SPECTRA OF HIGH & LOW SUN. C-HIGGS

Fig. 43. — Specire solaire à des hauteurs différentes dans la région des raies D, montrant les raics lelluriques (d’après Higgs). ; I (Le)

5. Raiïrs TELLuRIQUES. — Ces raies (ou plutôt ces bandes) dont la découverte remonte à Brewster (1833) sont dues à l'absorption de l'atmosphère terrestre : elles se manifestent en effet avec d'autant plus d'intensité que Le Soleil est plus bas sur l'horizon (fig. 43). — Le phénomène n’est cependant pas tout à fait celui qui intervient dans les expériences de Kirchhoff : ici le gaz absorbant est froid et nullement lumineux. L'interprétation ci-dessus méritait donc une confirma-

tion que Janssen (1) lui apporta en 1863 : près de Genève, un feu de bois, allumé à une distance de 20 km., lui permit de retrouver dans son spectroscope les bandes de Brewster.

Il est important de distinguer ces bandes individuellement et à coup sûr, ne serait-ce que pour les séparer des raies d'origine solaire. Un artifice ingénieux a été imaginé à cet effet par À. Cornu (2) : il suffit d'exécuter côte à côte, sur la même plaque, deux spectres du Soleil, émanant de points respectivement situés aux bords Est et Ouest du disque, pour constater que la plupart des raies de Fraunhofer paraissent, du fait de la rotation solaire, décalées d’un spectre à l’autre : seules les raies telluriques, insensibles bien entendu à cette rotation, ne semblent pas déplacées.

Les bandes ou les raies ainsi mises en évidence, dont le nombre s'élève à environ 6.500 (soit 33 0/0 de l’ensemble du spectre) appartiennent en majorité à la Vapeur d'Eau, bien que les plus remarquables soient dues à l’Oxygène. L'Ozone et l’Acide Carbonique donnent naissance à d’autres bandes; mais il est extrêmement curieux que le reste des constituants atmosphériques, l’Azote, l’Argon, l’'Hélium, le Krypton et le Néon ne se révèle dans le spectre solaire par aucun signe d'absorption.

Les principales bandes de la Vapeur d'Eau sont, dans le spectre visible, avec le système de notation de Fraunhofer :

a 72 « rain band » ©) & L

L'une d’elles, la «rain band » (dans l’orangé, près des raies D) est très visible; elle parait d'ordinaire, ce qui n'a rien d'étonnant, plus intense quand l'air est chargé d’humidité et l’on s’est souvent servi de ce critère pour essayer de prévoir la pluie : malheureusement la règle n’est pas infail-

lible.

(1) On trouvera la bibliographie des travaux de Janssen sur ce sujet dans : P. Sacer, Spectroscopie astronomique, p. 245. (2) Bulletin Astronomique, t. 1, 1884, pp. T4 et 293.

PS (er

Les bandes de l'Oxrygène correspondent aux raies de

Fraunhofer :

A B CO CA al 2 7118-7593 7164-6867 6350-6267 3830-5790 5396-5377

On s’est beaucoup demandé si leur origine est bien uniquement tellurique et si certaines raies de l'Oxygène ne figuraient pas dans le spectre propre du Soleil. La question est intéressante. M. de la Baume Pluvinel(1), au moyen de ballons-sondes, y avait répondu par la négative en ce qui concerne les raies ci-dessus : pourtant de très sérieux indices (triplet À 7772-75) de la présence de cet élément dans le Soleil ont été observés : mais il y a encore à chercher de ce côté.

L'Ozone, qui possède une bande coïncidant pratiquement avec la «rain-band » de la vapeur d’eau, ne manifeste guère autrement son absorption dans le domaine visible ; par contre c’est à lui qu'est dû l'arrêt presque brusque du spectre solaire dans l’ultra-violet (vers À 297), arrêt qui affecte toutes les étoiles.

Quant à l'Acide Carbonique, toutes ses raies sont dans l'infra-rouge : des expériences de laboratoire fort soignées n'ont du moins révélé aucune autre absorption sélective, malgré l'emploi de tubes de 70 mètres de long et de pressions de 18 atmosphères.

