HAL Id: jpa-00233404
https://hal.archives-ouvertes.fr/jpa-00233404
Submitted on 1 Jan 1936
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.
Répartition de l’énergie dans le spectre de la lumière du
ciel nocturne aux différentes heures de la nuit
V.I. Černĭajev, I.A. Khvostikov, K.B. Panschin
To cite this version:
RÉPARTITION
DEL’ÉNERGIE
DANS
LESPECTRE
DELA
LUMIÈRE
DU CIELNOCTURNE
AUX
DIFFÉRENTES
HEURES DE LA NUIT Par V. I.CERN~AJEV,
I. A. KHVOSTIKOV et K. B. PANSCHIN.Institut
d’Optique. Leningrad.
Sommaire. - On a effectué, à l’aide d’un nouveau procédé photométrique, les mesures de la courbe
spectrale de la répartition de l’énergie de la lumière du ciel nocturne.
Les mesures se faisaient dans l’intervalle de 4550 à 5900 Å aux différentes heures de la nuit. On a décelé une variation nocturne de l’énergie, différente pour les différentes parties du spectre. Ces courbes montrent la présence pendant toute la nuit, de la lumière solaire diffusée par les couches
supérieures de l’atmosphère. On a pu séparer quantitativement la luminescence, la lumière diffuse et la lumière du fond stellaire. La comparaison des étalons avec les émissions du corps noir nous a permis
d’exprimer toutes les mesures en valeur absolue.
Comme on
sait,
l’existence du seuil deperception
visuelle de la rétinepeut
être utilisée enphotométrie
visuelle. En affaiblissantjasqu’au
seuil de lavision,
la lumière de la sourceétudiée,
et ensuite la lumièred’une source d’une brillance connue, on
peut calculer,
suivant ledegré
d’affaiblissement,
la relation desbril-lances des deux sources. On se servait de ce
procédé,
parexemple
enastronomie,
mais on l’acomplète-ment abandonné par la
suite,
à cause,paraît-il,
de son peu de commodité.Le
professeur
S.1. Vavilov a démontré tout récem-ment que, dans les conditionscorrespondantes
des mesures, ceprocédé
pouvait
êtreappliqué
d’unefaçon
fructueuse aux
expériences
quantitatives
avec une lumière d’une intensité extrêmement faible(1).
Lesexpé-riences étant réalisées dans les conditions rationnelles
proposées
par Mr S. I.Vavilov,
leprocédé permet
d’effectuer des mesuresprécises
pour les lumines-cences tellement faiblesqu’elles
sont inaccessibles à toute[autre
méthodequelconque,
surtoutlorsque
l’in-tensité de la lumière varierapidement
parrapport
autemps.
Toute une série d’auteurs ontappliqué
cetteméthode,
nommée par S. I. Vavilov « la méthoded’ex-tinction o, à la solution de diverses
questions
serap-portant
à laphysique
(~).
Nous avons
essayé d’appliquer
la dite méthode àl’étude de la lumière très faible du ciel nocturne. Une tentative dans cette voie a été
entreprise pendant
les travaux del’expédition scientifique générale
de l’Aca-démie des Sciences de l’U. R. S. S. en été de 1934 au mont Elbrouss(Caucase).
En se servant de la méthode d’extinction on est parvenu à isoler à l’aide d’unmono-(1) BRUMBERG et NVA,viLow (VAVILOV). C. R. Acad. Sci., U. R. S. S.,
III, 1934. 409.
(~) CERENHOV. C. R. Acad. Sc., U. R. S. S., f 934, 2, No 8, 451;
KIIWOSTIKOW. C. R. Acad. Sc., U. R. S. S., 1934, 4, NI 1-2, 14 ;
KHWOSTIKOW et LEBEDEW. C. R. Acad. Sc., U. R. S. S., ’193~, 1,
X°2-3, f18; DOBROTIN, FRANK, CERENKOV. C. R. Acad. Sc., U. R. S. S.,
1935, 1, No 2-3, 115 ; i ANTomov ROMANOV SKI. C. R. Acad. Sc.,
U. R. S. S., 1934, 3, N° 1-8, 432,; BRUMBERG et WAwiLo".. C. R. Acad. Sc., U. R. S. S., 9934, 3, 409.
chromateur à fente étroite la raie verte de
l’oxygène
À 5 577 À et à l’observer presque sans addition de lumière duspectre
continu. On a établi laprésence
d’une variation nocturne trèsmarquée
des intensités :on a observé que l’intensité de la raie
verte,
pendant
lapremière
moitié de lanuit,
croissait très sensiblement etatteignait
le maximum vers une heure de la nuit(à
une heure de la nuit l’intensité est à peuprès
trois foisplus grande qu’à
dix heures dusoir),
et diminuaitensuite,
en conservant vers 3 h 30 min du matin une intensité1,5
foisplus grande qu’à
10 h du soir(a).
