Sur quelques applications de l'étude de la polarisation en astronomie

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Submitted on 1 Jan 1911

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Sur quelques applications de l’étude de la polarisation en astronomie

P. Salet

To cite this version:

P. Salet. Sur quelques applications de l’étude de la polarisation en astronomie. Radium (Paris), 1911,

8 (4), pp.156-158. �10.1051/radium:0191100804015601�. �jpa-00242467�

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50 Ainsi que ^nous l’avons dit plus ^{haut, dans cette} première ^{série de} recherches, M. Raldit s’est _peu attaché à la ^mesure des charges ^{de la} pluie par ^unité de volume. Les évaluations 3pprorhérs qu’il ^{a faites,}

par ^le procédé que nous avons indiqué, donnent des nombres de l’ordre de grandeur de 1 unité électro-

statique ^et qui atteignent ^rarement 2 unités par ^cm3 d’eau. Les valeurs moyennes ^sont bien de l’ordre

signalé par Kähler ^et par Simpson. mais les valeurs extrêmes constatées, ^{surtout en} temps d’orage, par ^ces observateurs, ^et antérieurement par Weiss, ^valeurs qui peuvent ^être supérieures ^à 10 unités électrostati- ques ^et atteindre exceptionnellement ^{20 unités} (Kâhler

et Simpson) ^{et même 55} et 40 unités (Weiss ^et Kähler),

n’ont pas été retrouvées par ^M. Baldit. Gerdien, ^Il Gottingue, ^{n’avait noté, dc son côté, comme valeur}

la plus ^forte, que 2,5 U. E. S. par ^un violent orage.

Il est bon de rappeler ^{a ce} sujet que l’existence de charges aussi fortes que celles que ^{nous venons} de citer, ^{ou même} simplement ^de charges de l’ordre de

grandeur ^{de 1 lJ. E.} S. par em5, ^{a été} invoqué

comme un argument ^sérieux (bien qu’étalli, peut- être, d’après des données un peu incertaines) ^contre

la théorie qui voit dans les charges électriques ^{de la} pluie ^{un effet de la} condensation par les ions ordi- naires. Celle-ci ne pourrait produire, d’après ^{les don-}

nées admises, que des charges ^de l’ordre de 0,1 U. E. S. par ^cm3 de précipitation.

En résume, ^{et sous} les réserves que comportent

toutes les conclusions météorologiques quand ^{elles ne}

sont pas basées ^sur de longues ^et nombreuses séries

d’observations, ^on _peut aujourd’hui considérer au

moins comme très probable le fait d’un excédent po- qitif dans l’apport électrique ^des pluies ^{à la surface}

du sol. Cet apport n’apparaît ^donc plus ^{comme un}

des facteurs possibles ^de l’entretien de la charge ^iié- gatii e terrestre. Quant ^u l’origine ^des charges ^mêmes

de la pluie, ^bien qu’elle ^soit probablement ^com- plexe, ^la prédominance ^des charges positives ^{a con-}

duit les plus ^récents observateurs à chercher dans l’effet Lenard unc cause importante ^{de la} production

de ces charges. C’est la théorie qu’a longuement ^déve- loppée ^M. Simpson, ^en l’appuyant ^{sur un ensemble} d’expériences ^de laboratoire, ^{dans le} beau mémoire que nous avons signalé ^{au début de cet article.}

Parmi les données actuelles les plus intéressantes,

nous devons signaler ^encore dans les obscrvations fic

Simla, ^{un autre résultat} particulièrement important

et que M. Simpson ^{a mis en relief avec une très} grande ^{netteté. Si on laisse de côté} les anomalies ora-

geuse, ^en général, ^les pluies ^les plus ^{faibles sont}

celles qui portent ^les charges ^les plus fortes par ^unité de volume d’eau. Par exemple, d’après ^M. Simpson,

pour des pluies inférieures à 0mm,14 ^en deux mi- nutes, la valeur moyenne de la charge par ^{cm’ étant} 2 un. é. s., cette valeur tombe à 0,4 ^{r. E.} _{S. pour} les pluies d’intensité triple (0mm,42), ^et parait ^rester

ensuite à peu près ^constante quelle que soit l’intensité de la pluie. ^Bien que ^ce fait ne soit pas entièrement nouveau, il est grandement désirable, ^{en raison de}

son intérêt météorologique, qu’il soit bien établi pour ^nos climats. C’est ce que l’on peut ^{sans doute} attendre, ^{entre autres} choses, des nouvelles rcohcr- de M. Baldit.

[Manuscrit ^{reçu lu 31 mnrs} 1911.]

Sur quelques applications ^{de l’étude}

de la polarisation ^{en astronomie}

Par P. SALET [Observatoire ^de Paris].

