Étude de l'émission interstellaire a l'aide de l'étalon de Fabry-Perot

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Submitted on 1 Jan 1958

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Étude de l’émission interstellaire a l’aide de l’étalon de Fabry-Perot

G. Courtès

To cite this version:

G. Courtès. Étude de l’émission interstellaire a l’aide de l’étalon de Fabry-Perot. J. Phys. Radium,

1958, 19 (3), pp.342-345. �10.1051/jphysrad:01958001903034200�. �jpa-00235848�

ÉTUDE DE L’ÉMISSION INTERSTELLAIRE A L’AIDE DE L’ÉTALON DE FABRY-PEROT Par G. COURTÈS,

Observatoires de Marseille et de Haute-Provence.

Résumé. 2014 Les observations interférométriques déjà publiées permettent ^{de mesurer l’effet} Doppler-Fizeau des nébuleuses galactiques ^les plus ^faibles jusqu’à ^{un diamètre} apparent ^de 3’,

avec le télescope ^{de 125 cm.}

La largeur ^{de fente} équivalente, ^{sur le} ciel, peut ^{être de} 0,5" ^{avec un} télescope ^{de 195 cm. Avec}

le même instrument, un nouveau système optique, ^{utilisant un} petit ^{trou de} sortie, permet

d’atteindre des nébuleuses de 20" de diamètre apparent, ^{avec une} précision ^{de 3} km/s.

On décrit un sélecteur de radiations permettant ^de photographier les nébuleuses en lumière

monochromatique, par exemple ^{en lumière H03B1 ou} [N II], ^{avec la} possibilité d’obtenir directement

une image ^de la nébuleuse pour ^une vitesse radiale donnée.

On décrit une méthode pour contrôler l’uniformité des couches multiples utilisées.

Abstract.

The interferometric observations already published permit ^the Doppler-Fizeau,

effect in the faintest galactic ^nebulae having ^{more than 3’} apparent ^{diameter to} be obtained with a

120 cm telescope.

The equivalent slit width on the sky may be 0,5" ^{with a 195 cm} teléscope. ^{With the same}

instrument a new optical arrangement using ^a small exit pupil ^{is able to} reach nebulae of 20"

apparent diameter, ^{with an} accuracy of ³ km/s.

Description ^{of a} monochromatic radiation selector giving ^direct photographs ^{of the nebulae}

in one monochromatic radiation such as H03B1 ^or [N II], ^{with the} possibility ^of obtaining directly ^the picture of the nebula in a given ^radial velocity.

An experiment ^{to test the} continuity ^{of the} multilayers ^{used is} given.

PHYSIQUE 19, 1958,

L’hydrogène interstellaire en émission (ré- gions HII) s’étend ^{sur des} plages ^{très étendues le} long ^de l’équateur galactique. La raie Ha de

l’hydrogène ^se prête particulièrement ^{bien aux}

observations photographiques, ^{son intensité dans}

les régions ^{HII est} cependant ^très faible, ^environ

mille à dix mille fois plus ^faible que dans la partie

centrale de la nébuleuse d’Orion (1).

Une des données les plus importantes ^pour l’Astrophysique ^est la.mesure point par point, ^de

l’effet Doppler-Fizeau ^{de ces grandes masses}

gazeuses, aussi bien _{pour la} dynamique générale

de la galaxie ^que pour l’interprétation aérodyna- mique ^des mouvements des gaz interstellaires [1, 2].

Cette étude n’avait pu être faite ^au spectro-

graphe ^que pour quélques nébuleuses très bril-

lantes, ^en fait, cinq ^{dans le ciel} entier. Dès 1911, Fabry, ^{Buisson et} Bourget ^avaient songé ^{aux avan-} tages ^de précision, ^de luminosité et de champ ^{de la}

méthode interférentielle et ils avaient appliqué

avec succès l’étalon interférentiel à la mesure de

l’,effet Doppler-Fizeau ^{de la nébuleuse} d’Orion, ^la plus brillante du ciel, ^seule accessible ^aux _moyens de l’époque.

