois plus grande que si
l’objectif C était directement dirigé vers le ciel.
Soit F la distance focale du grand objectif, D son diamètre, d
les quantités analogues pour le petit objectif C, enfin ? la distance focale du système optique A. Le grossissement du système afocal
constitué par le grand objectif et A est :
L’image définitive de la nébuleuse, agrandie angulairement y fois, puis projetée par un objectif de distance focale r, a lamém dimen- sion que si elle était directement projetée par un objectif de distance
focale F 1. D’autre part, l’ouverture utile de l’objectif C est égale à
y
l’anneau oculaire du système afocal ; on aura don c :
L’ouverture numérique utile du faisceau final est donc :
En résumé, l’image de la nébuleuse est identique à celle que don- nerait directement un objectif de distance focale F t et d’ouverture
?
numériqtte D F X f ; les anneaux sont directement projetés avec un objectif de même ouverture numérique, mais de distance focale seu-
lement égale à r.
Dans l’appareil employé, le grand objectif est un miroir concave
dont les constantes sont : D = 80 centimètres, F = 450 centimètres.
Le système optique A, formé de deux lentilles achromatiques, a
pour distance focale 9 = Bell ,6; le grossissement angulaire produit
par cet ensemble est par suite g 80, et le diamètre de l’anneau oculaire est d =1 centimètre. L’objectif final C a comme ouverture
utile 1 centimètre et une distance focale t = 4em,5. L’ouverture nu-
mérique finale est donc i : 4,5 ; les anneaux sont projetés par une lentille de 4cm,3 de foyer, et l’image de la nébuleuse est identique à
celle que donnerait directement un objectif de 360 centimètres de
foyer et 80 centimètres d’ouverture. Sur l’appareil interférentiel, on
n’utilise qu’une surface circulaire de 1 centimètre de diamètre. Si
l’image de la nébuleuse n’est pas bien au point ou si, pendant la pose
photographique, le télescope ne suit pas bien le mouvement diurne,
on aura une image trouble de la nébuleuse et des étoiles ; il y aura
’
un peu de mélange de la lumière venantdes divers points de l’astre ; mais, si la lumière est monochromatique, cela n’influe pas sur la netteté des anneaux.
Dans le plan focal F du grand miroir, on peut placer un réticule,
dont l’image se fait sur la plaque, et qui peut servir de repère.
Enfin, pour l’observation visuelle, on peut venir regarder dans le plan P avec un oculaire. On peut aussi enlever l’objectif C et regar- der à travers l’appareil interférentiel en visant à l’infini, soit à l’oeil
nu, soit mieux avec une petite lunette.
Description des diverses parties de l’appareil.
-Te’lescope.
-L’appareil a été monté sur le télescope réflecteur de l’Observatoire de Marseille, dont le miroir en verre, taillé par Foucault en i862,.
a 80 centimètres de diamètre et 4~,50 de foyer.. Le tube et la mon-
ture sont en bois ; l’ancien mouvement d’horlogerie à poids,
insuffisant pour entraîner le télescope, a été récemment muni d’un moteur électromagnétique de Brillié, actionné par des piles et syn- chronisé par une pendule à demi-seconde du même constructeur.
Le mouvement de rappel en angle horaire est aussi actionné par
361
un moteur électrique, commandé par des contacts que l’observa- teur tient à la main.
Pour suivre l’astre pendant la pose photographique, on a fixé au
tube du télescope une lunette formée d’un objectif de 15 centi- mètres de diamètre et 3 mètres de foyer, et d’un oculaire placé à la partie inférieure du tube. L’observateur chargé de la conduite est ainsi installé près du miroir du télescope.
Dispositif interférentiel.
-Tout l’ensemble destiné à produire et
à projeter les interférences, représenté schématiquement dans la
fig. 1, forme un bloc compact qui vient se placer à l’extrémité ouverte du tube du télescope, centré sur l’axe du miroir, de façon
que la lumière lui arrive sans aucune réflexion supplémentaire. Cet
ensemble arrête un peu de lumière incidente, mais il ne cache qu’un rectangle de 11 X 14 centimètres, soit 1 de la surface du
30 miroir.