Il semble ^au premier ^abord, que l’étude de la pola-

risation en astronomie ne puisse ^{donner lieu à aucun}

travail vraimcnt ^nouveau et important. ^Les polari-

scopes n’ont pas été perfectionnés depuis qu’Arago ^les

a appliqués, ^{vers 1840, à} l’observation des _{aslres ;} la lumière des étoiles, ^du Soleil, ^des planètes ^n’est

pas polarisée : ^comment espérer, ^{dans ces} conditions,

faire un travail original? ^En réalité, pourtant, ^il

restera toujours ^{au moins une} application ^{de la} pola-

risalion à étudier, ^{celle de la couronne} solaire. Il ne

semble pas que ^nous soyons prêts ^de pouvoir ^étudier

la couronne, et à plus ^{forte raison su} polarisation, ^en

dehors des très courts instants des éclipses ^totales,

aussi les expériences intéressantes et qui n’or t l’as été tentées sont-elles très nombreuses.

Pendant l’éclipse ^{de 1905} nous avons obtenu des

photographies ^{de la} couronne en plaçant ^un polari-

scope de Savart ^{entre une} lunette astronomique ^fonc-

tionnant comme appareil d’agrandissement ^{et une}

chambre photographique. ^Ce procédé, qui ^n’avait pas

encore été employé, ^{nous a} permis ^{notamment de}

montrer duc la lumière de la couronne intérieure,

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/radium:0191100804015601

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contrairement ^à l’opinion ^{établie, est très sensible-}

ment polarisée. ^{Ce fait a des} conséquences théoriques importantes, ^{car on} peut le considérer comme un

argument ^en faveur de la théorie qui explique ^la

couronne solaire par la lltiorescence des vapeurs éclairées _{par le} rayonnement ^intense du Soleil. Nous

avons pu aussi ^mesurer la position ^du plan ^de pola-

risation dans lc but de mettre en évidence le champ magnétique ^{solaire. Si l’on admet, en effet, que la}

lumière de ^{la couronne est} due u la fluorescence de vapeurs, ^ces vapeurs, placées ^{dans un} champ magné- tique, ^{doivent faire tourner le} plan ^de polarisation, qui ^{sans cela,} par raison de symétrie, ^{doit être exac-}

temenl radial. Ce phénomène ^{serait tout à fait ana-} logue ^{à celui de} la déviation du plan ^de polarisation atmosphérique par le champ magnétique ^terrestre

découvert par ^H. Becquerel. ^Une analyse ^un peu plus

détaillée montre qu’il y ^aura lieu, à l’avenir, ^de

chercher la déviation du plan ^de polarisation près ^du pôle ^{du Soleil où l’axe est incliné vers la Terre. On}

pourra ainsi vérifier si la faible déviation (4°) que

nous avons mesurée visuellement se retrouve aux

éclipses prochaines. ^{Notons en} passant qu’il ^faut

avoir soin dans cette étude de supprimer l’effet de la

polarisation ^de la lumière de l’atmospllère projetée

sur la couronne. Cette lumière est polarisée ^{dans une}

direction uniforme qui, par raison de symétrie, ^doit

ètre verticale ou horizontale sur la ligne ^{centrale de}

la zone de totalité et au milieu de l’éclipse. ^Le dispo-

sitif que nous avons employé ^avait précisément pour Lut de supprimer visuellement la polarisation ^atmo- sphériclue ^{avant de} placer l’appareil photographique.

La position ^{du Savart à l’anneau} oculaire de la lunette

permettait ^{aussi d’avoir, avec un} polariscope peu coûteux, des bandes très serrées sur l’imagc ^{de la}

couronne.

La nouvelle méthode _que nous avons employée ^est

loin d’ailleurs d’avoir donné tous ses f’ruits. Il ^reste dans l’étude de la polarisation ^{coronale une} grande quantité ^de points à élucider. Il faut savoir si la pola-

irisation s’étend également ^{sur toute la} couronne ; il faut, ^au moyen du photopolarimètre, ^{mesurer la} proportion ^{de lumière} polarisée ^à différentes distances du Soleil et la _comparer aux travaux théoriques ^de

Schuster. Il serait extrêmement intéressant de faire de pareilles déterminations avec des verres rouges ^ou

bleues, ^comme l’a fait M. Piltschikoff pour ^{la lumière}

du ciel. Si la polarisation ^est plus grande pour les rayons bleus, ^{on trouve} que cela pourrait ^{être consi-}

déré comme un appui ^{a la théorie} clui ^veut que la lumière coronale soit due surtout à une diifusion (théo-

rie de Rayleigh). ^Si l’on trouve, ^au contraire, _{que les}

rayons rouges ^sont plus ^fortement polarisés, ^{cela ten-}

drait à prouver que la lumière du spectre ^{continu de} la couronne est elle-même polarisée par ^un phéno--

mène jusqu’ici ^inobservé.

