PLANCHE III

PITICTIE .i Hess 4

Photomètre à cellule photo-électrique de M. G. Rougier (Cliché de M. G. Rougier).

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plus forte qu'avec Le Sélénium : la grandeur d’une étoile de 5° grandeur peut ainsi être évaluée, à l’aide d’une lunette de 12,5cm. d'ouverture avec une erreur probable de + 0,003 gr. sur chaque détermination isolée (1). À Berlin-Babelsberg (2), où existe un appareil de ce genre extrèmement bien étudié (lunette de 30 cm.), on observe des étoiles variables atteignant presque la 8° grandeur.

18. MicROPHOTOMÈTRE ENREGISTREUR. — Cet appareil constitue une nouvelle et très intéressante application des cellules photo-électriques. Il a pour but, étant donné un cliché pho- . tographique quelconque, d'obtenir une courbe figurant avec une amplification très grande la répartition des opacités tout le long d’une droite arbitraire du cliché, donnant par exem-

ple la distribution des intensités lumineuses au voisinage d’une raie spectrale.

Le cliché est, à cet effet, disposé sur un porte-plaque horizontal, entrainé dans son plan par un moteur électrique. Une puissante source lumineuse (lampe Nernst) l'éclaire de bas en haut; deux petits diaphragmes isolent à chaque instant sur la plaque une région très petite de 5uX<56u et l'image de celle-ci est projetée par une lentille sur une cellule photo-électrique. Le courant variable produit fait alors osciller le fil de quartz d'un électromètre à corde et les déplacements du fil viennent s'enregistrer, grâce à un dispositif optique approprié qui les agrandit 100 fois, sur une feuille de papier sensible, mobile en même temps que la plaque (3) (fig. 24).

Les courbes finales ont environ 3 centimètres de haut. Elles peuvent servir à déterminer avec une précision de tout premier ordre la position exacte d'une raie d’un spectre (4).

(4) W. W. CamrseLz, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, t. XXV, 1943, p. 275.

(2) P. Gurunicx et R. PræGer, Verü/fentlichungen der X. Sternwarte zu Berlin Babelsberg, Band I, 1914, Heft 1.

(3) Annalen der Physik, 4e Folge, Bd. XXXIX, 1912, p. 45.

(4) C’est ainsi qu'on a employé un artifice analogue au Mont Wilson dans l’étude du champ magnétique solaire (Voir p. 284).

On peut aussi les employer à la mesure photographique des

parallaxes, qui se ramène en somme à la détermination exacte

des centres des deux images successives de l'étoile étudiée.

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Fig. 24. — Courbes figurant l'intensité lumineuse dans des spectres d'étoiles et obtenues à l’aide du microphotomètre de M, Sampson

(d’après les Monthly Notices).

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19. SPECTROPHOTOMÉTRIE, — Il est vite devenu indispensable de pouvoir mesurer non plus seulement l'intensité de la lumière globale des astres, mais celle de leurs différentes radiations et cela afin de connaitre la répartition de l’énergie dans le spectre. Tel est le but de la Spectrophotométrie.

Un des appareils les plus simples (1) qui aient été imaginés dans ce but est Le spectrophotomètre de Crova. Son organe principal est un spectroscope ordinaire dont on place, comme d'habitude, la fente dans le plan focal de la lunette astronomique d'observation : la première moitié de cette fente reçoit directement là lumière de l'étoile étudiée ; devant la seconde est disposé un prisme à réflexion totale qu'éclairent latéralement les rayons d’une source de comparaison artificielle : celle-ci n’est autre qu'une petite lampe électrique dont un rhéostat et un ampèremètre contrôlent la consommation ; deux nicols croisés, munis d’un cercle divisé, permettent — comme dans le photomètre de Zôllner — de faire varier à volonté l'intensité de la lumière.

Les deux spectres à comparer se trouvent ainsi contigus dans toute leur longueur (2) et la lumière de l'étoile ne subit aucun affaiblissement. En enlevant le prisme on peut employer le spectroscope à son usage habituel.

Le photomètre hétérochrome de M. Ch. Nordmann (3) repose sur un principe tout différent : plus expéditif que l’appareil précédent, il ne permet par contre que l'étude de trois régions spectrales déterminées. En avant du foyer de la lunette principale est disposée une petite lame à faces parallèles, inclinée à 45° qui laisse passer, par transparence,

(1) Nous nous limitons ici aux instruments applicables aux éloiles. On pourrait évidemment concevoir l'exploration du spectre au moyen de piles thermo-électriques etle bolomètre de LanGzey (voir p.223), dont les informations sont si précieuses en Physique Solaire, est lui-même un spectrophotomètre. Mais les spectres stellaires sont trop faibles pour de tels appareils.