Je résumerai ici les résultats antérieurement

publiés ^en disant que, ^{avec un} étalon moderne à

cinq ^couches SZn-cryolithe, ^on peut ^{observer les} plus ^faibles régions d’émission avec des poses n’excédant _{pas deux} heures. Le rapport ^d’ouver-

(ij Ces nébulosités ont été en grande partie découvertes

grâce ^{à la} technique des filtres interférentiels.

ture de l’objectif ^{de chambre est} F/1 ^et lets plaques

utilisées sont les 103-a-E Kodak. Le grand ^facteur

de contraste de l’étalon moderne permet, ^en outre;

de détecter des régions ^{très faibles :} l’apparition

ou l’absence des anneaux sur le cliché, ^constitue

une méthode ^« tout ou rien » particulièrement elfi-

cace pour découvrir les régions d’émission faibles

superposées ^{à des} nuages d’étoiles très denses.

On peut aussi détecter près de l’émission intense

de Hales faibles composantes ^du doublet de [N II],

connues dans les nébuleuses brillantes et qui, grâce

à la méthode interférentielle, ^{ont été} découvertes dans de nombreuses régions d’émission [3]..

Dispositifs optiques ^utilisés.

^A quelques

détails près, qui ^{tiennent surtout aux} progrès ^de l’optique photographique, ^le montage ^{ressemble à}

celui de Fabry ^{Buisson et} Bourget (fig. 1). ^Des

Fic. 1.

soins particuliers ^{ont été} pris pour avoir l’identité aussi rigoureuse ^que possible ^{de la} surface de l’étalon utilisée au cours de la pose ^sur la.nébuleuse

et au cours de la pose d’étalonnage. La luminosité

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphysrad:01958001903034200

343

a été portée ^{au maximum} compatible ^{avec la défi-}

nition de l’image ^{et la} dispersion nécessaire [1, 4]

soit 0,6 km/s par micron. La finesse des anneaux

correspond ^{à une «} largeur ^{de fente » sur le ciel} qui, dans certains cas, peut atteindre la limite

imposée par la turbulence atmosphérique ^soit

environ 0,5 " ^{avec un} télescope de 2 mètres de diamètre.

Cependant ^ce montage, que j’appellerai ^clas- sique, ^{de l’étalon ne} _permet ^d’étudier que les nébu- leuses ayant ^{un assez fort diamètre} apparent pour avoir un nombre suffisant d’anneaux ou de frag-

ments d’anneaux mesurables (diam. app. de 3’ avec

le télescope ^{de 120 cm} à condition de travailler sur

des anneaux éloignés ^{du centre.}

On peut abaisser ^{cette limite en diminuant les}

distances focales du collimateur et de la chambre,

mais la solution qui paraît ^la plus commode consiste à former les anneaux d’interférence sur la pupille

de sortie du système ^formé par ^le télescope ^{et un} objectif ^à grand rapport d’ouverture de faible dis- tance focale (objectif ^de microscope ^métallo- graphique ^{de 4 mm} de distance focale). ^L’étalon

est disposé ^{devant cet} objectif (fig. 2).

L’inconvénient de ^ce système ^est que, la forme

FIG. 2.

de la nébuleuse étant mal définie, ^{la surface uti-}

lisée de l’étalon n’est pas la même pendant la pose

sur la nébuleuse et pendant ^la pose d’étalonnage (tube ^à hydrogène ^{et diffuseur} placé ^devant

TABLEAU

l’étalon). ^{Ceci n’aurait aucune} importance ^{si le}

chemin optique ^{était le même sur toute la surface}

de l’étalon mais des diflérences sensibles sont à craindre. Il vaut donc mieux placer l’étalon dans le plan ^{de la} pupille de sortie du système ^formé par le télescope ^{et une} lentille additionnelle qui permet

de plus d’augmenter la distance focale effective du

télescope pour atteindre la définition maximum

sur le ciel. On donne à cette lentille le rapport

d’ouverture qui permet ^de n’utiliser _que le premier

anneau. Bien _{que le} diamètre de cet anneau soit très petit, de l’ordre de 300 microns, ^la précision ^de

la mesure est_bien supérieure ^à celle que l’on peut

obtenir ^avec les spectrographes ^{utilisés en Astro-} physique ^{pour ce genre de travail ; avec la dis-} persion utilisée, ^l’effet Doppler-Fizeau peut ^être

connu à 3 km/s près. ^Comme l’ont fait remarquer

Jacquinot ^{et Dufour [5], le} coefficient de réflexion des lames doit être prévu pour donner ^à l’anneau le profil photométrique compatible ^{avec la limite}

de résolution de l’émulsion photographique ^uti-

lisée. Cette ^condition prend ^une importance parti-

culière dans ce cas, si l’on véut avoir la luminosité maximum.