Il faut relnarquer qu’il ^{existe dans la} polarisation

de la couronne solaire une série de contradictions qui

ne sont pas ^encore levées. Le spectre ^{de la couronne}

intérieure ne contient sûrement pas les raies noires de Fraunhofer ; ^{ces raies n’ont été vues} que ^sur la

couronne extérieure et d’une façon ^très faible; ^elles

sont dues, d’ailleurs, ^en partie ⁱⁱ la lumière de l’at-

mosphère ^terrestre qui peut ^être plus ^{ou moins bru-}

meuse. Or nous avons montré que la lumière de la

couronne intérieure est très sensiblement polarisée :

les bandes sont bien visibles jusqu’au ^{bord même de}

la lune. Il semble donc _{y avoir} une proportion impur-

tante de lumière rétléchie qui devrait donner les raies de Fraunhofer. Il existe une seconde contradic- tion dans la position ^{du maximum} d’intensité du spectre ^coronal qui ^est déplacé ^{vers le} rouge, ^cette

position ^{étant elle-même en} contradiction avec les observations d’Abbot, d’après lesquelles ^{la radialioll} calorifique ^{de la couronne serait} très faible. Un exa- 111en un peu approfondi ^montre qu on ^ne peut guère

concilier tous ces faits qu’avec ^{la théorie de la llao-}

rescence qui ^est pourtant, pour ^bien des raisons,

assez difficile ^à admettre. Il y ^a là une mine d’obser- vations à faire et qui ^n’est pas près ^d’être épuisée.

Nous avons indiqué ^{aussi une} méthode nouvelle pour découvrir les faibles raies brillantes du spectre coronal. Cette méthode, qui ^{consiste u diminuer avec}

un nicol placé ^{devant la fente la lumière} polarisée ^du

spectre continu, ne nous a pas donné de résultats nouveaux, mais cela tient à la petitesse ^du spectro- scope employé ^{et cette iiiéthode devra élrc} reprise

aux prochaines éclipses.

Nous avons parlé ^du cliamp magnétique ^{solaire et}

de son intluencc possible ^{sur le} plan ^de polarisation

coronal, ^{mais on sait} que le Soleil, ^{en raison de sa}

haute température, ^ne peut guère ètre assimilé il Llll

aimant; ^{aussi le} champ ^{dont nous} parliolls ^était-il d origine ^électro magnétique ^{et dû à la rotation de la} charge électrique du Soleil. Nous avions avancé sans

preuves l’existence ^d’un pareil champ, nlais la décou- verte de Hale, basée aussi sur une application ^{de la} polarisation ^en aslronomie, ^{est venue} depuis ^confir-

mer nos vues. Cette découverte prouve, ^en effet, _que

la surface du Soleil est élcc fripée, ^{du moins daus le} voisinage ^{des taches,} puisque ^leur mouvement tour- hillonnaire produit ^un effet Zeeman. Nous n’avons _pas de raisons de supposer que l’électrisation est limitéc

aux environs des taches; ^nous pouvons donc, ^{en inté-} grant ^{le mouvement} tourbillonnaire et le mouvement de rotation du Soleil d’après ^{la loi de} Currington,

tirel. de la valeur du champ des taches celles du

champ produit par la rotation de l’astre. Nous avons

trouvé ainsi ^un champ de l’ordre de dix fois le champ

terrestre.

Il faut remarquer aujourd’hui que, depuis ^le jour

où nous avons effectué ce calcul, ^{les bases en sont}

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devenues plus douteuses. On llc sait plus ^{aussi exac-}

tement qu’on croyait ^à quel niveau de l’atmosphère

solaire se produit ^{le mouvement} tourbillonnaire de?

taches. La grandeur ^du champ électrostatique que l’on est conduit à attribuer alll Soleil est aussi une

objection ; ^{bref il faut} éviter de considérer le résultat de notre calcul comme donnant la valeur exacte du

champ magnétique solaire, ^il indique ^{sculement sa} possibilité ^{et son ordre de} grandeur probable.

Il semblerait _que si la couronne solaire, générale-

ment invisible, ^offre encore ull champ ^{d’études peu} exploré, ^{il ne} puisse ^{en être de même des} planètes ^et

de la Lune. Pour les planètes, nous avons montré pour la première ^fois que la lumière de Mercure ^ne scmble pas sensiblement polarisée. On serait tenté d’cii conclure que ^cette hlallète ^{est entourée} de nuages, niais il _y a là une contradiction, ^car l’albedo de Mer-

cure, égal ^à celui de la Lune, fait supposer que ^cette

planète ^n’u pas d’atmosphère. ^{En des} expériences

faites sur la Lune réduite au même diamètre apparent

que Mercure, ^nluntrent que ^cette contradiction 11’ est

qu’apparente. ^{En tout cas} il conviendra de reprendre

nos observations, ^{car il} peut ^{se fairc} que ,l’abscncc de polarisation ^Ire soit pas constante, ^en raison des Nariations possibles ^de l’atmosphère ^ou des diffé- rentes parties visibles du la planète.