L’étalon interférentiel se compose de deux lames de verre ayant
4 centimètres de diamètre et 1 centimètre d’épaisseur, dont les sur-
faces en regard sont argentées et maintenues au parallélisme par trois cales métalliques de inôme épaisseur. Le réglage rigoureux du parallélisme se fait par la pression de trois ressorts, réglables au
moyen de vis. Nous avons employé des épaisseurs comprises entre omm, i et 3 millimètres. Pour les plus faibles épaisseurs, les cales
sont formées de trois petits morceaux de fil métallique, coupés à la
suite l’un de l’autre dans un même échantillon. Les épaisseurs plus grandes sont obtenues soit avec de petits fragments de tige d’acier,
soit mieux, pour éviter les dilatations, avec de petites cales d’in-
var (~).
La qualité des argentures a une importance capitale. Trop épaisses, elles absorbent trop de lumière et sont complètement inu-
tilisables. Trop minces, elles ont un pouvoir réflecteur insuffisant.
Nous obtenons ces argentures par projection cathodiques, suivant
une technique qui nous permet d’obtenir presque à coup sûr et très rapidement l’épaisseur d’argent que nous désirons avoir (2).
Dès qu’une lame a été préparée, on mesure sa transparence et son (l~ Ces cales ont été taillées par M. Jobin, qui a su leur donner une forme très satisfaisante et qui a obtenu dans chaque cas exactement l’épaisseur demandée.
(2) Nous exposerons prochainement la technique employée pour obtenir les
argentures, ainsi que les détails de construction des étalons interférentiels
pouvoir réflecteur. Selon les cas, nous avons employé deux groupes de surfaces argentées pour constituer l’étalon interférentiel. Dans le premier groupe, chaque surface argentée transmet 0,1â et réflé-
chit 0,74 de la lumière incidente; dans l’autre groupe, ces nombres
sont 0,30 et 0,60. Ces nombres se rapportent à la radiation verte du
mercure.
Le système optique A est formé de deux lentilles achromatiques,
en verre uviol pour éviter l’absorption par le flint ordinaire. Cha-
cune d’elles a 86 millimètres de foyer et 19 millimètres de diamètre ;
elles sont distantes de 40 millimètres. Cet ensemble a été calculé de telle manière qu’il ait une distance focale donnée (56 milli- mètres) et que, dans l’intérieur d’un champ de 10’ de diamètre,
la lumière réfléchie sur le grand miroir soit complètement utili-
sée. La première lentille fait l’office de verre de champ ’situé à
30 millimètres seulement de l’image réelle, et diminue la largeur du
faisceau sur la deuxième lentille.
2. - Échelle 1/4.
L’objectif achromatique C est également en verre uviol ; son dia-
mètre est de 10 millimètres et sa distance focale de 43 millimètres.
La croisée de fils destinée à servir de repère est placée dans le plan focal F commun au système A et au grand miroir.
L’étalon, les lentilles, le réticule et le châssis photographique
forment un ensemble disposé dans une boîte métallique représentée
en coupe dans la fin. 2 où les lettres ont la même signification que
dans la fig. 1. Cette boîte est fixée au tube T qui vient s’enfoncer
dans la douille D portée par des bras solidaires du tube du téles-
cope. On peut facilement enlever et remettre tout cet ensemble, qui
363
pèse seulement 4k5, et qui vient prendre la place occupée ordinai-
rement par le prisme à réflexion totale du dispositif newtonien.
-Dispositit pour l’observation visuelle.
-On ne peut pas ven ir
regarder directement avec un oculaire l’image qui se forme au m i-
lieu de l’oritice du télescope. Cela nous a conduit à supprimer, po ur l’observation visuelle, l’objectif C, et à regarder les anneaux et la
nébuleuse à travers une lunette coudée, qui permet à l’observateur de
se placer sur le côté. La lumière, après avoir traversé l’étalon inter- férentiel B 3), tombe sur l’objectif achromatique H de 32 centi-
mètres de foyer et de 2em,5 de diamètre, puis se réfléchit sur le
~
FIG. 3.
-Échelle 1/10.
prisme à réflexion totale R. L’ensemble de deux lentilles L, et L2
forme un oculaire d’Huygens, qui, avec l’objectif H, constitue une
lunette visant à l’infini et grossissant 2,5 fois. Cet oculaire, fixé à la tige G, est porté par l’un des bras qui soutient la douille du téles- cope, tandis que l’objectif et le prisme à réflexion totale sont portés
par une plaque métallique, qui se substitue facilement à celle qui porte l’objectif C pour l’observation photographique.
’
Réglage. Anneaux de comparaison.
-Quelques-uns des réglages
.,364
sont faits une fois pour toutes, les autres doivent être refaits .avant
chaque observation.