(2) I est malheureusement difficile d'égaliser ainsi sur une base si étroite les deux spectres : aussi préfère-t-on aujourd’hui dans les laboratoires de Physique les spectrophotomètres à cube de Lummer-Brodhun, analogues en principe au microphotomètre Fabry-Buisson. Voir Cu. Fasry, Leçons de Photométrie, Paris, 1924 (édit. Revue d'Optique), p. 80.

(3) Bulletin Astronomique, t. XXVI, 1909, p. 158.

la lumière de l’astre et permet de voir en même temps, par réflexion, une étoile artificielle (lampe à incandescence) : deux nicols croisés font varier l'éclat de cette dernière au gré de l'observateur. Afin de mesurer l'intensité lumineuse de régions différentes du spectre, M. Nordmann intercale entre la lame à faces parallèles et l’oculaire, successivement, trois écrans interchangeables, rouge, vert et bleu, ne laissant passer chacun qu'un domaine spectral défini. Ces écrans sont constitués par de petites cuves en verre, remplies de solutions appropriées de teintures d’aniline. L'écran rouge laisse passer toutes les longueurs d’onde supérieures à À 5.900 et arrête les autres; l'écran vert transmet seule la partie du spectre comprise entre à 5.900 et x 4.900; enfin l'écran bleu ne transmet que les radiations de longueur d'onde inférieure à À 4.900.

Pour étalonner l'instrument, on rapporte ses indications aux intensités lumineuses qu'aurait, dans les domaines spectraux étudiés (1>> 5.900, À compris entre 5.900 et 4.900, À << 4.900), un corps noir porté à une température connue. Ce dernier peut être un four électrique dont un pyromètre Féry (fondé sur la loi de Stefan) donne la température : comme la répartition de l’énergie dans le spectre du corps noir est connue, pour toutes les températures, par la loi théorique de Planck, on a ainsi facilement l’échelle désirée.

20. APPLICATION A L'ÉVALUATION DES TEMPÉRATURES STELLAIRES. — On peut évidemment, si l'on connaît la répartition de l'énergie dans le spectre d’un astre et st l’on admet qu? ce dernier rayonne sensibement comme un corps noir, avoir une idée de sa température, en comparant la courbe obtenue à la série de celles que Les lois théoriques du rayonnement fournissent pour les corps noirs.

Tel est le principal usage du photomètre de M. Nordmann. Celui-ci remarque que, lorsqu'on parcourt la série des courbes d'énergie de corps noirs de températures croissantes, le rapport des intensités — c’est-à-dire des quantités d’énergie rayonnées — correspondant à deux longueurs d'onde fixées a priori, varie régulièrement. Par exemple, le rapport des

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intensités relatives aux longueurs d'onde À 6.500 et À 4.500, rapport qu'on peut appeler ® , est d'autant plus faible que

la température est plus haute et la loi de sa variation est connue par la formule de Planck. Inversement, de la valeur du rapport on peut déduire la température de l’astre étudié.

Dans la pratique, M. Nordmann procède par une extrapolation que légitime le fait que la Loi de Planck a été théo-

riquement démontrée. Il mesure le rapport relatif à ses B

deux écrans rouge et bleu, pour une suite de sources de températures connues (allant jusqu'à 3.600. C.); il prolonge alors la courbe trouvée — presque une droite, si l’on envi-

: E sage non pas directement =, mais son logarithme — et il B

s’en sert pour évaluer les températures absolues répondant aux intensités Ek et FE, données par les étoiles observées. C’est par cette méthode expéditive que MM. Ch. Nordmann et Ch. Le Morvan (1) ont obtenu, pour un grand nombre d'étoiles de types spectraux variés, des températures analogues à celles trouvées un peu auparavant — et aussi après — par Wilsing et Scheiner (2), à Potsdam.

Wilsing et Scheiner opéraient d’ailleurs par une méthode assez analogue ; mais ils mesuraicnt dans chaque spectre l'énergie émise par 5 radiations (et non pas seulement par 2). En tenant compte de minutieuses corrections, ils ont ainsi déterminé la température de 109 étoiles et leurs chiffres ont été longtemps considérés comme les plus sûrs qu'on possédât.