Pour la lune, ^on connaît les intéressants travaux de M. Landerer qui ^a déterminé, d’après ^leur angle

de polarisation, ^{la nature} probable des roches qui

forment la surface de note satellite. M. Landercr observait le centre du croissant, c’est-à-dire un point

variable de la surface. Il fallait donc admettre _que le

pouvoir ^de polarisation, ^en quelque sorte, de la ^sur- face, ^était constant, ^ce qui n’est vrai que pour ^cer- taines parties parfaite1nenL ^{unies des mers. Lord Rosse}

avait déjà déterminé la proportion de lumière pola-

risée à différents âges ^{de la lune, mais ell visant} toujours ^{le même} point ^de la surfacc (la ^{mer c’es} Crises). ^{Dans ce cas,} l’angle d’incidence des rayons du soleil varie seul, l’angle ^{de diffusion étant constant,}

et l’étude de ce cas particulier ^de polarisation par diffusion n’est pas ^encore terminée. Il nous reste à achever une étude systématique ^{de la variation de la} polarisation ^des différents points de la surface lu- naire.

Nous avons parlé, ^à propos de la ^couronne solaire, de la polarisation ^de la lumière de l’atmosphère qui

sc superpose ^{à celle de} l’astre ; ^{cela nous amène à}

dire quelques ^mots d’une méthode _que nous avons

imaginée pour augmenter ^la visibilité des étoiles en

plein jour. ^{La lumière bleue} qui ^nous empêche ^de

voir les étoiles est fortement polarisée, ^la proportion

de lumière polarisée pouvant ^atteindre 0,80. Si 1 on éteint avec un nicol cette lumière polarisée, les étoiles seront plns ^{visibles ou} pourront ^le devenir, ^{si el’es}

étaient au-dcssous delà linlite de visibilité. La théorie

indique qu’un instrument armé d’un nicol est supé- rieur, quand les conditions sont 1’avorahles, ^{à uii}

instrument d"ouverture double. La grandeur ^limite

de visibilité est abaissée d’une quantité qui peut ^at-

teindre ^une grandeur ^{et demie et} plus. Naturellement le maximum de gain ^est atteint à 90° du suleil; or, c’est précisément ^là que la méthode peut ^{rendre le}

plus ^{de service, car} l’observation des polaires ^{a leurs}

deux _passages ^au méridien est très illlportaute pour l’astronon1Îe. On peut aujourd but ^{observer six ou} sept polaires, ^le jour, ^{au lieu} d’une seule. L’cnlplui

de ce procédé, ^{combiné avec} celui du A erre _rouge,

permettrait ^aux explorateurs polaires de déterminer le point ^{avec la} polaire et, par suite, ^avec plus ^de précision qu’ils ^ne pouvaient ^lc faire jusqu’ici ^{avec le}

soleil (qui ^est toujours au-dessus de l’horizon dans ^ce

cas particulier). Il suffirait pour ^trouver la polaire

sans cercle divisé, lors(lu’ on ^{est assez} rapproché ^du pôle, d’employer ^{une lunette} suspendue à ^{la cardan,}

et l’ouverture de cette lunette pourrait ^{être assez}

faible puur que ^son poids ^{ne soit} pas trop ^élevé.

remarquons que ^les questions de visibilité des étoiles nous ont amené à étudier un problème ^nou-

veau, celui de la variation de la sensibilité photolné- trique de l’0153il avec le diamètrc de la _source, mais

ces questions s’éloignent ^de plus ^en plus ^des rapports de la polarisation ^à l’astronomie. Nous terminerons donc en faisant remarquer combien il y ^a d’expé-

riences nouvelles à tenter, ^surtout pendant ^les éclipses

totales. La prochaine éclipse, ^{visible en France, se} présente malhcureusement dans d’assez mauvaises conditions, ^{et il est douteux} qu’on ^ait le temps, ^même

en Espagne, ^{de faire une} observation utile de la cou-

ronne; mais ^nous espérons que quelques-uns ^des professionnels ^des expéditions d’éclipses reprendront

ces questions ^et s’occuperont spécialement des obscur- vations de polarisation qui ^{sont un} peu trop négligées

de nos jours.

[Manuscrit reçu le 29 mars 1911],