L’une des recherches les plus intéressantes à aborder avec ce dispositif ^{est celle} concernant la rotation des nébuleuses extragalactiques proches

en étudiant l’émission Ha des nuages d’hydrogène

de ces nébuleuses [4]. ^Les plus gros de ^ces nuages

n’ont qu’un ^diamètre apparent de 20" mais seront observables par ^cette méthode si l’on dispose ^d’uns télescope de 2 mètres de diamètre ^comme celui qui

va bientôt entrer en service à l’Observatoire de

Haute-Provence.

Sélecteur de radiations.

Dans la photographie

des nébuleuses _gazeuses on est le plus ^souvent çontraint d’utiliser, ^non l’image ^donnée par ^une seule radiation, ^{mais celle} donnée par plusieurs

radiations rapprochées que les filtres ne peuvent

pas isoler les ^unes des autres ; c’est, ^en particulier, ^le

cas de Ha et des raies de [N II] dont ^{il a été} question plus ^haut. Après ^{une étude} préliminaire

du rapport d’intensité [N II]/Hoc [3], j’ai ^cherché

à réaliser un dispositif analogue ^à celui de Jac-

quinot ^{et Dufour} [5] ^mais applicable ^{à la} photo- graphie afin d’avoir une représentation ^réellement monochromatique de la nébuleuse.

L’étalon placé près ^du plan ^{focal du} télescope ^et

devant une lentille de champ, donne, ^{dans le} plan

focal de celle-ci, ^le système des anneaux ; le ^trou central sélecteur ^a exactement le même diamètre que l’image ^du grand ^{miroir du} télescope ^donnée

par L. (Les télescopes ayant toujours ^{un miroir}

secondaire qui ^{arrête la} partie centrale du faisceau,

il peut ^être avantageux d’utiliser non un trou mais

un diaphragme ^annulaire (fin. 3).) ^Cette disposition

FIG. 3.

permet d’avoir la clarté maximum pour la longueur

d’onde et la bande passante choisies. Derrière le

diaphragme ^{sélecteur un} objectif ^à grand rapport

d’ouverture reforme l’image ^{de la nébuleuse sur la} plaque photographique. ^Les premiers ^{essais avec}

une bande passante ^de 0,6 ^{A ont montré} que l’on obtenait une image de la même densité ^{avec un}

temps ^de pose ^{trois fois} plus long seulement que celui nécessité par la photographie, étalon enlevé.

La disposition ^de l’étalon devant la lentille de

champ ^{et non devant} l’objectif ^final permet ^d’avoir

un champ beaucoup plus grand qui ^ne dépend que du diamètre que l’on peut ^{donner à} l’étalon. Elle

assure de plus ^{dans tout le} champ ^une rigoureuse

identité de la bande passante ^{aussi bien en} longueur d’onde , qu’en intensité. C’est _pour la même raison que, ^comme l’a aussi remarqué Ring [6], ^{l’on doit}

monter ainsi les filtres interférentiels sur ^{les téles-} copes ; ^en fait, ^on est souvent obligé ^de procéder

autrement pour utiliser des filtres de dimensions

plus ^faibles qu’il ^est plus ^{facile de se} procurer.

Pour contrôler la qualité ^{des lames et la} régu-

larité des couches, propriétés essentielles dans cette dernière application ^de ,l’étalon, j’ai ^{choisi la}

méthode qui ^se rapprochait ^le plus des conditions d’utilisation- Le dispositif ^{de la} figure ^{3 est con-} servé, ^on prend seulement soin de-mettre l’objectif

final au point ^{sur le} plan ^des lames ; ^{tout défaut}

de chemin optique, ^à l’approximation que l’on s’est

fixée, ^se traduit par ^une ombre directement visible

sur l’image ^du plan ^{des lames donnée} par l’objectif

, final.

