INTRODUCTION

Ayant été appelé à utiliser l’équatorial coudé de l'Observatoire de Lyon en vue de poursuivre les belles séries d'observations de Michel Luizet sur les étoiles variables, observations effectuées jusqu'alors par la méthode d’Argelander, je me suis trouvé conduit à moderniser les conditions d’emploi de cet instrument et à améliorer la précision et le sens de ces observations.

Le champ des applications était limité par les particularités de instrument. Il n’était, notamment, pas possible de lui adjoindre une lunette guide. Par contre, la grande longueur focale de lobjectif (8 mètres) le rendait particulièrement propre à la photométrie stellaire par la méthode des plages pupillaires de Ch. Fabry.

Tandis que la méthode visuelle était largement appliquée à Lyon par J. Dufay [1], la méthode photographique n’avait pas encore été utilisée sur une grande échelle. Je me suis donc proposé d’en faire une longue expérimentation [2].

Une telle méthode ne s'applique évidemment qu’à des étoiles relativement brillantes. En raison de la faible étendue du champ utile de linstrument (30'), il était presque toujours impossible d'y trouver simultanément les astres à comparer photométriquement. On était done conduit à lPemploi d’un photomètre procédant par poses successives, et non du type dit différentiel, dans le genre de celui qui fut ensuite décrit par J. J. Lagrula [8].

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Certes, avec le photomètre du premier type, on peut craindre l'effet des variations de la transparence atmosphérique, mais d'autre part on évite bien des inconvénients inhérents à la méthode des plages simultanées. Les plages à comparer sont obtenues dans des conditions optiques rigoureusement identiques et on peut les grouper très étroitement sur la plaque photographique, de manière à réduire au minimum l'effet des inégalités de sensibilité de cette dernière. Enfin, l'instrument est toujours prêt à fonctionner, sans nécessiter la mise en place préliminaire d'objectifs différents et la mise au point préalable de ces derniers.

Au cours de cette étude, je me suis constamment mis en garde contre une tendance assez fréquente à annoncer des records de précision souvent 1llusoires, soit parce qu’ils ne résultent que d’applications trop restreintes, soit parce qu’on a négligé certaines données importantes du problème.

L'interprétation physique des mesures de photométrie hétérochrome est toujours difficile,en raison de l’indétermination des données. Dans beaucoup d'observations faites par le passé, cette indétermination était encore augmentée par l'absence de renseignements suffisamment précis sur les conditions dans lesquelles elles étaient effectuées. Cette imprécision à d’ailleurs souvent préoccupé les chercheurs engagés dans les recherches de photométrie photographique astronomique et récemment encore, en 1935, au Congrès de PUnion Astronomique, une longue discussion [4] sur ce problème était close sur une recommandation, proposée par Harlow Shapley, conseillant aux observateurs de bien faire connaître les caractéristiques de leurs instruments, de leurs filtres, de leurs plaques, etc.

Pour répondre à une telle préoccupation, je me suis imposé de définir aussi soigneusement que possible tous les éléments mis en jeu dans la méthode expérimentée.

L’insuffisance que j'ai rencontrée des données sur la sensibilité spectrale des plaques photographiques m’a conduit à en étudier très complètement leurs propriétés d’une manière simple et précise. Une généralisation de cette étude à un assez grand nombre de plaques, après m'avoir fourni un ensemble de données d'utilisation générale, m’a permis de choisir en toute connaissance de cause les émulsions qui me paraissaient les plus aptes aux observations à réaliser.

La question de l’étalonnage de la plaque photographique, c’est-

à-dire de la détermination de la loi du noircissement, est des plus fondamentales et l’une de celles qui dissimulent beaucoup de diffcultés. Très souvent, cependant, on l’a esquivée dans les travaux de photométrie astronomique, où lon s’est contenté de donner aux mesures la forme d’une interpolation par rapport à des magnitudes, plus ou moins bien déterminées, d'étoiles de comparaison. J’ai fait de ce point l’objet d’une étude spéciale, en vue d'arriver à un procédé rationnel de graduation.