Il faut noter que leprocédé photométrique
visuel,
se
rapportant
à la raieverte,
laplus
brillante dans lespectre
de la lumière du cielnocturne,
se faisait autre-fois parRayleigh
(1)
à l’aide de la méthodephotomé-trique
ordinaire(en
comparant
les deux moitiés duchamp
devision).
Toutefois,
les erreurs d’observation sont trèsgrandes
dans ce cas-là etl’application
de la méthode d’extinctionpermet
d’augmenter
considérablementla
précision,
tout en rendant accessibles lesobjets
d’une intensitébeaucoup plus petite.
Nous avons
décidé,
pendant l’expédition
del’Acadé-mie des Sciences de l’U. R. S. S. au Mont Elbrouss en été de
1935,
de continuer l’étude de la lumière nocturne au moyen de la méthode d’extinction. L’étude desvaria-tions
de l’intensité dans unerégion
laplus large
pos-sible duspectre,
nous a paru d’un intérêt toutparticu-lier. Nous avons réussi à faire des observations presque dans tout le
spectre
visible(de 4
550 à 5 900À)
en nous servant d’un monochromateur à fentelarge.
Le monochromateur M
(fig. 1)
en verre deHilger,
dirigé
vers larégion
du ciel auvoisinage
de l’étoilepolaire,
avaitprès
de la fented’entrée,
unprisme
P serejetant
en arrière etpermettant
dediriger
versl’appa-reil la lumière
provenant
d’un étalon decomparaison.
(â) KswosTtKow et LEBEDEi. C. R. Acad. Se., U. R. S. S., 1935, 1, ~° 2-3, 118 ; DOBROTIN, FRANK, CERENKOV. C. R. Acad. Sc., U. R. S. S.,
193~, IN. 2-3, 115.
(4) Lord RAYLEIGH. Proc. Roy. Soc., Lond. (A), i930,129, 458.
150
On installait derrière la fente de sortie un
objectif
L i ,
disposé
de tellefaçon
que l’oeilvoyait
non pasl’image
de lafente,
maisl’objectif
lui-même éclairéuniformé-ment. On installait devant un
photomètre,
conte-nant un coin neutre K etayant
undispostif
pourl’enre-gistrement
deslectures deposition
ducoin dansl’obscu-rité. On
employait,
enqualité
d’étalon decomparaison,
~
Fi g. L
une
lampe
à incandescence Eéprouvée spécialement
au laboratoirepholométrique
de l’Institutd’Optique
àLéningrad
et,en ou lre,
des cristaux lumineux radioac-tifs(des
selsd’uranium)
sedistinguant
par une cons-tanceexceptionnelle
de la brillance de luminescence. Nous avons pu à l’aide de lalampe
àincandescence,
maintenue à unrégime rigoureusement
constant et connaissant latempérature
de couleuréquivalente
du filament.comparer
l’énergie dans
les différentesparties
duspectre.
Le deuxième étalon donnait lapossibilité
de contrôler la constance de toutes les conditions de la mesure. Les étalons ont étécomparés
au laboratoirepyrométrique
de l’Institutd’Optique
avec un corps noir à latempérature
de 850°K et nous avons pu obte-nir les valeurs del’énergie
de la lumière nocturne en valeur absolue.La
largeur
des fenl es du monochromateur était telle que larégion
spectrale
observée allait de 150 i dans le bleu duspectre jusqu’à
300 À dans larégion
jaune.
Avec des fentes
plus
étroites les mesures auraient ététrop
cliflïcile,
à cause d’une faible intensité de la lumière.La
série
complète
de mesure tout lelong
duspectre
(de 4
550jusqu’à 5
900 À, par tranches de 1bOÀ)
durait de 30 à 45min,
cequi
permettait
de mesurer 5 ou 6 sérieschaque
nuit. Les mesures fonclamentales ont étéeffectuées,
pendant
lapériode
de la nouvellelune,
du 27 août au 2
septembre,
par trois observateurs diffé-rents et à tour de rôle.La
iigure 2
représente
les résultats des mesures. Les ordonnéesreprésentent
les densités del’énergie
de la lumière duciel;
il est t à noter quechaque
division de l’échellecorrespond
à2,85.
