AP, = - 1 O

L'erreur probable serait d'environ 2/1000.

Précaulions à prendre. — Pour que ces méthodes donnent des résultats satisfaisants, il est bon de protéger l’obiectif de la lunette contre les rayons solaires afin d'éviter leur diffusion par les verres, la formation d'images parasites du Soleil par réflexions multiples et l’échauffement de l’intérieur du tube.

A cet effet, j'ai prolongé la lunette du côté de l'objectif par un pylône triangulaire en bambous, portant une série d'écrans rectangulaires en carton fixés à l’un de ses côtés et normaux à son axe. Leur espacement va en croissant à partir de l’objectif, de manière que celui-ci soit toujours à l'ombre de l’un d’eux (1). Grâce à cette précaution, il est très facile de mesurer la polarisation de Vénus tant que cette planète est assez près du Soleil pour que la polarisation du ciel ne dépasse pas environ 60 millièmes. Quand la distance de Vénus au Soleil atteint 200, des cirrus légers, quelquefois même invisibles, suffisent pour faire varier la polarisation atmosphérique ; il faut alors refaire constamment la compensation et opérer vite.

Au-dessus de 250, un phénomène gênant apparaît ; la visibilité des franges sur le ciel dépend de l’accommodation.

Nous comprendrons aisément ce phénomène en examinant la pupille de sortie de la lunette (image de l’objectif formée par l’oculaire).

Les rayons provenant de sa périphérie et ceux qui ont traversé la pile de glaces contiennent des quantités de lumière polarisée assez fortes, mais égales et de sens opposé, Si l’observateur regarde à l'infini, ces deux faisceaux de rayons forment sur la rétine deux systèmes de franges complémentaires qui se détruisent,

Le premier faisceau couvre une portion de la pupille beaucoup plus grande que le second ; par conséquent, si l'observateur accommode, les franges que donne ce premier faisceau s’affaiblissent beaucoup plus vite que celles du second et, par suite, le système de franges réapparaît. L’œæil est alors tenté d’accommoder.

(:) J’ai employé des pylônes de diverses grandeurs adaptés à la lunette de o"M,155 d'ouverture. Le plus grand mesurait 2",50 et permettait de poursuivre les mesures jusqu’à 4° du Soleil,

ee

Ce phénomène rend les mesures très difficiles, la compensation devenant fonction de la convergence très variable du cristallin. Pour diminuer un tel inconvénient, il suffit d'augmenter le grossissement et de diaphragmer un peu l'objectif ; la visibilité des franges dépend alors assez peu de la convergence du cristallin pour qu'on puisse s'empêcher d’accommoder.

Avec un grossissement de 400 et une ouverture de 120 millimètres, l'éclat des images est encore suffisant et les mesures sur Vénus sont possibles Jusqu'à une quarantaine de degrés du Soleil, bien que la polarisation du ciel dépasse 200 mil-

lièmes, soit environ dix fois celle de la planète.

Compensalion aulomalique de la polarisation atmosphérique. — J'ai essayé der-

EE 00 ÜE

SRE QU Fig. 4 - Compensation automatique

de la polarisation atmosphèrique

nièrement de compenser la polarisation atmosphérique au moyen du dispositif suivant :

Deux rhomboëdres de spath identiques A et A (fig. 4) sont collés au baume de Canada de part et d'autre d'une lame de quartz B taillée parallèlement à l'axe optique. Leurs sections principales sont parallèles et forment un angle de 459 avec l’axe du quartz. Le tout est compris entre deux lames de verre G et C collées au baume de Canada (1).

Cet ensemble est placé derrière l’oculaire, entre celui-ci et les lames du polari-

û Le baume de Canada a pour effet d’éviter la réflexion de la lumière à la surface des spaths, ce qui affaiblirait inégalement les rayons ordinaires et les rayons extraordinaires.

le —

mètre ; il est orienté de manière que les sections principales des spaths soient parallèles ou normales au plan d'incidence de la première de ces lames.

Le premier rhomboèdre donne deux images de la planète, entièrement dépolarisées par la lame de quartz; dans ces conditions, le second rhomboëdre donne quatre images : OO, OE, EO, EE. La deuxième et la troisième sont polarisées en sens inverse et superposées (1).

Soit P Ia proportion de lumière polarisée de la planète; supposons son plan parallèle aux sections principales des spaths. L'image centrale possède alors une proportion de lumière polarisée égale à P, mais dans un plan perpendiculaire. Si le plan de polarisation de la planète fait un angle « avec les sections principales des spaths, le polarimètre accusera une proportion :

PE PIC oo ET

Si le ciel est éclairé par le Soleil, sa lumière n’agit pas sur le polariscope, car ses quatre images sont superposées et leurs polarisations se détruisent. Il suffit donc de faire les mesures sur l’image centrale, comme si la lumière du ciel n'existait pas. On obtient alors une proportion de lumière polarisée égale à celle de la planète et un plan de polarisation normal au sien.

(1) Il est nécessaire que cette superposition soit parfaitement réalisée, sinon des polarisations parasites apparaîtraient dans l’image centrale, lorsque la planète n’a pas un éclat très uniforme. Il suffit, pour obtenir ce résultat, que les rhomboëèdres soient identiques et que leurs quatre faces soient parallèles, ainsi que leurs axes optiques. Les réglages peuvent être faits aisément en observant au microscope un point lumineux placé derrière les spaths. Les rhomboèdres introduisent un peu d’astigmatisme, mais celui-ci ne gêne pas les mesures, car il est exactement le même pour les images OE et EO.