On a réalisa, au laboratoire, en lumière artificielle, la mise au foyer de l’objectif C sur la plaque photographique, ainsi que la mise
en place du réticule, de manière que son image à travers les len-
tilles A et C se fasse sur la plaque.
Sur le télescope, on détermine le tirage du tube T fig. 2) pour que l’image nette des étoiles vienne aussi sur la plaque, ce qui revient
à faire coïncider le foyer du miroir avec celui du système A. Ce réglage, ainsi que les précédents, est indépendant de l’appareil inter- férentiel, et se fait sans que celui-ci soit mis en place.
Avant chaque observation, on vérifie le parallélisme des surfaces
argentées de l’étalon, et on oriente celui-ci dans la boîte de façon que le centre des anneaux coïncide le mieux possible avec l’image de la
croisée des fils du réticule. Ce réglage et cette mise en place de
l’étalon se font sur l’appareil enlevé du télescope, éclairé par de la lumière monochrcmatique provenant d’une lampe à vapeur de mer-
cure. Avant de remettre en place l’appareil sur le télescope, on fait
les observations de coïncidences entre les anneaux des diverses ra-
diations du mercure, qui permettront de connaître avec certitude le numéro d’ordre de chaque anneau (~ ) .
Pour la mesure des clichés interférentiels de la nébuleuse, il est
nécessaire d’avoir un système d’anneaux obtenu dans des conditions
identiques, mais avec une radiation moaocliromatique connue. Ce système d’anneaux joue un rôle analogue au spectre de comparai-
son dans les spectroscopes ordinaires; mais, tandis que, dans ce dernier cas, le spectre de comparaison et le spectre à mesurer doivent être faits sur la même plaque en évitant tout déplacement,
le système d’anneaux de comparaison peut être fait sur une plaque
distincte. Seul l’appareil interférentiel doit rester invariable.
On fait un cliché d’anneaux de comparaison avant la pose sur la nébuleuse et un autre après, en laissant en place tout le dispositif
sur le télescope. Au moment où l’on veut faire les clichés de compa-
raison, on place au milieu du tube du télescope, à 1 mètre environ de l’orifice, un écran de papier blanc de 30 centimètres de diamètre, (1) A. PÉROT et Ch. FABRY, Annales de Chimie et de Physique, ’~e série, t. XVI ;
1899.
-On trouvera un exposé des propriétés des interférences par lames ar-
gentées dans le tome XV des Mémoires du Bureau international des Poids et
Mesui-es.
365 et on l’éclaire avec une lampe à mercure tenue à la main à l’ou-
verture du tube. Comme l’Observatoire ne dispose que de courant alternatii, on a employé la forme de lampe construite par M. Tian (1).
La lampe est enfermée dans une caisse en bois munie d’une ouver-
ture ronde de 4 centimètres de diamètre. Une cuve de verre de 2"m,5
d’épaisseur est placée devant l’ouverture et contient une solution faible de chromate de potassium destinée à arrêter des radiations de faible longueur d’onde. Comme les plaques employées sont à peu
près insensibles au vert et au jaune, il ne reste que la raie 4358 pour
produire les anneaux. La durée de pose est d’environ dix secondes.
Quant à la pose nécessaire pour photographier les interférences de la nébuleuse, elle dépend de la radiation employée et de l’épais-
seur des argentures. Nos clichés ont été faits avec des poses de
une à deux heures.
Après les essais préliminaires, les photographies d’interférence ont été commencées le 27 janvier 1914 et poursuivies jusqu’au
12 mars ; nous avons pu faire quinze clichés, les uns avec la radia-
tion Hy en employant des étalons de 1 millimètre et 2 millimètres
d’épaisseur, les autres sur le groupe ultra-violet 3728, avec des épaisseurs croissantes depuis josqu’à 2mm ,8.
Étude préliminaire du spectre.
-Écrans absorbants.
-Avant de commencer l’étude des interférences, nous avons voulu avoir par nous-mêmes une connaissance directe du spectre de la nébuleuse et de l’intensité relative des diverses lignes. Les renseignements que
nous avons trouvés à ce sujet manquent de précision et sont quel- quefois contradictoires, ce qui s’explique par l’inégale absorption
des différents appareils et par les propriétés diverses des plaques photographiques. Nous avons construit un spectroscope tout en quartz, très compact et très lumineux, dont la fente était placée au foyer direct du grand miroir. Les prismes en quartz P et P’ (fig. l~),
l’un droit, l’autre gauche, de 60°, ont des faces carrées de 3 centi-
mètres de côté ; les objectifs de quartz, C et C’, ont de diamètre et 9 centimètres de foyer. Le chàssis photographique, 6 i/2 X 9,
s’applique sur la plaque métallique M, qui al’inclinaison voulue pour que le spectre soit net. Tout l’appareil est fixé au tube T identique
à celui de la et qui se place dans la douille du télescope.
