VI. — Photographie du spectre des étoiles

La photographie du spectre des étoiles et des lignes noires de ces spectres paraît avoir été réalisée à peu près simultanément pai" II. Draper et par M. W. Huggins.Les premiers résultats, imparfaits toutefois, ont cependant été obtenus en Amérique et les recherches du savant professeur de New-York doivent alors être analysées les premières.

Les travaux de H. Draper (') sur la photographie du spectre des étoiles et des planètes ont commencé en 1871 et, dès le mois de mai 18^2, il obtenait la photographie du spectre de a Lyre à l'aide de son grand télescope de -^2*^'" de diamètre et en plaçant un prisme de cpiartz sur le trajet des rayons lumineux un peu en avant du foyer principal de l'instrument. Les premiers négatifs ne montraient cependant aucune des lignes noires du spectre de l'étoile; mais, dès le mois d'août de la même année, après quelques modifications dans la disposition du prisme, il obtenait pour la même étoile un spectre indiquant quatre lignes obscures dont la moins réfrangible était au voisinage de G.

Ce résultat remarquable était des plus importants et de nature à encourager Draper à persévérer dans la voie nouvelle qu'il avait ouverte; mais il dut, en et i8^4> présider à la construction

des instruments que les astronomes américains devaient employer à la photographie du passage de Vénus et à l'instruction des futurs observateurs. Ses recherches se sont donc trouvées interrompues pendant près de deux ans; elles n'ont réellement recommencé qu'en iB'jo et 18^6.

Dans l'intervalle il avait obtenu de Alvan Clark une lunette équatoriale avec objectif de 3o*^'" d'ouverture, achromatique pour

(') II. Du.vPKR, On Pliotograpiling the Spectra of the Stars and Planels {America/i Journal 0/ Science, vol. XVllI, décembre 1879).

C.-A. YocNG and B.-C. Pickkring, liesearches on astrononiical Spectrum-photography hy the laie Prof. II. DnAPF.ii {Proceediiigs of the american Academy of Arts and Science, avril iSSÎ).

les rayons chimiques, qui fut montée sur l'extrémité de l'axe de déclinaison du i^rand télescope de 72*"" de diamètre et symétriquement à ce dernier par rapport à l'axe horaire. Dès i8^D, cet objectif, portant en avant de son foyer le prisme de quartz déjà mis en usage en 1871, était régulièrement employé à la photographie du spectre des étoiles de première grandeur.

En 1880, l'ohjectif de 3o'^'" fut remplacé par un objectif un peu moins grand, de 28*^'" de diamètre, construit par le même opticien et pourvu, suivant les idées de M. L. Rutherfurd, d'un troisième verre destiné à obtenir l'achromatisme chimique. La distance focale primitive était de /{""yiy, avec la lentille de correction, elle se trouvait réduite à 3'", 86. Le mouvement d'horlogerie destiné à faire mouvoir l'ensemble du télescope et de la lunette n'a pas besoin d'être décrit ici : il suffira d'indiquer qu'il était gouvei-né par un |)endule conique très lourd et que la régularité ne laissait rien à désirer.

Quant à la forme de l'appareil spectroscopique, elle a souvent varié pendant les recherches de Draper. A l'origine, comme nous l'avons indiqué, il employait im prisme de quartz interposé sur le trajet des rayons lumineux concentrés par l'objectif et placé un peu en avant du foyer; c'est de cette manière qu'a été obtenue, en 1872, la première photographie du spectre de Véga. Plus tard il fit usage, dans le même but, de prismes à vision directe pourvus d'une fente et d'une lentille cylindrique destinée à donner au spectre la hauteur nécessaire à une vision facile des lignes de Fraunhofer. Tous ces systèmes, dont quelques-uns donnaient déjà des résultats satisfaisants, furentfinalementremplacés, en juin 1879, par un spectroscope stellaire de Browning, à deux prismes de flint lourd, d'un angle de 60". La lunette d'observation et le collimateur avaient une même distance focale de i52™"' et des objectifs de 19'""' d'ouverture : le tout formait un système aussi rigide que possible. La fente placée au foyer était couverte d'un diaphragme, percé en son centre et recouvert d'une substance phosphorescente, afin de rendre l'ouverture visible même pendant l'obscurité.

L'oculaire du spectroscope était remplacé par une chambre noire en bois portant une petite plaque photographique découpée dans l'une des plaques plus grandes que fournissent Wratten et

Wainwiiylit. Derrière la plaque et dans la jjoi lion sur laquelle se projetait l'image jaune et rouge du spectre de l'étoile se trouvait adapté un oculaire qui permettait à l'observateur de s'assurer, par l'examen de la coïncidence de l'une des lignes noires de cette région avec un repère fixe, que le mouvement d'horlogerie marchait d'une manière régulière et que l'image de l'étoile tombait toujours sur l'axe de la fente.

