Luminosiré DES specrroscopes. — On sait que la luminosité

d’un appareil photographique ordinaire est proportionnelle

, » D L NES au carré du rapport d'ouverture, D étant le diamètre de

Vobjectif, F sa distance focale (1). Le temps de pose (2)

ë $ D est alors en raison inverse des

(4) La quantité de lumière reçue est évidemment proportionnelle à P?, les dimensions linéaires de l'imaze à F, sa surface à F2? et la quantité de lumière par unilé de surface (qui d'termine l’action photographique) est bien proportionnelle à D? : F?.

(2) Car le lemps de pose nécessaire pour obtenir une opacité donnée

Il en est de même dans un spectroscope pour une image monochromatique, si l’objectif de la chambre à la même distance focale que celui du collimateur. Dans le cas contraire, le spectroscope grossit ou réduit les images données par l'objectif astronomique, ainsi qu’on s’en rend compte facilement : les dimensions linéaires de celles-ci sont alors,

si /, et f, désignent les distances focales du collimateur et de fa

la chambre, multipliées par # et la luminosité est propor-

Dire .

tionnelle à -& : FE

Tout cela n’est valable que pour les astres à spectre brillant discontinu et dont le diamètre apparent n’est pas nul (nébuleuses galactiques) : la lumière se répartit alors sur toute l'image et l’on peut raisonner comme pour la photographie d'objets terrestres. Les images des étoiles au contraire ne sont pas agrandies par les objectifs astronomiques, à cause de la diffraction ; lorsqu'on les photographie, le diamètre extrêmement petit que celle-ci leur assigne n’influe guère, en raison des fluctuations de l'atmosphère, de sorte que la quantité de lumière par unité de surface de l'image reste sensiblement proportionnelle au carré D? du diamètre de l'objectif principal. La distance focale n’intervient plus, et, pour les étoiles à raies brillantes isolées, la luminosité est proportionnelle à D?/,? : j.?.

Le cas des astres à spectre continu est assez différent.

Pour les planètes, l'éclat de la fente est proportionnel

a à , la hauteur du spectre à £ et sa longueur à nf, (n ne dépendant que de la dispersion des prismes). L'éclat du D2f,0 nr?

étoiles, : avec l'agitation atmosphérique, ce serait plutôt D°/,l

Pour les

spectre (/, largeur de la fente) est done

Donnons un exemple. Soit à comparer un spectroscope à prisme monté sur le Grand Télescope de 1 mètre de Meu-

du cliché varic sensiblement cn raison inverse de l'éclat de l’image (Voir p 67).

don (2 —1\ay t x 3 pri logues

F—=3z)avec un spectroscope à 3 prismes analogues

monté sur la Grande Lunette de 80 cm. du même Obser- D 1

vatoire te F = = 5%). Supposons que le collimateur et la cham-

bre du premier spectroscope aient pour distances focales respectives 30 cm. et 10 cm., le collimateur et la chambre du second 50 em. tous deux.

La luminosité du premier appareil sera, pour une planète

eV 20:30 £ a Pt (3) Tao : Celle du second (7) 3.207

Ces deux nombres sont dans le rapport de 2.000 à 1. Il faudrait poser 2.000 fois plus longtemps un spectre de planète avec le second appareil qu'avec le premier : il est vrai que ce spectre présenterait alors un intérêt très supérieur.

S'il s'agissait d’une étoile, ces chiffres devraient être modifiés : la luminosité des deux spectroscopes serait dans le 1002.30, à 80? 50 ENT 3 DU?

l’énorme différence des deux cas; on voit aussi que le premier instrument est mieux approprié à l'étude des astres à diamètre apparent ; le second ne convient guère qu’à celle des étoiles.

Ces calculs (au cours desquels nous avons, bien entendu, négligé les pertes de lumière) sont fort instructifs et on ne doit jamais monter un spectroscope sans les faire soigneusement : ils évitent bien des déceptions. Pourtant 1l ne faudrait pas s'exagérer leur portée précise : les agitations de l'air et les diverses aberrations instrumentales, en donnant un diamètre apparent factice aux étoiles, tendent à rapprocher les deux cas, si différents en principe, des planètes et des étoiles. C’est surtout lorsqu'il s’agit d'appareils analogues que la comparaison peut se faire avec exactitude.

ou environ de 70 à 1. On voit

rapport de ————

10. Pertes DE Lumière. — Ces questions de luminosité ont d'autant plus d'importance que, dans un spectroscope astronomique à fente, les pertes de lumière sont formidables. Ce sont elles qui rendent surtout nécessaires les très grands instruments comme on en construit aujourd’hui un peu partout, en Amérique et ailleurs.