(1) J. de Plays., 5" série, t. III, p. 486; 1913.
Cet ensemble ne pèse que 2kg,7 et n’intercepte que 1 20 de la lumière
incidente.
Sur plaque Lumière Sigma, la raie ultra-violette 3728, non dé- doublée par le spectroscope, est de beaucoup la plus intense ; vient
ensuite la raie Hy; les raies de l’hydrogène de plus courte longueur
d’onde et celles de l’hélium sont beaucoup plus faibles. Le groupe 4861-4959-5006, formé de H~ et de deux raies d’origine inconnue, impressionne encore sensiblement les plaques.
Dans les expériences d’interférence, nous avons, autant que pos-
sible, isolé une radiation par des milieux absorbants. Le choix de
ces écrans doit être fait avec beaucoup de soin pour ne pas trop
affaiblir l’intensité de la raie que l’on veut étudier, et au contraire
diminuer le plus possible celles des autres raies. Nous avons recher- ché les écrans les plus favorables, en faisant au laboratoire des
mesures précises de pouvoir de transmission. Nous avons employé
deux groupes d’écrans, l’un pour étudier la raie Hy, l’autre pour la -double ligne ultra-violette.
Pour isoler la raie Hy, il faut affaiblir tout le côté ultra-violet et
en particulier la raie 3 728 ; d’autre part, il faut affaiblir le groupe
vert 4861-5006. La combinaison employée -est formée d’un écran
Wratten à l’escuiine pour éliminer l’ultra-violet et d’un écran VVrat-
ten D (probablement au violet de méthyle) qui élimine le vert. Voici
les pouvoirs de transmission de cet ensemble pour quelques radia-
367 tions :
oPour isoler la raie 3 728, il faut éliminer toute la partie visible. Un
*écran au nitroso-diméthyl-aniline élimine le violet et le bleu; un
écran à la fuchsine arrête le vert. Ces écrans sont obtenus en bai-
gnant dans des solutions aqueuses des plaques photographiques
fixée. On a fait une série d’essais en utilisant des solutions à divers
degrés de concentration et on a choisi celles qui donnaient les meil- leurs résultats. Les pouvoirs de transmission sont les suivants :
On place les écrans en S 2) un peu en avant du réticule. Ils sont disposés au bout d’ un tube qui entre dans la douille D et per- met de les changer sans modifier le reste de l’installation. Dans la
photographie des anneaux de comparaison faite en lumière du mer -
cure, on emploie la même combinaison d’écrans que pour Hy.
Méthode de mesure. - On est en possession de trois clichés obte- nus, l’un avec la nébuleuse, les deux autres, avant et après, avec la
raie violette du mercure.
Connaissant la longueur d’onde de la raie du mercure, le pro- blème est de déterminer la longueur d’onde de la radiation qui a produit les anneaux de la nébuleuse. Selon les cas, cette radiation peut être une raie connue comme celles de l’hydrogène, mais dont
la longueur d’onde est modifiée par le mouvement relatif et servira à mesurer la vitesse radiale, ou bien c’est une radiation d’un élé- ment inconnu dont on se propose de déterminer la long ueur d’onde .
Au point de vue des mesures, le problème est le même dans les deux
cas.
Si la nébuleuse n’a qu’un mouvement de translation, la longueu r
d’onde d’une radiation est la même en tous les points, les anneaux
sont parfaitement circulaires et le problème est très simple. On fait
des mesures de diamètre d’anneaux sans avoir à s’occuperde la posi-
tion du centre. Les choses sont plus compliquées s’il y a des diffé-
rences de vitesse radiale d’un point à un autre, car alors on ne peut
plus parler d’une valeur unique de la longueur d’onde, les anneaux
sont déformés et il faut rapporter chaque point au pied de la nor-
male aux surfaces argentées (centre des anneaux du mercure). Cet
,
ensemble demesures donnerales longueurs d’onde aux diverspoints, et ,par suite la répartition des vitesses radiales.