6. SPECTRE ULTRA- VIOLET. — Au delà de la raie K du calcium, du côté des petites longueurs d'onde, on peut toujours étudier le spectre solaire par la photographie (2), car les rayons ultra-violets impressionnent encore les plaques, bien que la rétine soit insensible à leur action. Mais ils sont d'autant plus absorbés par Le verre que leur longueur d'onde est plus

(1) Comptes Rendus de l'Académie des Sciences, t. 128, 1899, p. 269.

(2) Directe ou indirecte, par fluorescence.— Les rayons ultra-violets rendent en effet fluorescentes certaines substances : on peut alors photographier (ou même, au début de l’ullra-violet, voir) la lumière secondaire ainsi émise. de longueur d'onde plus grande que les radiations excilatrices. — Pour toute cette question, voir : E. C. G. Bazx, Spectroscopy, 3° éd., 1924, p. 261 (Londres, Longmans Green). Un procédé de ce genre, très pratique, a été employé par MM. J. Duccaux et P. Jeaxrer (Journal de Physique, 6e série, t. If, 4921, p. 156).

Cours d'Astronomie. — BosLEr-nr, 10

courte et, passé À 3450, il faut soit se servir de réseaux concaves (sur métal et sans objectifs) soit plutôt n’utiliser que des prismes de quartz ou de spath, avec des objectifs de quartz (ou mieux constitués par une lentille de quartz et une de spath l’achromatisant) (1).

Les premières recherches relatives au spectre solaire ultravioletont été faites par E. Mascart, À. Cornu et H. A. Rowland: elles leur ont révélé des raies plus nombreuses et plus serrées que celles de Fraunhofer, qu'ils ont désignées d’une façon analogue. Un certain nombre appartiennent au Fer :

L - M N (9) Q AA 3.821 3.727 3.581 3.441 3.287 r S $ T l U A1 3.145 3.100 3.048 3.021 2.995 2.948

d’autres à d’autres éléments : la raie P À 3.361 au Titane, les raies R À 3.181 et À 3.179 au Calcium, etc.

Quelle que soit cependant la transparence de l'appareil, le spectre s'arrête assez brusquement vers À 2.950. Comme beaucoup de corps terrestres, certainement présents dans le Soleil, émettent des radiations plus courtes, cette limitation, que manifestent aussi les spectres stellaires (2), ne peut venir que de l’atmosphère : on s’en aperçoit notamment à ce que le spectre s’étend plus loin, à hauteur égale du Soleil, l'hiver que l’été, en raison sans doute de la plus grande humidité de l’air durant la saison chaude. On constate aussi qu'à mesure qu'on s'élève dans l'atmosphère, soit en montagne, soit en ballon, le spectre s’allonge dans l’ultra-violet. Cornu (3) a étudié le phénomène : 1l a trouvé qu’à un accroissement d'altitude de 896 mètres répond à

e peu près un allongement spectral de 10 A.

Cette oblitération, commune à tous Les spectres célestes,

(1) On peut ainsi aller jusqu’à À 2150 environ, point auquel on est arrêté par l'absorplion due à la gélatine de la plaque photographique (Bazy, loc. cit., p. 263). Mais le spectre solaire ne va pas jusque-là.

(2) Le spectre de Véga, très intense pourtant dans le violet, ne s'étend guère au delà de À 2970.

(3) TH. Lymax, L'Ultra-violet, Paris, 1924 (Alcan), p. 95.

de la partie ultra-violette extrême est d'autant plus fâcheuse qu'aux hautes températures correspondent des spectres très riches en radiations courtes : on s’est donc demandé quel élément de l'atmosphère il fallait incriminer. — Il est établi aujourd'hui que l'Ozone possède dans ce domaine — de À 2.850 à À 2.330 — une bande d'absorption très intense. Des recherches ont été entreprises là-dessus dans ces derniers temps par MM. H. Buisson et Ch. Fabry (1) : elles ont montré qu’une couche d'ozone pur (dans les conditions normales) de 3 millimètres d'épaisseur suffirait à rendre compte de la disparition du spectre solaire entre À 2.900 et À 2.100 : la région de l'atmosphère où se fait l'absorption se trouve localisée dans les hautes altitudes, ce que l'influence ionisatrice de la lumière solaire suffit à expliquer. Au delà de À 2.100, jusque vers À 2.020 (2), l'absorption parait due au gaz ammoniac ; plus loin encore, le problème est à ‘étude (3).

