Spectroscopes pour l'astronomie
1°. — Du point de vue dispersion, il est clair que les prismes à vision directe ne sont pas avantageux : les prismes de crovvn agissent en-sens inverse du prisme de flint, comme on le voit immédiatement en suivant la marche d'un rayon. Mais ils sont commodes à installer et à utiliser, surtout lorsqu'il s'agit de les fixer sur une lunette. \
Pour l'étude du Soleil, par exemple, le spectroscope est constitué par un collimateur et par une lunette placée à peu près dans le prolongement du collimateur ; entre les deux est le prisme à vision directe. L'appareil est fixé au bout d'une lunette astronomique, de manière que l'image réelle du Soleil soit dans le plan de la fente; on reçoit sur la fente la partie du disque solaire dont on veut analyser la lumière.
Dans bien des cas cependant on préfère le spectroscope ordinaire à prismes que les astronomes appellent spectroscope angulaire.
'2°. — L'obtention du spectre des étoiles fournit des remarques intéressantes.
Au sens géométrique du mot, une étoile n'est pas grossie par l'objectif d'une lunette. Toutefois, en raison de la constitution de la lumière, son image n'est pas un point; mais le diamètre de la tache lumineuse servant d'image est généralement si faible qu'après la traversée d'un prisme à vision directe situé en arrière du foyer de l'objectif, le spectre est trop étroit pour qu'on y distingue et surtout qu'on y pointe des raies.
Dans le cas de la figure 382, les arêtes des prismes sont normales au tableau (plan de dispersion); le spectre est une mince bande VR dont la ligne médiane est dans le tableau.
Pour élargir le spectre ou allonger les raies spectrales (ce qui est la même chose) normalement au tableau, on utilise une lentille cylindrique plan-convexe.
SPECTR031ETRES ET SP E CTROGRAPHES
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A ce propos, nos traités classiques bafouillent à qui mieux mieux; preuve que leurs auteurs n'ont pas lu le père Secchi : ils se contentent de copier. Le bafouillage de ces pauvres gens tient à ce qu'on peut disposer la lentille cylindrique de deux manières quasi équivalentes : avec les génératrices parallèles ou perpendiculaires au plan de dispersion. Les deux procédés sont utilisés indifféremment par les constructeurs.
3°. — Pour bien comprendre comment la question se pose, réalisons l'image réelle d'un point éloigné avec une lentille L. En avant du foyer plaçons une lentille cylindrique G, normalement au cône des rayons que nous supposons moyennement horizontal. Les génératrices de la lentille cylindrique sont verticales.
Au lieu d'une image punctiforme, nous avons maintenant deux focales linéaires. Les spectrographes appellent focale principale la plus voisine de la lentille cylindrique. Elle est verticale dans nos hypothèses. Sa longueur est égale au diamètre qu'aurait en ce lieu
Prisme objectif
Fig. 382.
la section circulaire du cône lumineux si la lentille cylindrique était enlevée. Sa distance au plan focal de la lentille L dépend de la position et de la courbure de la lentille C.
La focale la plus éloignée de la lentille cylindrique est appelée focale secondaire. Elle est horizontale et dans le plan focal principal de la lentille L. Sa longueur dépend de la courbure et de la position de la lentille eylindrique.
Prenons pour objet éloigné une étoile ; soit L l'objectif d'une lunette. Utilisons un spectroscope à fente pour analyser la lumière de l'étoile. On peut indifféremment placer la fente du spectroscope dans le plan de l'une ou de l'autre focale. Quand on passe d'une des positions à l'autre, le spectroscope doit tourner de 90° autour de Taxe optique de la lunette.
En pratique, on utilise la focale secondaire parce qu'elle se trouve dans le plan focal de la lunette. Pour que la lumière passe en totalité dans l'objectif du collimateur, il faut que les distances focales delà lentille cylindrique et de l'objectif du collimateur soient du mémo ordre de grandeur (30 cm., par exemple).
Ceci posé, revenons à l'emploi des spectroscopes à vision directe.
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/i(i<î CONSTRUCTION DES INSTRUMENTS DE MESURE
'A — La figure 382 montre la lentille cylindrique avec ses génératrices perpendiculaires au plan de dispersion (pris comme tableau; on le supposera horizontal pour fixer les idées) et parallèles aux arêtes des prismes.
L'objectif de la lunette donne de l'étoile une série d'images quasi punctiformes, de couleurs différentes, placées les unes à côté des autres et formant un spectre linéaire. Il s'agit de transformer ces images en des droites normales au spectre. La lentille cylindrique en donne deux focales rectangulaires.
On utilise pour les diverses radiations les focales (dites principales) parallèles aux génératrices, focales qui sont plus rapprochées de la lentille cylindrique que le foyer de l'objectif. Le spectre est étalé normalement au tableau ; sa position n'est pas la même que sans la lentille cylindrique.
Quand, au contraire, les génératrices de la lentille cylindrique sont parallèles au tableau, on utilise les focales normales aux gêné* ratrices (focales secondaires); le spectre est étalé normalement au tableau sans que sa position soit modifiée.
En définitive, l'appareil se compose d'un objectif achromatique, du prisme à vision directe et de la lentille cylindrique placée dans Tune des orientations susdites; cet ensemble donne un spectre réel étalé dans le sens des raies. On le regarde avec un oculaire positif ordinaire (non représenté).
Le dispositif a été modifié de bien des manières; je n'insiste pas.