_Examinons d’abord le cas où il n’y aurait qu’une translation d’en- semble. L’un des clichés du mercure étant placé sur un comparateur,
on mesure les diamètres des anneaux successifs, par exemple des cinq premiers. Soit N le numéro d’ordre du plus petit des anneaux mesurés, nombre entier qui est toujours connu grâce aux observa-
tions de coïncidences faites avant les poses photographiques. il s’agit de trouver l’ordre d’interférence au centre, qui peut se mettre
sous la forme N + E. Les demi-diamétres p des anneaux successifs à partir du centre obéissent à la loi
K étant une constante et n prenant successivement les valeurs
0, 1, 2, 3, 4, à partir de l’anneau central. Combinant ensemble les
cinq équations qui résultent des mesures des cinq anneaux, on cal-
cule s et en même temps la constante K. Cette dernière quantité pourrait être déduite des données de l’appareil, mais il est plus cor-
rect de l’obtenir directement sur le cliché. L’ordre d’interférence N + s est ainsi déterminé à quelques millièmes de frange.
On opère de même sur le second cliché du mercure. On trouverait exactement la même valeur de l’ordre d’interférence s’il n’y avait eu
aucun changement dans l’épaisseur de l’étalon ni dans l’indice de réfraction de l’air. En fait, les deux valeurs trouvées sont extrême- ment peu différentes lorsqu’on se sert d’un étalon à cales d’invar. La différence est souvent inférieure au centième d’anneau et ne dépasse jamais 0,03, bien que les deux clichés soient obtenus à deux heures d’intervalle et qu’aucune précaution n’ait été prise pour s’affranchir des variations de température. La moyenne des deux valeurs trou- vées est adoptée comme valeur de l’ordre d’interférence en lumière violette du mercure.
On mesure de même le cliché de la nébuleuse. La partie entière de
369
l’ordre d’interférence résulte d’une connaissance approchée de la longueur d’onde de la radiation étudiée. La partie fractionnaire s’obtient comme précédemment par la mesure des diamètres d’an- neaux ; la constante K correspondante peut être déduite de celle du
mercure en remarquant qu’elle varie en raison inverse de la longueur
d’onde.
La connaissance des ordres d’interférence en lumière du mercure et de la nébuleuse donne immédiatement le rapport des deux lon - gueurs d’onde et par suite celle de la radiation de la nébuleuse.
En réalité, il y a des différences de vitesses radiales d’un point à
un autre et les mesures ne peuvent être faites que point par point.
Il faut d’abord déterminer sur le cliché de la nébuleuse le pied de la
normale aux surfaces argentées, dont la position sur les clichés du
mercure est définie par le centre des anneaux. C’est pour relier les
positions de ce point sur les deux sortes de clichés que nous avons
disposé une croisée de fils dont l’image se fait sur la plaque photo- graphique.
Fm. 5.
Sur les clichés du mercure, le centre est déterminé de la manière suivante. Soient (fig. 5) Ox et Uy les images des fil s du réticule,
C le centre des anneaux et A l’un des anneaux. Orientant d’abord le cliché sur le comparateur de manière que le déplacement se fasse parallèlement à Ux, on pointe, avec un fil parallèle à O y, succes-
Çivement les deux bords de l’anneau et Oy ; on en déduit la distance du point C à l’axe Oy, c’est-à-dire l’abscisse du point C par rapport
au système d’axes xOy. Pour accroître la précision, on fait la me-
sure en utilisant les cinq premiers anneaux. En opérant de même
après avoir fait tourner le cliché de 900, on obtient l’ordonnée du
point C.
Ces coordonnées, maintenant connues, se reportent sans change-
ment sur le cliché de la nébuleuse et y déterminent le pied de la
normale aux surfaces argentées.
Passant au cliché de la nébuleuse, on mesure, dans une direction
connue à partir du point 0, la distance OM de l’origine des coor-
données à un point M d’un anneau. On va en déduire la longueur
d’onde a’ de la radiation qui a produit l’anneau en M. Pour cela, on
calcule la distance p’ du point M au point C, ce qui est facile, puis- qu’on connaît les coordonnées de ces deux points ; ce calcul est sim- plifié par le fait que les points 0 et C sont très voisins et que par suite p’ ne diffère de OM que par une petite correction. Soit N’ le nu-
méro d’ordre connu de l’anneau qui passe en M, N’ + s’ = P’ l’ordre
d’interférence que l’on aurait au point C si la longueur d’onde con-
servait partout la même valeur ),’ qu’au point M, on a :
K’ ayant la même signification que précédemment, et étant relié à K
par la relation :
"’
_
On connaît d’autre part l’ordre d’interférence P = N + F- que donne au centre la raie A du mercure, et l’on a pour la longueur
d’onde cherchée la valeur:
Cette mesure peut être faite point par point sur chacun des an-
neaux, et l’on en déduit, comme on va le voir, la carte des vitesses radiales dans la nébuleuse.