Plus récemment, M. R. A. Sampson (3) s’est proposé — perfectionnant des recherches antérieures de M. Rosenberg — d'étudier des clichés spectroscopiques d’étoiles au moyen

(1) Comptes Rendus, t. 173, 1921, p.72 et volumes suivants, passim.

(2) I. Scneiner, Populäre Astrophysik, Leipzig, 1908 (Teubner), p. 614: J. Wisixc et J. Scneiner, Publikationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam, t. XIX, 1909, no 56. Voir aussi, même recueil, t. XXIV, 1919, n° 74.

(3) Monthly Notices of the R. A. S.,t. LXXXIIT, 1923, p. 174.

d'un microphotomètre enregistreur (fig. 24) et d'en déduire la répartition des intensités selon les longueurs d'onde. Ce travail exige bien entendu l'application, toujours délicate, des lois du noireissement des plaques photographiques; mais il peut être mené à son terme. Allant plus loin, M. Sampson a cherché à tirer de ses courbes la température : il se sert lui aussi de la formule de Planck ; seulement il ne suppose pas complète l'assimilation avec les corps noirs et il tient compte des écarts possibles par un facteur assez compliqué dont les observations lui donnent la valeur. Afin d'éliminer les variations de la transparence atmosphérique, il n’établit ses résultats que par comparaison des étoiles à étudier avee une d’entre elles, de type solaire (Capella), dont il prend Ia température comme base. Les chiffres que trouve ainsi M. Sampson diffèrent souvent de ceux des autres expérimentateurs ; ils s'accordent avec eux dans l’ensemble.

21. Onsecrions. — Presque tous les procédés employés pour mesurer les températures stellaires reposent sur une comparaison (et souvent sur une assimilation) des étoiles avec les corps noirs de la Physique. On peut se demander jusqu'à quel point cette hypothèse est fondée (1).

On conçoit assurément qu’une masse gazeuse dont la densité croit de la périphérie au centre — condition certainement réalisée dans les étoiles — absorbe en totalité les rayons lumineux qui y pénètrent suivant les lois ordinaires de la réfraction (2) : il est naturel qu'un tel corps ressemble à un corps « noir ». Le Soleil, dont la « température » diffère assez peu quelle que soit celle des lois du rayonnement noir à laquelle on s'adresse pour la déterminer, semble confirmer cette idée (3). Les mesures interférentielles de diamètres d'étoiles par M. Michelson plaident dans le mème sens : les chiffres obtenus sont en effet fort voisins de ceux que l’assimilation aux corps noirs permettait de prévoir.

(1) P. Sacer, Bulletin de la Société Astronomique de France, 1. 36, 1922, p. 150 et t. 38, 4994, p. 57.

(2) Voir p. 206.

(3) Voir p. 230.

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Ces raisons ont souvent paru péremptoires; des objections ont surgi cependant. On a fait remarquer que les atmosphères stellaires à absorption sélective sont parfois très épaisses : elles peuvent visiblement altérer assez le spectre pour ôter aux mesures d'intensité toute base précise. Mais il y à plus : si la forme de la courbe spectrale d'énergie rappelle d'ordinaire celles de Planck, les cas sont nombreux où toute comparaison est impossible (1). Enfin la notion même de température prête à des ambiguïtés : la plupart des expérimentateurs estiment que leurs recherches se rapportent à la source lumineuse donnant le spectre continu, analogue à la photosphère solaire ; mais celle-ci n'est pas définie elle-même avec précision.

La seule manière de sortir de toutes ces difficultés semble être, comme souvent en pareil cas, de recourir à une convention et d'introduire, ainsi qu'on le fait en Physique Solaire, la « Température Effective », c'est-à-dire la température qu'aurail un corps noir qui nous enverrait, de l'étoile, le rayonnement total que nous en recevons effectivement.

22. MESURE DIRECTE DE LA CHALEUR RAYONNÉE PAR LES ÉTOILES. — Pour déterminer la température effective du Soleil, on mesure, nous le verrons, la quantité de chaleur qu'il rayonne vers nous dans l’unité de temps (ou la « constante solaire »). Il serait à désirer qu'on possédâät pour les étoiles une donnée analogue : la faiblesse de leur rayonnement rend cette recherche fort délicate.