Les photographies obtenues avec ce dispositif, placé, soit sur le télescope de 72'='", soit sur la lunette de 28"'", ont environ 25""" de longueur et montrent les lignes de Fraunliofer depuis F jusqu'au voisinage de M. La hauteur nécessaire à une vision facile des lignes leur a été donnée en variant très légèrement, pendant l'exposition, la déclinaison de l'instrument.

Par les procédés que je viens d'indiquer, H. Draper a obtenu, de 1879 à i883, la photographie du spectre d'une cinquantaine d'étoiles brillantes. Sur chaque plaque, à côté du spectre de l'étoile, se trouve une photographie du spectre de la Lune, d'une planète ou du Soleil, destinée à servir d'échelle de comparaison pour la détermination de la position des lignes noires.

Les expériences de MM. Huggins et A. Miller ('), relatives à la Photographie des spectres stellaires, ont commencé en i8()3. A cette époque ils essayèrent de reproduire sur une plaque sensible le spectre que leur donnait le spectroscope qu'ils employaient depuis cjuelques mois à l'étude optique de la lumière des étoiles. Par suite du défaut d'achromatisme chimique de leur instrument, les photographies ne leur donnèrent qu'un trait noir sans lignes visibles; les essais furent alors abandonnés.

Toutefois, en 1 870, le mouvement d'horlogerie de l'équatorial de M. W. Huggins ayant été modifié et amélioré par Grubb, la lunette d'Alvan Clark, qui n'avait que 20""' d'ouverture, fut remplacée par un télescope à miroir métallique, du type de Cassegrain, ayant 45*"" d'ouverture. En même temps on changeait les prismes de fllint du spectroscope en un piisme de spath d'Islande, d'un angle de 60", taillé perpendiculairement à l'axe du cristal, et les objectifs du collimateur et de la lunette spectroscopique en lentilles de quartz. La

(') M'. IfLGGiNs, On Ihe Photographie Speclra of Stars {Philosophical Transactions of Lhc B. Society of Lonclon, vol. CJAXr, p. fi(Si) pI suiviinlrs ).

fente placée ou (oyer du télescope et du collimateur du spectioscope était d'ailleurs conservée, afin de pouvoir obtenir facilement, sur la niême plaque et avec la même origine de lumière, un spectre de comparaison produit par une lumière de composition connue ou par la combustion d'un métal déterminé ; mais elle était toujours maintenue à une largeur de 7 à 8 centièmes de millimètre, afin de ne pas trop diminuer la lumière de l'étoile et de ne pas être obligé de recourir à des poses trop longues. Un agrandissement de l'image de l'étoile étant inutile, le petit miroir du télescope fut supprimé et la fente directement placée au foyer du grand miroir.

Les plaques photographiques ont toujours été des plaques sèches au gélatinobromure d'argent.

La plus grande difficulté expérimentale que M. W. Iluggins ait rencontrée dans ses recherches est le maintien de l'image de l'étoile sur la fente très étroite du spectroscope. D'une part, il est en effet impossible de supposer que le mouvement d'horlogerie et le réglage de l'équatorial en distance polaire puissent être assez parfaits pour que l'image de l'étoile ne quitte pas la fente à un instant donné; de l'autre, les chercheurs n'ont pas, en général, un pouvoir optique suffisant, pour que la bissection apparente de l'étoile par la croisée de leurs fils assure la coïncidence de l'image de l'étoile avec la fente et permette de la rétablir si elle a été détruite. Pour réabser cette condition, MM. W. Huggins et A. Miller ont eu recours à un artifice des plus ingénieux, qui mérite d'être décrit avec quelques détails.

Une plaque circulaire d'ai^^ent poli, ayant un diamètre de 3^™'" et en son centre une ouverture très légèrement plus large que la fente du spectroscope, est placée sur cette fente : ce miroir étant éclairé par une lumière latérale peut être aperçu à l'aide d'une petite lunette de Galilée qui remplace l'oculaire ordinaire du télescope. On voit alors dans le champ de celle-ci le miroir argenté, l'image de la fente et l'image de l'étoile qui déborde toujours un peu sur les lèvres de cette dernière. On peut ainsi maintenir l'image de l'étoile sur la fente, et même la promener le long de cette dernière, de manière à donner à l'image photographique du spectre la hauteur nécessaire à une bonne visibilité des lignes de Fraunhofer.

Un déplacement de la plaque argentée suffit ensuite pour cacher à toute lumière laporllon de la plaque photographique sur laquelle

s'est formé le spectre de l'étoile et pour permettre d'obtenir au voisinage de ce dernier un spectre de repère fourni par le Soleil, la Lune ou une lumière connue.