Pour ces mesures, nous nous sommes servis, après l’avoir un peu
modifié, d’un comparateur construit par Gartner, de Chicago. Sur le
chariot entraîné par la vis, on a disposé un porte-cliché vertical, qui
peut tourner dans son plan et porte un cercle divisé. Le réticule du
microscope servant à faire les pointés est à simple fil pour la mesure des anneaux de mercure, tandis que pour les anneaux de la nébu- leuse où il faut prendre non pas une tangente, mais un point défini,
on emploie une croisée de fils.
371
Étude des vitesses radiales.
-Les mesures absolues de vitesses radiales ne peuvent être faites qu’au moyen de radiations suscep- tibles d’être émises par des sources terrestres. Avec des radiations
d’origine inconnue, on ne peut faire qu’une étude différentielle des vitesses aux divers points.
Comme radiation connue, nous avons employé la raie Hy de l’hy- drogène. Les mesures ont été faites sur des clichés obtenus avec un
étalon de i millimètre d’épaisseur, c’est-à-dire avec des anneaux
d’ordre de 4 600 environ; elles ont été conduites de manière à éliminer la longueur d’onde de la raie du mercure et à comparer la radiation de la nébuleuse avec celle d’un tube à hydrogène. Pour cela, avec le
même étalon et les mêmes argentures, on fait une comparaison entre
la raie du mercure et la raie artificielle de l’hydrogène. Tout le dis-
positif représenté flg. 2 est transporté au laboratoire et l’on fait suc-
cessivement un cliché avec la raie du mercure et un avec la raie Hy séparée des autres raies de l’hydrogène par un appareil dispersif.
Ce groupe de clichés donne la longueur d’onde de Hymen adoptant la
valeur 4308,341. pour la raie du mercure. Le cliché de la nébuleuse
est calculé comme on l’a indiqué plus haut en adoptant la même
valeur pour la longueur d’onde du mercure. La vitesse radiale en
chaque point de la nébuleuse résulte de la comparaison entre la longueur d’onde en ce point et celle trouvée pour HY au laboratoire.
Le résultat est indépendant de la valeur adoptée pour la raie du mercure, qui n’a servi que d’intermédiaire, commode à cause de sa grande intensité.
Avec des anneaux d’ordre £ 600, une vitesse radiale de 1 kilomètre par seconde produit un changement d’ordre d’interférence égal
à 0,015, c’est-à-dire du même ordre de grandeur que l’erreur pro- bable d’une seule mesure. Pour donner une idée de l’effet des vitesses radiales sur les interférences, considérons le mouvement de la Terre dans son orbite, qui produit le maximum de vitesse radiale lorsque
la nébuleuse est à 90° du Soleil, c’est-à-dire en quadrature; entre une quadrature et la suivante, l’écart de vitesse radiale est de 60 kilo- mètres par seconde, ce qui correspond dans les interférences à un
changement d’un anneau entier. Si l’on pouvait entre les deux qua- dratures photographier tous les jours les anneaux, on les verrait se contracter jusqu’à ce que chaque anneau ait pris la place du suivant.
L’influence de la vitesse est montrée par la 6, qui a été
obtenue de la manière suivante : un cliché d’interférence de la nébu-
leuse a été fait le 12 mars 1914, avec une différence de marche de 2 millimètres en employant la radiation Hy. D’autre part, on a pho- tographié au laboratoire les interférences produites par la radia- tion Hy d’un tube de Geissler. L’épaisseur de l’étalon était exacte- ment la même dans les deux cas, ainsi qu’on s’en est assuré en
mesurant les anneaux du mercure photographiés chaque fois. S’il n’y avait pas de vitesse radiale, les anneaux de la nébuleuse et ceux
de la source artificielle seraient identiques. Or les ordres d’interfé-
rence déduits de la mesure des deux-clichés sont : 4641,996 pour le
FIG. 6.
.
laboratoire et 4641,345 pour la nébuleuse. L’écart de 0,651 donne
une vitesse radiale de 42 kilomètres par seconde. Pour rendre cet
.
écart visible sur la figure on a coupé suivant un diamètre des
épreuves négatives sur papier de chacun des deux systèmes d’an-
neaux et on les a rapprochés en mettant les centres en coïncidence.