Les abscisses
représentent
leslongueurs
d’onde.Chaque
courbe serapporte
à une heuredéfinie,
indi-quée
sur le dessin.On ne doit pas oublier que les mesures ont été faites avec une fen te
large
et,
parconséquent,
les courbes de lafigure 2 représentent
la valeur moyenne del’énergie
dans un certain intervdlle. Pour uneposition
du mono-chromateur ), 5 600 ~, parexemple,
lalargeur
de larégion spectrale
isolée fait 300~,
approximativement;
Fig.2.
dans ce cas-là nous considérons
l’énergie
mesurée commerépartie
dans tout l’intervalle. Mais enréalité,
presque toutel’énergie
de cet intervalle est due à une émissionmonochromatique
X 5 577 A. Nos courbes ne donnentpoint
le détail duspectre ;
elles montrent lavaleur moyenne de
l’énergie
dans cet intervalle. Lasurface,
limitée par chacune descourbes,
donne ainsi uneénergie
totale,
émise par leciel,
pendant
une seconde dans l’intervalle deslongueurs
d’onde de4 550
jusqu’à
5 9001~ par 1 du ciel. Les résultats des calculs pour les différents moments de la nuit sont donnés par le tableau I.TABLEAU 1. -
Energie
éinisependant
une seconde par 1 cJn2 du ciel nocturne dans l’intervalle des lon-gueuî-s d’onde de4 550 jusqu’à 5
90 0 Àdiffé-rentes heures de la nuit.
On voit
d’après
les chiffres cités(tableau I)
etd’après
la forme des courbes
(fig. 2)
que ce n’est pas la valeur seule del’énergie
émisequi
varie essentiellementpendant
lanuit,
mais que sacomposition
spectrale
en fait autant.L’analyse
des courbes montre, en mêmetemps,
que lesrégions
duspectre
plus
réfrangible
et moinsréfrangible
secomportent
différemment. Si l’onde la nuit, et si toute la marche nocturne
rappelle
la marche de la raie verte mesuréeprécédemment,
unminimum
d’intensité,
trèsmarqué
àminuit,
se trouve par contre dans le bleu duspectre.
On aurait donc pu penser que chacune des courbes de larépartition
del’énergie,
données par lafigure
2,
représentait
lasuperposition
des deuxcourbes,
correspondant
à l’émission propre du ciel(luminescence)
et à la lumière solaire diffusée par les couches élevées del’atmosphère
terrestre.L’analyse
détaillée des courbes(fig.
2)
confirme cette conclusion. Lafigure
3représente
les courbes montrant la marche nocturne pour les différenteslongueurs
d’onde dans le
spectre
du ciel nocturne. Ces courbessont tracées
d’après
les courbes de lafigure
2. Pour leslongueurs
d’onde 4 ~~0 et 4 700 À on a unminimum,
nettementmarqué,
vers minuit. Aucontraire,
pour A = 5600; 5
450 et 5 300Â,
la marche nocturne est toutedifférente,
ayant
un maximum vers une heure de lanu it,
rappelant
deprès
la marche de la raie verte.Fig. 3.
Les courbes intermédiaires
représentent,
de touteévidence,
la combinaison des deux effets. Onpeut,
donc,
croire que dans larégion
de 5 000 à 6 000À,
la lumière de luminescence duciel,
dont la marche nocturne est semblable à celle de la raie verte h 5 577À,
estprépondérante. Or,
dans larégion
bleue,
la lumière diffuse duciel,
pourlaquelle
doit nécessairement exister un minimum àminuit,
présente
unepart
considérable. Dans cecas-là,
il faudrait supposer laprésence
de lalumière diffuse
pendant
toute la nuit.Et,
eneffet,
nosexpériences
sur lapolarisation
de la lumière nocturne(qui
paraîtront
dans unprochain
numéro du mêmevolume),
rendent unepareille
conclusion tout à fait vraisemblable.On
peut
essayer deséparer
les courbes(fig. 2)
en courbes pour la lumièrediffuse,
et en courbes pour laluminescence du ciel. Il ne faut pas toutefois oublier la
présence
de la radiation du ciel nocturne d’uneorigine
différente : le fondstellaire,
représentant
sans doute unepart
considérable de la lumière totale.Les résultats d’une
pareille
séparation
descourbes,
sont
représentés
par lafigure
~,
où la courbe Lrepré.
sente la luminescence du
ciel,
la courbeD,
la lumière diffuse et G’.f.
le fond stellaire.En faisant la
séparation
descourbes,
nouspartions
de troissuppositions :
1. En cequi
concerne’la lumière du fondstellaire,
nous avons cru que l’émissionintégrale
correspondait
àl’émission-’
du",corps
noir pour l’ = 5 500" abs.(type
spectral
~).
C est un fait connu pour laplupart
desnébulosités,
pour la voielactée,
et unesupposition pareille,
concernant le fond stellairetotal,
est une desplus
probables.