L'emploi des piles thermo-électriques est tout indiqué. D'abord elles absorbent et permettent de déceler toutes les radiations à la fois, aussi bien infra-rouges que visibles ou ultra-violettes. Ensuite le courant produit est strictement proportionnel à la, quantité fotale d'énergie reçue, ce qui n'est pas le cas avec les autres appareils photométriques, plus ou moins sélectifs, que nous avons décrits.

Les premiers essais dans cette voie sont dus à Huggins : un petit couple Bismuth-Antimoine lui permit d'étudier avec:

(t) J. Batuzaun, Bulletin Astronomique (nouvelle série), t. IV, 1924, p.215.

succès quelques belles étoiles. E. F. Nichols (1) reprit ces expériences à Yerkes en remplaçant la pile par un radiomètre à palettes très sensible. Plus tard, en 1913, A. Pfund (2) remarqua à Allegheny que le vide augmentait beaucoup la sensibilité des couples thermo-électriques (3) : il logea donc les siens dans des ampoules évacuées et réussit ainsi, en se servant d’un galvanomètre d’Arsonval ordinaire, à obtenir sur l'échelle une déviation du spot de 1 millimètre avec une bougie placée à 13 kilomètres. Véga lui en donna une de 7,5 mm.

Parmiles travaux récents, nous citerons ceux de M. W. W. Coblentz (4) qui s'est, depuis 1913, spécialisé dans la question.«La pile thermo-électrique de son appareil est contenue dans une ampoule vide d’air, fermée par une fenêtre en fluorine : le vide une fois réalisé, on le maintient au moyen d’un morceau de calcium métallique qu'on chauffe de temps à autre et qui suffit à absorber les gaz résiduels. M. Coblentz n'emploie qu’un seul couple, extrêmement petit, de l'ordre de 0,2 mm. de diamètre (celui des fils métalliques ne dépasse pas 0,02 mm.) afin de diminuer la capacité calorifique et aussi la conductibilité. La nature de l’élément influe relativement peu. M. Coblentz se sert d’un couple Bismuth-Platine Rhodié. La sensibilité de l'appareil est environ, grâce aux précautions prises, 150 ou 200 fois plus grande que celle du radiomicromètre de Nichols : si l’on emploie un galvanomètre donnant une déviation de 1 millimètre pour un courant

(1) Astrophysical Journal, t. XII, 4901, p. 101.

(2) Publications of the Allegheny Observatory, t. HT, 1913, p. 43.

(3) Cette sensibilité est limitée notamment par les pertes calorifiques. Or celles-ci proviennent de trois causes : 49 courants d’air (convection) ; 2° conductibilité thermique ; 30 radiation de la surface exposée aux rayons. Cette dernière cause est inévitable ; restent les deux autres dont la première est de beaucoup la plus importante. M. Moi a ainsi trouvé (vide infra) que le seul fait de placer ses couples dans le vide multipliait leur sensibilité par 300.

(+) Popular Astronomy, t. XXXI, 1923, p. 105. On trouvera là une bibliographie très complète du sujet, avec la liste des mémoires originaux de M. Co8cenrz (parus surtout dans le Bulletin du Bureau of Standards de Washington, tomes 9 à 11).

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de 5.10!" ampères, on obtient ainsi, avec Les étoiles, des courants du même ordre (1).

Ces recherches ont montré que deux étoiles de même classe spectrale et de même grandeur photométrique émettent rarement la même quantité d'énergie. De plus M. Coblentz, en intercalant entre le miroir du télescope employé et la pile, une cuve pleine d’eau de 1 centimètre d'épaisseur (arrétant les rayons infra-rouges) a pu déterminer la proportion respective des radiations visibles et obscures que nous envoient les étoiles des diverses classes spectrales (2) ; les chiffres trouvés par lui ont été : Etoiles blanches (B, A) : 58 à 69 0/0 ; Etoiles jaunes (F,G, K) : 32 à 48 0/0 ; Etoiles rouges (M) : 21 à 29 0/0. — Il y a là sans doute un moyen précieux pour déceler les compagnons invisibles (ou peu visibles) de certaines étoiles brillantes, telles que Sirius : moins chauds et souvent aussi gros que l'étoile principale, ils ont un rayonnement calorifique proportionnellement plus intense qui se révèle aussitôt par une élévation insolite du chiffre observé (3). |

Une série d’études analogue encore en cours (comme les précédentes d’ailleurs) a été entreprise au Mont Wilson par MM. E. Pettit etS. B. Nicholson (4), au moyen du Télescope de 100 pouces : ces astronomes, qui s’attachent aussi à l'enregistrement photographique des phénomènes, sont déjà parvenus dans cette voie à des résultats très intéressants dont il y a sans nul doute beaucoup à espérer.