L’anneau 4640 a été, dans les deux systèmes, marqué par l’extrémité d’une flèche. On voit immédiatement qu’en passant du laboratoire à la nébuleuse, les anneaux se contractent d’environ les 2 de l’inter-
3 valle de deux anneaux.
En faisant les calculs comme on l’a indiqué, on obtient pour
373
chaque point mesuré sur la nébuleuse la vitesse radiale absolue par rapport à l’observateur. On peut faire sur une certaine surface une moyenne de ces vitesses et la corriger de la vitesse de la Terre, pour obtenir la vitesse moyenne de la nébuleuse par rapport au Soleil.
D’autre part, on représentera les mouvements internes de la nébu- leuse en calculant les vitesses des différents points par rapport à
cette vitesse moyenne.
L’étude différentielle des vitesses peut aussi être faite sur les cli- chés obtenus avec la ligne d’origine inconnue 3 728 qui ne permettrait
pas d’avoir les valeurs absolues. Comme cette raie est plus fine que HY,
elle permet d’employer des interférences d’ordre plus élevé sur les- quelles l’effet des vitesses radiales est encore plus grand. La raie
étant double, on choisit l’épaisseur de l’étalon de telle manière que les deux systèmes d’anneaux coïncident.
Pour ce genre d’études, la méthode interférentielle a l’avantage
de donner en une seule fois les vitesses radiales de toute une surface de l’astre, tandis qu’un spectroscope ordinaire ne permet d’étudier
que les poinl,s projetés sur la fente.
Résultats.
-Tous nos clichés de la nébuleuse ont été faits en
centrant les anneaux sur la région du trapèze; nous avons utilisé les sept ou huit premiers anneaux, ce qui permet d’étudier les vitesses radiales dans l’intérieur d’un cercle d’environ 4’ de diamètre. L’in- tensité lumineuse est d’ailleurs assez grande pour permettre des
mesures plus étendues, mais il faudrait placer le centre des anneaux
dans d’autres régions de la nébuleuse, parce que les mesures perdent
de leur précision lorsqu’on utilise des anneaux trop éloignés du
centre.
Dans la rég i on qui entoure le trapèze, la vitesse radiale moyenne par rapport au Soleil est de + 15,8 km : sec., c’est-à-dire que la nébuleuse s’éloigne du Soleil. Ce nombre est la moyenne des va- leurs trouvées pour cinquante-huit points répartis dans douze direc- tions autour du trapèze, dans un rayon de 2’ environ (1).
..
L’accord de ces nombres entre eux et avec le nôtre peut être considéré comme
satisfaisant, surtout si l’on tient compte de ce fait que la vitesse n’est pas la
munie en tous les points et que les diverses observations ne se rapportent pro-
bablement pas à la même région.
D’autre part, les mesures manifestent des variations de vitesse ra-
diale d’un point à un autre : cette énorme masse gazeuse n’est pas
en repos relatif. Dans certaines régions, les anneaux montrent des
’
déformations locales, indiquant dans des portions très peu éten- dues de la nébuleuse des irrégularités de vitesse qui peuvent
atteindre près d’une dizaine de kilomètres à la seconde. De pareils
mouvements se manifestent dans la région située au sud-est du tra-
pèze, en allant vers l’étoile 685 de Bond. En outre il existe de grands
mouvements d’ensemble : par rapport à la vitesse moyenne, la
région nord-est s’éloigne avec une vitesse de l’ordre de 5 kilomètres par seconde, tandis que la région sud-ouest se rapproche avec à peu
près la même vitesse.
En gros, la partie de la nébuleuse que nous avons étudiée a une sorte de mouvement de rotation autour de la ligne sud-est nord- ouest, mais avec de nombreuses irrégularités.
Longueur d’onde d-es raies du nébuiium.
-Nous avons mesuré
les longueurs d’onde du groupe ultra-yiolet qui, avec un télescope réflecteur, est par photographie le plus intense de tout le spectre.
D’après Wright (’ ), ce groupe se compose de deux lignes, dont il
n’a pu mesurer les longueurs d’onde que sur un seul cliché. La détermination précise des longueurs d’onde est importante parce
quelle donne une base sûre pour chercher l’identification de ces raies avec celles d’éléments terrestres.