Enoutre,
on
peut
croire que la valeur absolue de brillance du fond stellaire est constantependant
toute la nuit.2. Pour la lumière diffuse nous nous sommes servi d’une courbe de la
répartition spectrale
del’énergie,
prenant
en considération la diffusion secondaire De telles courbes ont été calculées parKing :~).
Nous avons considéré la forme de la courbe comme constante aux différentes heures de la nuit.3,
Finalement, quant
à la lumière deluminescence,
nous avons cru que dans toute la
région
de 5 300 à 5 900 Á la marche de l’intensité coïncidait avec la marche nocturne pour la raieverte,
mesurée en 193~(3).
Ces trois
suppoitions,
trèsprobables,
noussemble-t-il,
suffisent pour faire laséparation
des courbes.Fig. 4
A l’aide de ces courbes
(fig. 4)
il estpnssible
de calculer non seulement lapart
relative de l’émission totale du cielnocturne,
séparément
pour le fondstel-laire,
pour la lumière diffuse et pour la luminescence aux différents momen ts de lanuit,
mais aussi la valeur absolue del’énergie
pour ces trois émissions. Les résultats de cescalculs,
faits au moyen del’intégra-tion
graphique
des courbes sont donnés par le tableau II.Comme on le voit
d’après
le tableauci-après,
lesparts
relatives de la lumièrediffuse,
de la luminescenceet du fond stellaire sont essentiellement différentes pour les différents moments de la nuit.
(5) KixG. Proc. Roy. Soc., London (A), 1913, 88; Phil. Trans., 4943, 2~2.
152
TABLBAU II. -
Energie
dans de -~ ~ ~ 0- 5 900 Â pour la
luminescence,
pour l~fond
stellaire et pour Ia lumièrediffuse.
Se basant sur les courbes de la
figure
4,
on estobligé
de constater que, pour la courbe deluminescence,
la marche nocturne de l’intensité dans lesrégions
verte et bleue duspectre
n’est pas la même. Unepossibilité
pareille
nepeut
pas être exclue parce que dans larégion
despetites longueurs
d’onde duspectre
se trouvent les bandes intenses del’azote,
dont la marche nocturnepeut
être tuute autre que ’celle des raies del’oxygène.
Nousdevons,
toutefois,
noter que nos résultats sont très loin d’être suffisants en cequi
concerne la solution de cettequestion,
d’abord parce que les erreurs faites enséparant
les trois courbes se manifestent surtout dans la forme des courbes de la luminescence en cequ’on
croyait
connaître d’avance cette forme pour la lumière diffuse et pour le fondstellaire, et, ensuite,
parce quel’erreur relative des mesures est
plus
grande
dans larégion
V’ ùsréfrangible,
que dans larégion
bleu claire et dans larégion
verte,
à cause de la faible sensibilité deNcus avons
essayé
de calculer avec la courbe pour laluminescence,
la brillance absolue de la raieverte,
pour faire lacomparaison
avec lesrésultats,
obtenus par lordRayleigh
pour la raie verte 5 5 î 7 À. Comme les raies intenses dans lespectre
de la lumière duciel,
auvoisinage
de la raieverte,
sontabsentes,
nous avons cru quel’énergie
du domaine duspectre
à 300 À autour de X 5 600(la
largeur
du domaine a été dueaux fentes
larges
dumonochromateur)
est donnée toute entière parl’énergie i,
5 577.Après
avoir déterminél’énergie
de ce domaine et divisé par h ’Jpour la raie
verte,
nous avons obtenu les nombres suivants desquanta,
émispendant 1
seconde par 1 cm2 du ciel :TABLEAU III. - Valeurs absolues de l’intensité de la
raie verte î, 5 577
(nombre
desquanta
une seconde par 1 cnl2 duciel).
Pour le même nombre de
quanta,
mais enprenant
la moyennependant
lanuit,
Rayleigh
(~1)
a obtenu la valeur N=1,
8. 108. Par suite de la coïncidence étroite des nombres cités(6),
avec les résultats obtenus parRayleigh,
onpeut
croire que laséparation
descourbes,
effectuée par nous, basée sur lessuppositions
décritesplus
haut,
serapproche
d’assezprès
de la corrélation réelle des trois émissionsindiquées.
En
résumé,
nous devons noter que les valeurs données par nous, mesurées leplus
souvent pour lapremière
fois,
nepeuvent
prétendre
donnerqu’un
ordre degrandeur.
Des observations ultérieures etsystématiques
serontindispensables
pour établir lesvaleurs d’une
parfaite précision
et pour définir leur constancependant
les différentes saisons.Nous
exprimons
auprofesseur
S. I.Vavilov,
membre de
1’.£académie,
notre sincère reconnaissance pour sa constante sollicitude àl’égard
de notre travailet pour ses