En i883, l'équatorlal de M. Huggins a été démonté pour quelcjues modifications et remonté d'une manière aussi nouvelle que pratique ). L'axe de déclinaison est formé de deux cylindres qui se meuvent l'un dans l'autre ; à l'un d'eux est attachée la lunette de 38'^"^ de diamètre; à l'autre le télescope de Cassegrain de 46*^"' d'ouverture. Ce double axe permet aux deux instruments de se mouvoir indépendamment en déclinaison, mais ils ont le même mouvement en ascension droite. L'un d'eux étant dirigé sur une étoile équatoriale peut donc servir, comme une sorte de cherclieur, pour s'assurer de la marche correcte du mouvement d'horlogerie. C'est le système qu'emploie actuellement M. Huggins pour maintenir l'image d'une étoile sur la fente du spectroscope.

Depuis 1876 jusqu'en 1886, MM. Huggins et Miller ont obtenu, avec une durée de pose d'une heure environ, les spectres photographiques des principales étoiles de i''' et de a'' grandeur, et les ont comparés au spectre de la Lune, des planètes et même à celui de la lumière diffuse du ciel.

Les résultats des études des deux physiciens anglais ont pour la plupart été publiés en 1880, dans le tome CLXXI des Transactions philosophiques , puis dans les Proceedings de la Société Royale de Londres ; ils sont classiques et si connus qu'il est inutile de les analyser ici.

En même temps que les spectres d'étoiles, M. Huggins a obtenu le spectre des principales étoiles variables qui se sont montrées depuis 1876, le spectre des grandes comètes de ces dernières années, et enfin les spectres chimiques de quelques nébuleuses, en ])articulier de la nébuleuse d'Orion (7 mars 1883).

Nous avons encore à signaler ici les recherches de spectroscopie stellaire photographique que M. E.-G. Pickering a entreprises à Harvard Collège depuis 1882; elles sont en effet poursuivies par une méthode toute différente de celle qui a été employée par H. Draper et par M. W. Huggins. L'astronome américain a adopté

( ' ) IIl'ggins, Proceedings of Obscrvatory of Upper Tulse Ilill in i883 {Montlily A'otices of tlie /?. astrononiical Society-, vol. XLIV, p. i^t; février 188I).

Line méthode déjà utilisée par Fraunhofer et par le R. P. Secchi et qui consiste à obtenir les spectres en plaçant devant l'objectif de la lunette un prisme d'un angle faible (^), mais assez grand pour le couvrir tout entier.

Les avantages de cette méthode sont que les pertes de lumière sont faibles et que l'on obtient simultanément, par une même exposition, le spectre de toutes les étoiles qui sont dans le champ de l'instrument, tandis que par les anciens procédés on ne pouvait photographier que le spectre d'une seule étoile; d'un autre côté, Miller et Huggins ont dû limiter leurs recherches aux étoiles d'une grandeur supérieure à la 4"^, et la méthode de M. E.-G. Pickeringlui a permis d'obtenir des spectres très sensibles pour les et les 8''. Il faut ajouter cependant que le procédé aujourd'hui employé en Amérique ne permet pas déformer sur la photographie un spectre de comparaison et qu'il ne pourra être utilisé que pour la description sommaire, pour le classement des spectres de très nombreuses étoiles.

L'instrument employé à Harvard Collège depuis le mois de mai i885 se compose d'un équatorial de foi'me spéciale, que nous avons déjà décrit dans le paragraphe consacré à la photographie des étoiles et dont l'objectif a 20*^'" de diamètre. Devant cet objectif photographique on place des prismes, ayant 5" ou i5" d'angle, de manière que leur arête soit parallèle à la direction du mouvement diurne, ou bien horizontale lorsque l'instrument est dans le méridien; les spectres sont alors dispersés dans la direction du méridien.

Avec cette disposition, le spectre d'une étoile est linéaire et les lignes de Fraunhofer ne sei'aient cpie très difficilement visibles. Pour donner au spectre une hauteur convenable, on agit sur le mouvement d'horlogerie de l'équatorial, de manière à le dérégler; les étoiles parcourent alors le champ avec une vitesse qui dépend de Faltération de l'horloge et que l'on peut varier à l'infini. Cette vitesse doit être une fonction de l'éclat de l'étoile dont on veut obtenir le spectre, et une expérience de quelques jours apprend bien

(') E.-C. PiCKERiXG^ An investigation in Stellar riiotography conducted at the Harvard Observatory {Menioirs of tlie anierican A^adeniy, vol. \I, p. 2oS; i886 ).

vite à la déterminer. Pour les étoiles de i'*" grandeur on peut se borner à arrêter l'horloge-, leur spectre se photographie pendant qu'elles traversent le champ; pour les étoiles de 8'= grandeur il paraît convenable d'avoir un mouvement qui retarde sur le mouvement diurne d'environ douze secondes par heure.

Les plaques au gélatinobromure d'argent restent exposées pendant une heure.

M. E.-C. Pickering a commencé par ce procédé, qui est très rapide, une description des spectres des étoiles comprises entre le pôle nord et 25° de déclinaison australe.