5°. — La grande difficulté de la spectroscopie stellaire est le peu de lumière dont on dispose. Il faut augmenter l'ouverture de l'objectif, la quantité reçue étant proportionnelle à son carré.
Les spectroscopes ordinaires à fente montés sur une lunette ont le grave inconvénient que le moindre déréglage de lunette, faisant sortir l'imago de l'étoile de dessus la fente, éteint le phénomène.
D'où la suppression de la fente dans les appareils du genre ci-dessus décrit.
On rencontre alors un autre inconvénient : tout déréglage de la lunette (montée parallactiquement) déplace l'image de l'étoile, et par suite déplace en bloc tout le spectre. D'où impossibilité d'identifier les raies des étoiles avec celles des sources dont nous disposons: on peut seulement faire des mesures différentielles de distances, ce qui, du reste, permet indirectement d'identifier les raies. On tourne parfois la difficulté en s'arrangeant de manière à conserver dans le champ l'image non dispersée de l'étoile : elle peut servir de repère pour les mesures de distances.
331 bis. Prismes objectifs.
Le prisme objectif est un prisme depetitangle (5° à 12°) de grandes dimensions et qu'on place devant l'objectif d'une lunette. Appliquons la formule des prismes d'angles petits :
D=A(/i— 1), ZD=Aèn.
SPECTJtOMETJtES ET S !• ECT80G8A l'UES 467
Soil : A=10"=0,174, en=0,03.
On a: ' SD=0,00522.
Utilisons un objectif de 6 mètres de distance focale.
La longueur du spectre (en centimètres) est : 0,00522x600=3,13 cm.
Le spectre regardé avec l'oculaire grossissant parait donc énorme ; îl est relativement très lumineux.
Le prisme objectif est commode pour l'observation des sources ponctuelles (étoiles) ou quasi linéaires (disque solaire éclipsé); l'absence de fente le rend impropre à l'étude des sources étendues suivant deux directions.
Malheureusement le prisme objectif est coûteux. Il ne permet pas l'emploi d'un spectre de comparaison, puisque tout déplacement de la lunette déplace en bloc le spectre obtenu.
Il présente l'inconvénient que le chercheur doit faire avec le corps
de la lunette un angle égal à la déviation moyenne. Il est parfois nécessaire d'adjoindre un second chercheur pour être sûr de ne pas se tromper d'étoile.
381 ter. Spectroscopes à prismes compensés.
Dans certains spectroscopes de grande puissance, on utilise des triprismes crown-flint-crown, crow-sulfure de carbone-crown, qui ne réalisent pas la déviation nulle pour le rayon moyen (elle n'a alors aucun intérêt), mais permettent d'employer des prismes de très grand angle et d'un flint très dispersif, sans perte trop grande de lumière à l'entrée et à la sortie (fig. 383).
Par exemple, Thollon utilise un triprisme formé de deux prismes en crowo de 31° et d'un prisme en sulfure de carbone de 112". Les prismes extrêmes permettent d'éviter une incidence quasi rasante à l'entrée et à la sortie du sulfure. Pour obtenir une déviation moyenne nulle, il faudrait donner aux prismes de crown un angle beaucoup plus grand, qui transporterait l'arête du prisme total du côté opposé à l'arête du prisme médian (voir Optique géométrique).
332. Remarques sur l'éclat des spectres. i\ — Objets étendus.
Limage réelle est donnée par un objectif d'ouverture O et de distance focale F. Elle se forme sur le plan de la fente du collimateur.
Appelons o et f l'ouverture et la distance focale de celui-ci; le spectroscope est construit de manière que rien de la lumière qui entre clans le collimateur ne soit perdu. Pour utiliser toute la lumière reçue par l'objectif de la lunette, il faut qu'entre les quantités cidessus définies existe la relation :
11 est inutile d'avoir un objectif de collimateur de grande ouverture, si la lunette a un petit objectif; de môme il est inutile d'avoir une lunette à grand objectif si Ton n'utilise pas la lumière qu'elle envoie. Au mieux le spectroscope sera choisi ou construit pour la lunette, celle-ci ayant d'ordinaire plus.de 25 cm. d'ouverture et coûtant notablement plus cher.
On n'oubliera pas que, pour conserver la même netteté, si Ton réduit les dimensions du spectroscope, il faut réduire dans le même rapport la largeur de la fente.
2°. — Objets angulairement très étendus.
C'est le cas de la lumière zodiacale et de l'aurore boréale. Pour l'éclat, il y a désavantage à employer une lunette de projection. On éclaire directement la fente par le phénomène.
Mais alors le spectroscope est intégrant : les radiations émises par les différents points de l'objet lumineux se mélangent; on ne sépare pas l'émission d'une région spéciale.
3°. — Etoiles.
Le rapport o : /'restant le môme, il est avantageux d'augmenter les deux quantités, afin de prendre la fente assez large pour utiliser toute la lumière envoyée par la lunette. On sait que l'image de l'étoile n'est pas un point géométrique. D'autre part, la séparation dépend de l'objectif du collimateur.
Remarque. — : On se livre parfois au petit jeu de déterminer ce qui arrive quand on modifie tel élément du système lunette-spectroscope. En dehors des généralités précédentes, cela me paraît saugrenu, parce que le choix est imposé par les circonstances réelles. On possède une lunette; le poids du spectroscope, par conséquent ses dimensions, se trouvent par le fait déterminés. D'autre part, il est toujours plus sûr d'utiliser un spectroscope éprouvé par l'usage que de faire construire un modèle nouveau, sous le prétexte de gagner epsilon d'éclat.