Les pertes de lumière proviennent de trois causes : pertes par réflexion, pertes par absorption et pertes correspondant à la lumière ne pénétrant pas dans la fente.

1° Pertes par réflexion. — Elles sont déterminées par les formules classiques de Fresnel sur la réflexion vitreuse, en fonction de l’indice de réfraction et de l’angle d'incidence. Pour chaque surface de verre traversée normalement, elles se montent : pour le flint d'indice 1,64, à 5,8 0/0; pour le crown d'indice 1,53, à 4,4 0/0, soit en moyenne à 5 0/0. Comme les incidences des rayons sur les objectifs ne sont pas toujours normales, on peut même porter ce chiffre à 6 0/0. Pour les prismes au minimum, où les incidences sont très obliques, la perte atteint en gros 10 0/0 par surface traversée (1).

2 Pertes par absorption. — Ces pertes proviennent de la. transparence imparfaite du verre : l'expérience seule permet de les connaitre exactement. Pour 10 centimètres d’épaisseur elles peuvent s’élever à (2) :

Pour leflint, 16 0/0 ee ; avec les ravons visibles.

» crown, 15 0/0 \ L

Pourleflint, 380/0

mi avec les rayons photographiques.

On voit donc que, dans un objectif astronomique de 10 centimètres d'épaisseur totale, c’est-à-dire de 60 ou 70 centimètres de diamètre, il y a, par absorption, 16 0/0 de perte pour l'observation visuelle et 35 0/0 environ pour la photographie. Les pertes par réflexion s’élevant à 1 — (0,94) (puisqu'il y a 4 surfaces de verre) soit 23 0/0, on voit que la perte totale de lumière atteint 1 — 0,84 x<0,77 ou 36 0/0, pour l'observation visuelle, et 1—0,65><0,77 ou 50 0/0, pour la photographie.

3° Pertes occasionnées par la fente. — Celles-là Las dues surtout à l'agitation des images. Elles sont considérables

(1L)MEFRoST, loc "cit, p.411"

(2) On trouvera des chiffres détaillés dans le Recueil de Constantes de la Société de Physique, Paris, 4913 (Gauthier-Villars), pp. 522 et siuvy.

(fig. 12). La largeur de fente F optimum est de l’ordre de 1/20° de millimètre ; l'image focale d’une étoile I à tou- Jours un diamètre bien supérieur. On est sûr de rester audessous de la vérité en évaluant à 70 0/0 la lumière gaspillée de cette façon.

Prenons alors comme exemple un spectroscope à 3 prismes de flint, attaché à une lunette dont l'objectif ait 65 centimètres de diamètre et 10 centimètres d'épaisseur. Cal- Fig. 49 eulons la lumière transmise. Nous aurons : ne

Par suite des réflexions : grand objectif, collimateur, chambre (8 surf.) ; prismes (6 surf.) :

Par suite de l'absorption : grand objectif (10 cm.) ; collimateur et chambre (2 cm.) ; prismes (15 cm.) :

al

(0,65)>< (0,65) ° >< (0,62) soit en tout :

De cette lumière, la fente gaspille plus des deux tiers. C'est tout au plus si 2 ou 3 0/0 de la lumière de l'étoile arrivent à la plaque, les jours où les images sont belles ! — On comprend qu'on ait cherché des appareils plus lumineux.

11. Prisue-oprecrir. — Ce dispositif consiste simplement à placer un grand prisme devant l'objectif d’une lunette quel-

Fig. 13. — Marche des rayons dans un Prisme-Objectif.

conque (on peut d’ailleurs aussi employer un télescope) et à observer en son foyer le spectre ainsi produit (fig. 13). . Comme la lumière vient de l'infini, le faisceau reste homo-

centrique après avoir traversé le prisme. Celui-ci n'a done pas besoin, pour donner des images neites, d’être au minimum de déviation — contrairement à ce qu'on croit généralement. — Quand cette condition n’est pas réalisée, le plus grave inconvénient qui en résulte est seulement que les images sont déformées, dans le cas d’un astre à diamètre apparent sensible : un astre circulaire parait alors elliptique, ce qui a en général peu d'importance. Dans la pratique, on dispose les prismes-objectifs tantôt dans la position du minimum tantôt la première face normale aux rayons incidents. 4

On met d'ordinaire l’arête réfringente parallèle au mouvement diurne, de façon qu'en arrêtant le mouvement d'horlogerie, l'étoile qui, sans prisme, aurait tracé sur la plaque une trainée, donne autant de trainées qu’elle possède dans son spectre de radiations distinctes. Un spectre obtenu de cette façon présente alors l'aspect habituel de ceux fournis par les spectroscopes à fente et élargis par une lentille cylindrique.