Nous devons enfin mentionner tout spécialement les recherches de M. W.J. H. Moll (5) qui s’est surtout préoccupé d’accroitre, en même temps que la sensibilité, la rapidité et la sûreté des indications de ses couples. En employant des

(4) 15.10—10 amp. pour Betelgeuse, 5.1071° pour Capella, par exemple.

(2) Voir page 487.

(3) Cogcenrz, loc. cit., p. 111.

(4) Astrophysical Journal, t. LVI, 1922, p. 295. — Cet article, très détaillé, expose en particulier la manière de réaliser les couples excessivement petits dont nous avons parlé.

(5) W. J. H. Morz et H. C. Burcer, Philosophical Magazine, série 6, t. L, 1995. Et aussi Revue d'Optique, t. 4, 1925, p. 562.

couples soudés à l'argent, excessivement petits, M. Moll à pu. à la fois Leur assurer une très faible capacité calorifique et réduire grandement Les pertes de chaleur par conductibilité : le couple est placé dans une ampoule vide d'air qui, par suite du peu de fusibilité de l'argent, peut être chauffée durant l'évacuation, ce qui est nécessaire pour éviter que l'air ne reparaisse à la longue. D'autre part les galvanomètres très sensibles sont le plus souvent très instables et leur précision devient, de ce chef, parfois illusoire. M. Moll en a construit un (1), du type Deprez-d'Arsonval, que ne troublent d’une façon appréciable ni les vibrations mécaniques ni les champs magnétiques parasites extérieurs (voitures, tramways électriques, ete.). Cet instrument fournit presque instantanément ses indications et son zéro ne varie pas. L'ensemble du galvanomètre et de la pile de M. Moll présente donc, à beaucoup d'égards, sur les appareils existants, d'incontestables avantages.

23. MesuRE DE RAYONNEMENT PROPRE DES PLANÈTES. — Les piles. thermo-électriques ont également été appliquées par certains des auteurs cités ci-dessus (2) à l'étude des Planètes.

L'énergie que nous envoie une planète a deux origines : une partie provient du Soleil (par réflexion), une autre de la planète elle-même (en raison de sa température propre). Or on peut calculer, en fonction de la distance au Soleil et en s'appuyant sur Les lois des cocps noirs, quel est l’ordre de grandeur de la température qu’aurait un corps à peu près noir placé à un endroit donné du Système Solaire : il ne s'agit jamais que de quelques centaines de degrés absolus, tout au plus. Le rayonnement correspondant est presque tout entier infra-rouge et de longueur d'onde certainement supérieure à 5 uv. Une épaisseur d’eau de 1 centimètre, qui arrête toutes les radiations plus longues que 1,4 , ne saurait

(1) Proceedings de l'Académie des Sciences d'Amsterdam, t. 16, 1913, p. 449.

(2) W. W. Coscenrz et C.-0. Lamecann, Lowell Observatory Bulletin, LI, no 85, 1925. Et aussi W.-W. CosLentz, Popular Astronomy, - XXXI, 1923, p. 144 ett. XXXIIL, 1925, pp. 310 et 363.

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donc le transmettre. On peut dès lors, si l’on a mesuré le pourcentage de l'énergie solaire directe qui nous parvient après avoir traversé une cuve d’eau de 1 centimètre et le pourcentage de l'énergie planétaire transmise dans les mêmes conditions, calculer la fraction du rayonnement émis par la planète, qui nous vient du Soleil par réflexion : on en déduit, par différence, le pourcentage de ce rayonnement qui est dû à la planète elle-même.

On obtient ainsi, non pas certes une idée bien précise de la température de chacune des planètes, du moins un chiffre qui permettra sans doute bientôt de l'évaluer avec quelque

sûreté (1). Nous donnerons, à propos de chaque planète en particulier, Les résultats trouvés par cette méthode.

(1) M. H. N. Russezz a notamment suggéré, pour les « températures effectives », un procédé de calcul fondé sur les lois du rayonnement des corps noirs. Ce procédé a été appliqué aux diverses planètes par M. D. H, Menzez (Astrophysical Journal, t. LVII, 1993, p. 65).