Comme il ne saurait être question de séparer les deux raies par
un absorbant, nous les mesurons toutes deux sur le même cliché,
obtenu avec un étalon interférentiel d’épaisseur choisie de telle manière que les systèmes d’anneaux des deux radiations soient com-
plètement séparés. Une mesure préliminaire, faite avec une diffé-
rence de marche de 260 microns, a donné une première approxima- tion ; la mesure définitive a été faite avec une différence de marche de 1~,3.
Pour éliminer dans le résultat l’effet des vitesses radiales, on a
fait la mesure suivant la méthode exposée plus haut, en déterminant les rayons des cinq premiers anneaux dans la direction nord-ouest à partir du trapèze, qui est celle où l’étude des vitesses radiales avait montré le moins d’inégalités de vitesse d’un point à un autre.
(1) J Asl?opfiysical Journcct, t. XVI, p. 53 ; 1902.
375 On a admis la valeur + 17,6 pour la vitesse radiale de cette région..
Les raies mesurées étant comparées à la radiation violette du
mercure, qui en est un peu éloig née dans le spectre, il faut faire la petite correction nécessaire pour tenir compte de la dispersio n
de changement de phase par réflexion sur l’argent (~). Cette correc-
tion a été déterminée par une étude au laboratoire. Pour cela, on a
fait un étalon interférentiel de faible épaisseur (130 microns) avec
les mêmes argentures, et on a mesuré les anneaux produits par des radiations de longueurs d’onde connues. La différence d’épaisseur optique lorsqu’on passe de la raie 4 358 à 3 728 est seulement de
0,0025; la correction sur la longueur d’onde est de 0,014 an-str,5m.
Les longueurs d’onde rapportées au système international, pour
une source en repos par rapport à l’observateur, son’t :
la première de ces deux raies est la plus intense.
Les valeurs données sont exactes avec une précision de l’ordre
du centième d’angstrôm.
Les valeurs données par Wright, ramenées au système internatio- nal, sont :
avec une certitude due ± 0,2.
Dans la liste des raies des éléments connus, on n’en trouve aucune
qui puisse être identifiée avec l’une ou l’autre de ces deux raies.
Avant d’avoir des mesures précises et de savoir que cette raie est
double, on avait émis l’idée qu’elle pouvait être attribuée à l’oxy- gène, qui a une assez forte raie dans cet te région. Or la longueur
d’onde de cette raie de l’oxygène, dans le système international, est 3727,3. Elle tombe à peu près à égale distance des deux raies de la nébuleuse, et l’écart avec chacune d’elles est beaucoup trop grand
pour que l’identification soit même admissible.
Poids atomique du nébuli~um. Température de la nébuleuse.
-La théorie cinétique des gaz relie la vitesse d’agitation des particules lumineuses, et par suite la largeur des raies, à la masse atomique et
(1) J. cle 4e série, t. V1I, p. 417 ; 10&.
à la température du gaz lumineux. D’autre part, l’étude des interfé-
rences permet d’obtenir 1 a largeur des raies en faisant croître la diffé-
rence de marche et cherchant jusqu’à quelle limite les interférences sont observables. On arrive, tous calculs faits, au résultat suivant : soit T la température du gaz, m la masse des particules lumineuses, rapportée au système ordinaire des masses atomiques (0 ==16), et N
l’ordre d’interférence à partir duquel les anneaux cessent d’être observables, on a :
à
L’expérience a dans tous les cas étudiés jusqu’ici vérifié cette for- mule, à condition d’y remplacer m par la masse atomique du gaz
lumineux; c’est donc que la particule lumineuse a la même masse
que l’atome (’ ).
La détermination expérimentale de N fait donc connaître une rela- tion entre m et T. En utilisant les radiations d’un gaz connu, on a
une mesure de la température de la source. Inversement, si la tempé-
rature est connue, on peut déterminer le poids atomique d’un gaz
qui ne nous est connu que par son spectre. Plus simplement, si la
source donne à la fois des radiations connues et inconnues, la tem- pérature s’élimine, et le rapport des poids atomiques est donné par le carré du rapport des limites d’interférence.
Nous avons cherché les limites d’interférence pour l’hydrogène et
pour des raies d’origine inconnue, en particulier pour la double raie ultra-violette. On emploie des étalons interférentiels de plus en plus épais jusqu’à ce que les interférences cessent de se produire.
Hydrogène. - Nous n’avons utilisé que la raie Hy. en opérant par
photographies. On a encore des interférences observables avec une
différence de marche de 4 millimètres (ordre d’interférence 9 200).
La limite d’interférence est un peu supérieure à ce nombre, proba-
°
blement très voisine de 10 000.
’