Le Prisme-Objectif ne peut être orienté directement vers la région étudiée du Ciel, à cause de la déviation des rayons lumineux qu'il entraine. Il se monte à côté d’une lunette auxiliaire, dite de « guidage » et dont l'axe optique est, lui, parallèle aux rayons incidents. Cette lunette doit, pour permettre de bien suivre l'étoile durant la pose, posséder une srande distance focale, supérieure même à celle de l’objecüf attaché au prisme : elle comporte un réticule.

12. SPECTRE DE COMPARAISON AVEC LE PRISME-OBJECTIF. — L'appareil donne à la fois les spectres de toutes les étoiles que l'on pourrait photographier en enlevant le prisme. Parmi ces astres, on en étudie souvent un plus particulièrement et, à côté de son spectre, on a besoin d'en avoir un autre servant de repère. On ne peut guère prendre, comme spectre de comparaison, celui d’une source placée à distance finie : le faisceau ne serait pas de même foyer et tout système optique interposé qui corrigerait ce défaut risquerait d'amener dans les longueurs d’onde des erreurs systématiques.

On choisit d'ordinaire une étoile connue, voisine de celle

qu'on a en vue. Voici alors comment on procède. Le spectre de l’étoile étudiée une fois obtenu, on vise l'étoile de comparaison, en s’aidant de la lunette auxiliaire. Puis on arrête le rouage et on laisse cette étoile traverser le centre du champ instrumental par l'effet du mouvement diurne. Il suffit alors de fermer l'obturateur du prisme-objectif au moment précis où l'étoile de comparaison passe au #ilieu du champ, c’està-dire à l'endroit correspondantà la région déjà impressionnée de la plaque (fig. 142). On obtient ainsi, encadrant le spectre à étudier, celui de l'étoile de comparaison. Cette dernière est rarement assez brillante pour qu'en la laissant courir une seule fois sur la plaque, l'impression soit suffisante : on recommence alors deux, trois, quatre fois... l'opération.

Le choix d’une étoile comme base de comparaison présente des inconvénients. Les vitesses radiales des étoiles ne sont pas toujours bien connues; de plus, le fait que l'étoile de repère n'a pas la même position qne Fastre observé entraîne une orientation différente de l'instrument et, parsuite, de légères flexions susceptibles de produire, dans les positions des raies, de petits écarts.

On à proposé d’autres systèmes. On peut par exemple interposer entre l'astre étudié et la plaque, juste contre celleci et durant la pose même, un écran absorbant. Les spectres d'absorption de verres colorés ou de matières transparentes (solides ou liquides) n'ont en général que des bandes larges et très floues, peu propres à servir de repères. Heureusement certains sels de. terres rares, le Chlorure de Néodyme par exemple, donnent, employés en solution diluée dans une cuve à faces parallèles, des raies d'absorption assez fines. E. C. Pickering (1) a employé ce procédé avec succès en 1910. Le point vraiment très intéressant de la méthode est que la solution n’absorbe presque pas la lumière de l'étoile, en dehors des raies d’absorption qu'on recherche : contrairement à ce quon supposerait, le temps de pose est à peine augmenté (fig. 14).

(1) Harvard College Observatory, Cireular n° 154. Voir aussi. R.-W. Woon, Astrophysical Journal, t. XXXI, 1910, pp. 376 et 460.

13. AVANTAGES ET INCONVÉNIENTS DU PRISME-OBJECTIF. — Le Prisme-Objectif est beaucoup plus lumineux, à dispersion égale, que le Spectroscope à fente, 10 ou 20 fois peut-être. Il donne d’un seul coup les spectres de toutes les étoiles d’une région du Ciel et se prête merveilleusement aux grands travaux de classification, tels que ceux exécutés à Harvard College (E.-U.).

Malheureusement les grands prismes-objectifs de bonne qualité coûtent cher et surtout sont difficiles à exécuter. On a songé à en tailler en échelons à l'instar des lentilles de phares de Fresnel : la quantité de lumière absorbée serait ainsi très diminuée et la luminosité plus grande. Pour-

Fig. 14. — Bande d'absorption fine 4272 (au milieu) du Chlorure de Néodyme. Spectres de lProcyon posés ous deux 21 m. avec et sans écran (Harvard College).

tant aucune tentative un peu suivie ne semble avoir été faite encore dans cette voie.

