PES METHODES

«ondes » qui les atteignent. Frappées par les diverses couleurs : le rouge, le vert, le bleu, dont l’ensemble continu forme la lumière blanche, ces molécules renvoient inégalement ces couleurs. C’est le bleu qui est renvoyé en plus forte proportion, parce que c'est le bleu qui est formé par les ondes les plus courtes; quant à la lumière rouge, formée par les ondes les plus longues, c'est à peine si elle est diflusée par les molécules des gaz atmosphériques.

Eh bien! c'est cette lumière bleue du ciel qui nous empêche de voir les étoiles, en plein jour, à l'œil nu.

Cependant quelques astres particulièrement brillants : la Lune, la planète Vénus, en particulier, peuvent être l'œil nu pendant la journée, et avec l’aide des lunettes ou des télescopes on peut en observer d’autres, dans de certaines conditions.

En effet : vu àtravers une lunette, le bleu du ciel n'apparait pas plus éclatant qu'à l'œil nu; il reste même un peu plus sombre, à cause de l'absorption de la lumiere par les lentilles qu'elle doit traverser dans l'instrument.

Si nous considérons la Lune, les planètes, en un mot les corps célestes relativement près de nous, les lunettes n'en augmentent pas l'éclat, mais seulement le diamètre apparent.

Par contre, les étoiles, à cause de leurs énormes distances, ne sont pas «grossies » par les lunettes, et leur diamètre apparent reste toujours pratiquement nul. Mais comme les objectifs concentrent à leur foyer toute la lumière qui tombe sur eux, le point lumineux, sans diamètre apparent, qui forme l'image de l'étoile, est d'autant plus brillant que le diamètre, c'està-dire la surface de l'objectif, est plus grand. Une lunette qui donnerait un grossissement de dix fois montre une étoile avec un éclat apparent 10 X10, c’est-à-dire cent fois plus grand qu'à l'œil nu. Une lunette qui grossirait 1 000 fois montrerait toujours l'étoile comme un simple point lumineux, mais l'éclat de ce point serait 1000 X1 000, c'est-à-dire un million de fois plus grand qu'à l'œil nu.

Voilà done un premier moyen d'observer les étoiles en plein jour : c’est de les regarder à travers une lunette ou un télescope puissant, et dont l'objectif, lentille ou miroir, ait un diamètre aussi grand que possible.

Mais il y a un autre moyen, proposé par le savant astronome M. Hamy, membre de l'Académie des Sciences: c'est de les observer à {ravers un verre rouge.

Le ciel, en eflet, ne diffuse que la lumière bleue, tandis que les étoiles nous envoient de la lumière blanche, mélange de toutes les radiations allant du violet au rouge.

Par l’interposition d'un verre route, le bleu du ciel sera complèétementéteint et l'étoile continuera de briller, mais comme un point rouge Sur un fond obscur.

visibles à

Phot. Pirou-St-Germ, M. HAMY, astronome à l'observatoire de Paris, membre de l'Institut.

Ce second système pour observer les étoiles en plein Jour est, on le voit, tout à fait indépendant du premier, avec lequel il peut, néanmoins, se combiner. On pourra donc à la fois employer une forte lunette et la munir d’un écran rouge. On pourra, en outre, avec de longues poses, mettre une plaque photographique sensible au rouge au foyer de cette lunette et voir ainsi sur les plaques des images que l'œil ne verrait pas, même à travers l'instrument.

Au cours d'expériences faites à l'observatoire du Mont Blanc, à 4390 mètres, par M. amy, ce savant astronome s'est rendu compte que l'on pourrait ainsi, avec une lunette de 33 centimètres munie d’un écran rouge, photographier en plein jour toutes les étoiles, jusqu'à celles de la 6° grandeur inclusivement, c'est-à-dire, en somme, toutes celles que l’on peut voir, la nuit, à l'œil nu. Avec une lunette plus forte, on pourrait, ou bien raccourcir la durée des poses (qui varie de 18 secondes à 30 minutes), ou bien obtenir des photographies d'étoiles plus faibles encore, c’est-à-dire bien au-dessous de la 6° grandeur.

INTERFÉRENTIELLES EN

ASTRONOMIE 203

Et cette méthode permettrait de faire, d’une façon courante,

l'observation que l’on n’a pufaire qu'à titreexceptionnel lors de l'éclipse totale de mai 1919, à savoir la déviation du rayon lumineux envoyé par une étoile, et passant près du Soleil, sous l’action attractive de la masse de celui-ci : ce serait unemanière de vérifier si, oui ou non, les conclusions du savant allemand Einstein, déduites de la théorie de la relativité, conclusions

dont nous avons parlé à propos de la planète Mercure, sont exactes, sous réserve, toutefois, d'une autre explication de cette déviation si faible.

200. Les méthodes interférentielles en astronomie. La mesure directe des dimensions des étoiles. — Les étoiles, comme nous l'avons dit, sont à des distances immenses de la Terre; quelques-unes sont séparées de nous par des intervalles qui dépassent souvent 10 000 et même 100 000 annéeslumière, et ces distances énormes sont pour nous un perpétuel sujet d’'étonnement.

Prenons d’abord des exemples de CCTpS célestes tout pres de nous, «en banlieue » si l’on peut s'exprimer ainsi: le Soleil et la Lune.

Quoique le globe du Soleil soit, en réalité, 400 fois plus large que celui de la Lune, son diamètre apparent est cependant sensiblement le mème que celui de notre satellite, et, dans les éclipses totales, le disque de celui-ci recouvre, en eftet, exactement, celui de l'astre du jour.

