NT
suivant que x est pair ou impair.
Si / = d, c'est-à-dire si les‘fils sont séparés par des intervalles égaux à leur épaisseur, l'intensité de l’image centrale
1 : : : - { est—, celle de l’image diffractée du premierordre — et celle
(1) Astronomische Nachrichten, t. 154, 1901, nos 3689, 3690, 3691, M'ONT (2) Astronomische Nachrichten, t. 186, 1910, n0 4452, p. 177.
de toutes les images diffractées d'ordre pair est nulle (4).
Or si l’on met la plaque légèrement hors du foyer, d'une quantité appropriée, les diverses couleurs des spectres du premier ordre se confondent pratiquement et ces spectres apparaissent comme des taches tout à fait analogues à l'image
{ oi
appelant m, m, et m, les grandeurs des images d'une étoile sans écran, avec écran, puis de l’image diffractée du premier ordre, on a donc, d’après la formule de Pogson :
: je 1 ’ centrale, sauf que leur intensité est — au lieu de
{ r m—m=2,5log + — 1,505
m — M: — 2,5 log ne — 2,186 Nu — M: —= 0,981.
On considère alors l'ensemble des images diffractées du premier ordre comme un cliché, l’ensemble desimages centrales comme un autre et les différences m1, — m1, — 0,981 jouent le rôle de la constante d’écran de tout à l'heure, avec cet avantage qu'on n’a posé qu'une seule fois; on va plus vite, mais surtout l'état du ciel et la durée de la pose sont absolument identiques pour les deux séries d'images.
Toutes les méthodes, fondées sur l'emploi de la photographie, que nous venons de décrire donnent directement les grandeurs photographiques : elles peuvent aussi, comme nous l’avons dit à propos des indices de coloration, donner les grandeurs visuelles (2) : il suffit de se servir de plaques orthochromatiques et d’interposer devant la plaque un écran jaune approprié, tel que Les couleurs agissant sur la plaque soient sensiblement les mêmes que celles qui affectent l'œil. C'est là un procédé de plus en plus employé.
13. Paoromètres À SéLénium. — Mais si l’œil entraine des équations personnelles, la photographie, elle aussi, offre de
(1) Voir par exemple : H. Bouasse, Cours de Physique, t. IV, Paris (Delagrave), p. 337.
(2) Ou plutôt « photo-visuelles ».
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graves inconvénients. La sensibilité des plaques est très variable et les. opérations de développement, fixage, lavage, etc., sont loin de donner toujours les mêmes résultats, en dépit de toutes les précautions. L'emploi des appareils à Sélénium évite ces difficultés, tout en éliminant également la personnalité de l'observateur.
Le Sélénium est un métalloïde de la famille du Soufre qui, comme ce dernier, se présente sous différents états allotropiques. Sa forme cristalline possède la propriété de changer de résistance électrique sous l'influence d’une excitation lumineuse. Un morceau de Sélénium convenablement préparé, intercalé dans un circuit électrique contenant une pile, révélera donc les fluctuations de son illumination par celles de l'intensité qui parcourt le fil, intensité que l’on mesure à l’aide d'un galvanomètre sensible (1).
Tel est le principe de la méthode qui a permis à M. Joël Stebbins (2) de découvrir le minimum secondaire d’Algol, lequel avait échappé à tous les autres observateurs. L’appareil consiste en une plaque isolante revêtue d’un double enroulement superficiel formant deux circuits de fils métalliques ne se touchant nulle part. L’un d’eux est réuni au pôle positif d’une pile ordinaire, l’autre au pôle négatif et la plaque isolante est recouverte d’une couche de Sélénium, spécialement préparé et remplissant les interstices des deux fils. C’est sur cette plaque que tombe la lumière : on la place un peu en dehors du foyer de la lunette d'observation, de façon que le faisceau couvre entièrement la matière sensible. La préparation du Sélénium à employer ici est d’ailleurs délicate : les renseignements que donnent la plupart des mémoires originaux sont très succincts et les tours de main nécessaires sont la propriété de quelques maisons spéciales.
Malgré leurs qualités, les appareils à Sélénium ont de sérieux défauts :
(4) G.-H. Mncnin, Proceedings of the Royal Society of London, . t. LVIII, 4895, p. 142 et t. LIX, 1896, p. 231.
(2) Astrophysical Journal, t. XXVII, 1908, p. 183 ; t. XXXIT, 1940, p. 485 et t. XXXIX, 1914, p. 459. Voir aussi : Popular Astronomy, LAXIX19115p 1.
1° La sensibilité dépend de la température : elle peut ainsi varier dans la proportion de 1 à 100. [1 faut maintenir l'appareil à 0°, dans un mélange réfrigérant ;
2° Le courant électrique doit être établi 30 minutes avant l'observation, car ce n’est qu'après ce laps de temps que la résistance de la cellule est stationnaire ;
3 Les « cellules » au Sélénium «se fatiguent » : après 10 secondes d'exposition, il faut attendre 1 minute pour que la sensibilité primitive revienne.