Mais le plus gros inconvénient du Prisme-Objectifest de ne pas se prêter à la détermination précise des longueurs d’onde et partant des vitesses radiales. Bien des procédés ont été imaginés pour tourner la difficulté ; aucun ne parait encore s'être imposé. Le meilleur est peut-être l'emploi du Chlorure de Néodyme, c’est-à-dire la production de raies d’absorption de longueur d'onde connue dans le spectre même de toutes les étoiles photographiées ; il y a cependant encore à faire dans cette direction pour améliorer la précision.

Quoi qu'il en soit de ces critiques, le Prisme-Objectif n’en

, est pas moins un appareil à grand rendement, commode et pratique. On ne l’apprécie pas toujours à sa valeur et il serait à désirer qu'en France particulièrement son emploi se généralisat.

14. Réseau-Ogsecrir. — Les Frères Henry (1) avaient trouvé vers 1890 un procédé fort expéditif et peu dispendieux permettant, sinon de remplacer positivement le Prisme-Objectif, du moins d'obtenir sur les spectres des étoiles d'importantes informations. La méthode des deux astronomes français est d’ailleurs appliquée aujourd’hui avec grand succès à Potsdam par un savant danois, M. E. Hertzsprung (2), et à Upsal par MM. OEsten Bergstrand (3) et Bertil Lindblad (4).

|ÉHSCN ANA PAS OC TA à PMR UE ESA SR PUR

2 ææ e D Co 2 D il l Î l [ Fig. 45.

On place devant l'objectif d’une lunette (ou mieux d’un télescope, car ici l'achromatisme des images intervient) un réseau de fils métalliques parallèles, un simple grillage dans lequel la trame seule subsisterait, les fils transversaux ayant été enlevés. Les fils peuvent avoir par exemple, pour une lunette de 1 m. 50, 2/3 de millimètre de diamètre et être séparés les uns des autres par ‘des intervalles de cette largeur. Un pareil grillage constitue un réseau de diffraction.

Chaque étoile donne une image directe, celle qu'elle donnérait s'il n'y avait pas de diffraction, mais bien entendu moins brillante. À droite et à gauche apparaissent deux

(4) Prosrer Henry, Bulletin du Comité international de la Carte du Ciel, t. 1, 1899, p. 464

(2) Publikationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam XXII 4911; n°263:

(3) Comptes Rendus de l'Académie des Sciences, t. 148, 1909, p. 1079.

(4) Arkiv für Matematik och Fysik, t. XI, 1918, n° 26 et aussi numéros suivants, passim.

, séries de petits spectres équidistants, parmi lesquels ceux du premier ordre sont de beaucoup les plus intenses (fig. 15). Le violet de chaque spectre est d’ailleurs tourné vers l'image centrale, le rouge de l'autre côté et la déviation des diverses radiations est strictement proportionnelle à la longueur d'onde, comme c'est toujours le eas dans les spectres des réseaux.

Les spectres stellaires ainsi obtenus! sont trop peu dispersés pour pouvoir être étudiés directement. Un artifice permet ecpendant d'en tirer un parti précieux.

15. Mérnone DES LONGUEURS D'ONDE EFFECTIVES. — Parmi les diverses radiations émises par chaque étoile, il en existeune, liée à la « couleur » de l'étoile, qui impressionne la plaque photographique plus que toutes les autres : c'est ce qu'on appelle la «longueur d'onde effective ». Les maxima d'intensité des deux spectres du premier ordre ;de droite et de gauche) sont alors séparés par un intervalle proportionnel à la longueur d'onde effective. Il saute aux veux par exemple que, si l’on photographie côte à côte une étoile rouge et une bleue, la première n'émettra guère que des rayons rouges et, comme ceux-ci sont plus déviés par le réseau que les bleus, la distance des centres des deux petits spectres sera pour elle plus forte que pour l'étoile bleue, sur une plaque orthochromatique, bien entendu. Il suffit donc, pour connaitre la longueur d'onde effective d’une étoile, de mesurer (à la machine à mesurer) sur le cliché la distance des centres, c'est-à-dire des points les plus « noirs », des deux images diffractées.

Or, et c'est là le point très intéressant de la méthode, sila longueur d'onde effective est étroitement liée à la couleur de l'étoile, celle-ci (ou plus exactement l'indice de coloration) est elle-même liée au type spectral (1). De sorte que la méthode permet, comme celle du Prisme-Objectif, de elasser

très rapidement par types spectraux toutes les étoiles d’une région du Ciel.

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