Le résultat avec les deux étalons dont je dispose

aurait été assez décevant si la dimension des défauts n’avait été suffisamment petite pour qu’on puisse ^éliminer presque entièrement ^les ombres, ^en

éloignant l’étalon du plan ^focal du télescope. ^La

surface de l’étalon utilisée pour chaque ^{faisceau est}

ainsi augmentée ^{et un effet de} moyenne s’introduit dans la valeur du chemin optique parcouru par

chaque ^faisceau.

Fie. 4.

Anneaux de Perot et Fabry donnés par la raie Hot et le doublet de [N IIJ 6 548-6 584 A dont chaque ^com- posante ^est séparée ^de Ã/3 ^et 2X/3 de Hoc. La nébu- leuse IC-405 qui ^{a donné} ces anneaux est mille fois moins intense _que la nébuleuse d’Orion étudiée en 1911 par

Fabry, Bourget ^et Buisson: La région étudiée ici est la

plus ^{faible et la} plus extérieure de IC-405, ^elle correspond

à une intensité de l’ordre de 1/10 ^oooe de la nébuleuse d’Orion. L’effet Doppler-Fizeau est nettement visible en

comparant ^{à la croix} d’étalonnage ^Hcx. Télescope ^{120 cm,}

Observatoire de Haute-Provence

pose ² heures

103 aE Kodak. Dispertion moyenne ⁶ A/mm.

Il n’en reste pas moins vrai que l’avenir astro-

nomique ^{de ce sélecteur est} essentiellement lié à la

qualité des couches que l’on peut obtenir. Si l’on

peut réaliser d’excellentes couches sur une surface

suffisante, ^{il sera} permis d’espérer photographier

directement les régions d’égale ^{vitesse radiale d’un}

nuage d’hydrogène interstellaire et de débrouiller l’allure complexe ^{de ses} mouvements internes.

BIBLIOGRAPHIE

[1] ^COURTÈS (G.), Astronomical Optics, ed. Zdenek Kopal, Manchester, 1955, ^195.

[2] ^COURTÈS (G.), ^Gas dynamics ^of cosmic clouds

Cambridge, 1953, ^131.

[3] ^COURTÈS (G.), ^{C. R. Acad.} Sc., 1954, 238, ^877-879.

[4] ^COURTÈS (G.), Congrès ^de l’American Astronomical Society, Berkeley, 1956 ; A. J., 1957, 62, 1, 10.

[5] JACQUINOT (P.) ^{et DUFOUR} (Ch.), J. Rech. C. N. ^R. S,.

1948-1949, 2, ^91.

[6] ^RING (J.), Astronomical Optics, ed. Zdenek Kopal,

Manchester, 1955, ^381.

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DISCUSSION

J. Ring. ^{-- Je} félicite G. Courtès _{pour la} remar-

quable performance que représente ^{une détermi-}

nation aussi précise ^de vitesse radiale sur des

objets aussi faibles. Quand ^on s’intéresse à des nébuleuses de quelques ^secondes d’arc, ^{non réso-} lues, ^un système photoélectrique pourrait peut-être

donner un résultat plus rapide ^en utilisant par

exemple ^un balayage par pression.

G. Courtès.

Certainement dans le cas des

nébuleuses de petit ^{diamètre. Dans le cas des} objets étendus, ^{la méthode} photographique ^a l’avantage ^{de donner} des vitesses radiales en un

grand ^{nombre de} points.

P. Connes.

N’observez-vous pas ^de déré-

glages ^du fait que l’étalon n’est .pas ^{à un} foyer

coudé ?

G. Courtès.

Non. L’étalon peut ^{rester stable} plus ^{de 15} jours. ^{J’utilise une monture de} Fabry-

Perot classique, ^en ayant ^soin d’employer ^{des cales}

à très grand rayon de courbure _pour lesquelles ^on

voit les anneaux de Newton des deux côtés.