On à préconisé récemment un nouveau produit analogue au Sélénium, l’Oxysulfure de Thallium dont on à fabriqué les cellules Thalofid. Ces cellules, construites en Amérique par la maison Case, ont été étudiées par M. W. W. Coblentz (1) : leur sensibilité est maximum pour À — 1 4, c’est-à-dire dans l’infra-rouge. Mais elles participent aux inconvénients du Sélénium et ceux-ci leur ont fait préférer les cellules photoélectriques.
14. CELLULES PHOTO-ÉLECTRIQUES. — On savait depuis longtemps (Effet Hertz-Hallwachs, 1888) que la lumière ultraviolette, a la propriété de décharger les conducteurs métalliques chargés négativement. Mais ce sont principalement les travaux de Stoletow ou d'Elster et Geitel (2) qui, commencés vers la même époque, ont, après bien des perfectionnements, abouti (1912), au précieux appareil actuel où la lumière visible — et non plus seulement les rayons ultraviolets — provoque un courant électrique mesurable directement.
Une cellule photo-électrique (3) est constituée par une ampoule de verre remplie d’un gaz inerte (argon, hélium....) à faible pression (de 0,5 mm. à 1 mm. de mercure). L’ampoule (fig. 19) est munie de deux prises de courant en platine
(1) Publications of the Bureau of Standards, S. 380, 1920.
(2) Physikalische Zeitschrift, +. XII, 19142, p. 468 et t. XIV, 1943, Ale
(3) Voir pour loute celte question : A.-L. Hucues, Photoelectricity, Cambridge, 1914 (University l’ress), et aussi au point de vue plus spécialement envisagé ici : G. Roucier, Bulletin de la Société Astronomique denfimance; 139, 1925,-p.158.
PHOTOMÉTRIE ASTRONOMIQUE vor qui traversent le verre et aboutissent intérieurement, l'une à un dépôt d’un métal a/calin (1) (Potassium, Sodium, Cæsium, Rubidium...), l'autre à une électrode d'aluminium ou de nickel, en forme d’anneau ou de grille, qui sert à recueillir les charges émises par le métal du dépôt.
Sous l'action de la lumière, le métal alcalin émet des électrons négatifs en nombre d'autant plus grand qu'il est plus fortement illuminé. S'il a été par ailleurs chargé (à l’aide d'une batterie d’accumulateurs) à un potentiel négatif, l’autre électrode se trouvant au potentiel du sol, il en résulte, entre les deux électrodes, un champ électrique dans le sens de la flèche F (fig. 19). Les électrons, entrainés en sens opposé, suivent alors les lignes de force et viennent se fixer à l’anode À qu'ils tendent à charger négativement, dès qu'on interrompt la communication avec la Terre. Si maintenant on évalue au moyen d'un électromètre très sensible, la quantité d'électricité négative ainsi apportée à l’anode par seconde, on peut en déduire l'intensité de la lumière incidente.
F'ectrdmetre
= Fr 5 — ü “ ae C =P be = me En DJo/ I VPEIPIEP TL V Fig. 20. — Principe des Photomètres à cellule photo-électrique.
Réduit à sa plus simple expression, le montage de l'appareil est en somme celui ci-contre (fig. 20), en supposant qu’on se serve d’un électromètre à quadrants. En C se trouve une
(1) Les autres métaux re sont guère sensibles qu'aux rayons ultraviolels.
clef qu’on ouvre au moment de faire la mesure : celle-ci peut consister à déterminer le temps nécessaire pour produire une certaine déviation de l’aiguille de l’élegtromètre : une simple division donne alors l’intensité du courant électronique, en ampères, si l’on a choisi convenablement les unités.
15. Prorriérés Des CELLULES Pnoro-ELecrriQues. — Un point très important est la proportionnalité sensiblement rigou-
reuse (fig. 21) qui existe entre l'intensité de la lumière et
Proportionnelite du courant photo-électrique à l'intensité lumineuse (d'après M° RouGier) Abscisses: /ntens/tes lumineuses
; ns unités arbitraires Ordonnées: /ntensites de courent
DCE
celle du courant produit. De plus, c’est la quantité totale de lumière incidente,: quelle que soit sa répartition sur la surface sensible, qui agit : on n’a donc pas besoin de placer la cellule exactement au foyer de la lentille ou de l'objectif qui sert à recueillir la lumière à étudier. Un bon objectif ou un mauvais donnent les mêmes résultats, pourvu que l’image tombe tout entière sur le métal alcalin. Il y a là un avantage précieux en vue de l’utilisation des instruments astronomiques de grandes dimensions, mais défectueux au point de vue optique, comme on en a souvent malheureusement quelques-uns dans la plupart des Observatoires.
‘ho
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Cette proportionnalité (1) du courant à la quantité de lumière est à rapprocher du fait découvert par Lenard en 1902, que la vitesse de projection des électrons émis par le métal ne dépend pas de l’éclairement: c'est leur nombre qui seul en dépend directement : on comprend dès lors que la concentration plus ou moins grande du faisceau en tel ou tel point de la surface frappée n’intervienne pas. Quant à la vitesse des électrons, elle est liée au «potentiel d’ionisation » (2) du métal alcalin, c'est-à-dire en somme à des phénomènes intérieurs à l'atome.
ER 280 Na 240 K 160 Rb 120 Cs