Comment cela peut-il se faire? Le plus simplement du monde, et parce que le Soleil est juste 400 fois plus éloigné de nous que la Lune. Par le même mécanisme, une pièce de dix sous, placée près de l'œil, nous cache un grand cercle blanc placé à distance. Et, par conséquent, si notre Soleil était emporté un million de fois plus loin qu'il n'est réellement, son diamètre apparent se réduirait à zéro et, comme celui des autres étoiles, il ne nous apparaitrait plus que comme un petit point brillant. C'est pour cela que les lunettes et les télescopes, quelque puissants qu'ils soient, ne nous montrent jamais les étoiles que comme de simples points lumineux, sans dimensions visibles. Comme des points brillants?

ce n'est pas rigoureusement exact. Quand on regarde une étoile dans une forte lunette, son image est, en eflet, un point lumineux, sans diamètre apparent, dont l'éclat est proportionnel à la surface de l'objectif, c'est-à-dire au carré de son diamètre.

Anneaux de DIFFRACTION

Mais ce pointestentouré comme d’une auréole qui serait formée d’une série d'anneaux lumineux concentriques, verts à lintérieur et rouges à l'extérieur, séparés par des anneaux obscurs; ils sont dus à la diffraction de la lumière, composée, comme on le sait depuis notre grand Fresnel, d'ondes de ditlérentes longueurs, et ne tiennent nullement à des imperfections de l'instrument employé.

Au contraire, la Lune, les planètes, leurs montrent, dans les lunettes, commede-petits disques, ayant des

satellites se

diamètres apparents d'autant plus grands que la puissance de l'instrument est plus grande, et ne sont pas entourés d'anneaux de diflraction.

Pour qu'un télescope püt donner d'une des étoiles les plus proches une image ayant un diamètre apparent appréciable, 1l faudrait que son miroir eût au moins dix mètres de diametre. Or, on estarrivé péniblement à en réaliser un de 2,50 : celui de l'observatoire du Mont Wilson, considéré, dans l’état actuel de la construction, comme le tour de force de l'optique.

Cependant les astronomes viennent de parvenir, par un pro cédé indirect, à mesurer les diamètres apparents de quelques étoiles, en utilisant la propriété des ondes lumineuses, de ces ondes dont Fresnel, notre illustre compatriote, a donné la théorie et dont Fizeau a fait le premier les applications si admirables, en particulier pour la mesure rigoureuse des petites longueurs.

Voicile principe de la méthode appelée rnterférentielle.

Devant l'objectif du télescope, on place un disque opaqut percé seulement de deux fentes parallèles, situées aux deux ex trémités d’un mème diamètre et à égale distance du centre d miroir. Quand, dans ces conditions, on met l'œil à l'oculai on ne voit plus d'étoile; le petit point lumineux a disparu. D

204 L'INTERFÉROMÉETRE DE

ss anneaux de diffraction qui l’entouraient de itriques. On ne voit plus qu'une série de 14es, de mème direction que les deux

s unes des autres et d'autant plus nettes ble plus petit (fig. 140). Ces franges sont dues aux interférences de la lumière.

Si l’astre visé est la Lune, ou une planète, c’est-à-dire s’il a un diamètre apparent, on ne voit plus de franges, mais simplement une luminosité générale.

Cela posé, prenons le cas de

rferference

réfléchis

| || 8 5 \ 1|5 deux étoiles tellement voisines AL CR "|? que l’on n'arrive avec aucune S RES RE & lunette à en dédoubler le sys- = & l< tème, c'est-à-dire à séparer l’une è $ de l'autre les images des deux $ |Ÿ composantes de ce système 2 \ 2 double.

à \ [à En employant le disque percé & \ + de deux fentes et en le faisant \ tourner dans son plan, il existe | une position des deux fentes pour laquelle la lunette montre | une série de franges lumineuses,

| Fente comme s'il n'y avait qu'une seule étoile, et une seconde position, perpendiculaire à la première, pour laquelle on ne voit plus de franges du tout, mais bien une luminosité générale, qui tient à ce que les franges dues à la seconde étoile viennent s'insérer exactement dansles intervalles obscurs existantentreles franges dues à la première.

Quand le télescope est pointé exactement sur l’une des deux étoiles composantes, les vagues lumineuses, les « ondes » qui arrivent de l’autre entrent dans le télescope avec une légère obliquité. Ces deux systèmes d'ondes s'entrecoupent, comme le font les rides circulaires produites sur la surface d’un bassin dans l’eau duquel on a jeté deux cailloux. Sur l’eau, ces rides se renforcent ow s'accumulent, suivant les endroits, en produisant de curieux entre-croisements géo- J'\ métriques qui sont, | justement, les interférences (du mot interjérer entrernuen conflit).

Dans l'oculaire de l'instrument, les mémes entre-croisements géométriques ; existent, mais ils | || | prennent l'aspect de lu! | bandes alternées, de || | |! franges, successive- | ment brillantes et | sombres. | En mesurant mi-

crométriquement l'espacement de ces franges, on peut en déduire, par les formules de l'optique physique, l'inclinaison mutuelle des deux systèmes d'ondes lumineuses qui leur ont donné naissance, et, par conséquent, l’écartement angulaire des deux rayons lumineux issus des deux étoiles qu'il s'agit de « dédoubler ».

Ainsi, nous voilà en possession d'une méthode qui permet de dédoubler des étoiles très voisines.

Par exemple, prenons la que sa lumière ne met qu que c'était une étoile dou mesurer les éléments. Gràc maintenant la distance apparen

F1G. 140. — FRANGES d'interférence produites par deux rayons écartés l'un de l'autre.

A Foyer

Principe de l'INTERFÉROMETRE de MICHELSON.

C'hèvre, assez proche de nous, puis- 10 ans à nous parvenir. On savait mais dont on n'avait pas pu l'interféromètre, on connait les deux étoiles qui la com-