La diffusion moléculaire joue d’ailleurs dans tout cela un rôle important : d'autant plus forte que la longueur d'onde est plus courte, elle s'exerce surtout sur les radiations les plus réfrangibles (d’où la couleur bleue du Ciel), ce qui revient à dire que les radiations de cette nature, émanées du Soleil, ne nous parviennent de toute façon que fort affaiblies.

7. SPECTRE INFRA-ROUGE. — Le domaine infra-rouge est, lui aussi, accessible à la photographie, mais avec des précautions spéciales. Les plaques ordinaires ne sont en effet sensibles qu'aux radiations plus courtes que À 5.000 environ : on les sensibilise pour-le vert, le jaune ou le rouge au moyen de colorants variés, tels que le Pinaverdol, le Pinacyanol ou la Dicyanine, opération qui se pratique aujourd’hui couramment. Certaines de ces tentures permettent, avec des poses très prolongées, d’atteindre l’infra-rouge, jusque vers À 10.000 et constituent alors une méthode d'investigation précieuse.

(1) Journal de Physique, (6), t. II, 1921, p. 197.

(2) J. Ducraux et P. Jeanrer, Journal de Physique, (6), t. 1V, 1993, D: 4145:

(3) P. LamBerT, G. DÉJARDIN, D. CHALONGE, Comptes Rendus, t. 177, 1923, p. 751.

148 COURS D'ASTRONONMIE

Les premiers travaux entrepris dans la voie de la photographie de l'infra-rouge sont peut-être ceux de Sir W. de W. Abney (1) qui réussit à enregistrer 200 raies du spectre solaire entre la raie À et. À 9.800 et qui atteignit même un. peu plus tard À 27.000. La méthode d'Abney est très compliquée. et il ne. semble pas, à notre connaissance, qu'elle ait jamais été reprise depuis avec un semblable succès. Aussi se contente-t-on le plus souvent d'employer des teintures du genre de celles mentionnées ci-dessus (2).

Mais il y à d’autres procédés. On a mis à profit une propriété des substances phosphorescentes. Si, sur une plaque phosphorescente, on projette un spectre infra-rouge, la phosphorescence est éteinte partout où 1l y a des radiations infra-rouges et subsiste aux endroits où existent des bandes d’absorption : en photographiant la plaque, on obtient alors indirectement le spectre cherché : M. Fomm (3) a pu aller ainsi jusqu'à À 9.500. — La même limite a été atteinte par G. Millochau (4) avec des plaques insolées, c'est-à-dire légèrement voilées, dont les rayons infra-rouges ont aussi la particularité de diminuer le voile.

On a enfin utilisé la méthode du bolomètre (5). Nous aurons lPoccasion de revenir sur ce merveilleux instrument qui, fondé sur la variation de résistance électrique d’un mince fil de platine avec la température, joue un peu ici le rôle d’une pile thermo-électrique. En utilisant comme milieu dispersif de son spectroscope un prisme de sel gemme (6), avec des miroirs au lieu d'objectifs, S. P. Langley a pu

(4) Philosophical Transactions of the Royal Society of London, t. 171, 1880, p. 653 et t. 177 A, 1886, p. 457.

(2) On trouvera ces procédés dans : Lick Observatory Bulletin, LV, 1909, n°169, p. 151 (Procédés Wallace pour le vert, le jaune. le rouge et le début de l’infra-rouge). — Pour l'infra-rouge seul, jusque vers } 10000, voir : Keivi Burns, Publications of the Astronomical Society of the Pacifie, +. XXXII, 1920. 37.

(3) Thèse, Münich, 1890.

(4) Comptes Rendus de l'Académie des Sciences, &. 142, 1906, p. 1407, t. 143, 1906, p. 108, t. 144, 1907, p. 725.

(>) Voir plus loin p. 223. Et aussi Bazy, ouvrage cité, p. 219.

(6) Au delà de À 25000, le verre n’est plus guère transparent pour l'infra-. rouge.