Mais une méthode nouvelle ne présente tout son intérêt qu’autant que de larges applications en sont faites. Souvent de telles méthodes, malgré tout le bien que l’on en a dit à leur présentation, sont restées mort-nées et elles n’ont jamais contribué d’une manière importante aux progrès des questions pour lesquelles on les avait créées. Ce sont ces applications surtout qui ont été le but final de mes recherches et je n’ai pas voulu publier ce travail sans avoir mis au point quelquesunes des longues séries d'observations d'étoiles variables que j'avais entreprises dès le début. Ces observations effectuées tandis que méthodes et instruments étaient soumis à leur mise au point faisaient ressortir des causes d'erreurs que l’on s’efforçait de corriger. La nécessité de pousser l'expérience dans les conditions les plus diverses m’a conduit à travailler avec des conditions atmosphériques très défavorables : certains clichés ont même été tirés par temps fortement brumeux, au voisinage de la pleine Lune. Ces premières séries d’observations ne peuvent donc pas, dans leur ensemble, réaliser toute la précision et toute l’homogénéité que la méthode peut comporter. Elles fixent plutôt une limite inférieure de la précision que l’on est en droit d'attendre. Même dans ces conditions expérimentales défavorables, les séries d'observations publiées marquent cependant un progrès très sensible sur la documentation antérieure. En ne présentant que de courtes séries, effectuées dans des conditions aussi adéquates que possible, on eût sans doute plus aisément battu un record de précision, mais j'ai jugé plus importante encore la constitution d’un ensemble de données formant un tout d’une utilisation immédiate.

L’exposé des résultats n’est pas rigoureusement conforme à l’ordre chronologique desrecherches, mais plutôt à un classement méthodique de leur utilisation progressive. Il se divise en quatre parties.

On à donné d’abord des indications sur l'examen sensitométrique d’un assez grand nombre d’émulsions françaises et étrangères. Le

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matériel utilisé était assez réduit : nécessité imposée par le fait qu'un observatoire ne peut disposer de toutes les ressources d’un laboratoire de physique ou des abondants moyens spécialisés des laboratoires des grandes firmes de produits photographiques. On recherchait d’autre part des renseignements particulièrement adaptés à lutilisation astronomique que l’on avait en vue, systématisant notamment la détermination desdonnéesspectralessans lesquellesbeaucoup de caractères sensitométriques cons2rvent une très grande indétermination.

Dans la deuxième partie, on a traité la question de l’étalonnage de la couche sensible, développement nécessité surtout par le fait que, trop souvent jusqu'ici, la courbe de noircissement n’était pas déterminée dans des conditions comparables à celles qui avaient présidé à l'enregistrement des flux à mesurer. Il s’introduit alors des erreurs systématiques analogues à celles que l’on rencontre dans la photométrie visuelle et qui sont dues à l’effet bien connu dit de Purkinje. Mais, ici, il est plus aisé de tenir compte des particularités spéciales de la véritable rétine artificielle que constitue la couche sensible et dont l’étude avait précisément fait l’objet de la première partie.

C’est seulement dans la troisième partie que se trouve la description du dispositif qui est utilisé sur l’équatorial coudé de Lyon et qui, nous le rappelons, est une variante du photomètre sans écran diffusant de Ch. Fabry. L'amélioration apportée à Putilisation de l’instrument astronomique se traduit par le fait qu'ici une détermination individuelle comporte une erreur ne dépassant généralement pas + 07,02, six fois plus faible, au moins, que celle qui affectait les observations antérieures. Il s’agit, en outre, de mesures comportant leur propre graduation, pouvant être répétées en toute indépendance, autant qu’on le veut, et non plus d’interpolations à conditions assez mal définies et sujettes à de nombreuses causes d'erreurs subjectives. On bénéficie, enfin, de la souplesse de la méthode photographique, qui comporte la faculté d’opérer sur des tranches spectrales limitées du proche ultraviolet à l’infrarouge.

La quatrième et dernière partie donne des résultats d’une application étendue à la binaire à éclipses 8 Lyrae, fournissant la courbe de lumière pour deux domaines spectraux complémentaires et précisant la variation colorimétrique qui, dans le cas de cette étoile, présente une importance particulière en vue de la fixation, encore incertaine, du type spectral de l'une des composantes.

Je tiens à exprimer mon affectueuse gratitude à Mr. Jean Dufay, Directeur de l'Observatoire de Lyon : c’est grâce à son souci constant de perfectionner et d’améliorer l’outillage de son établissement qu’il me fut permis d'entreprendre les expériences et recherches dont les résultats sont exposés ici. Chaque fois qu’un besoin instrumental particulier s’est présenté, j'ai toujours rencontré auprès de lui la plus compréhensive sollicitude. Souvent, aussi, ses conseils judicieux et clairvoyants m'ont facilité la solution de difficultés rencontrées au cours de ce travail.

Mr. Georges Déjardin, Directeur de l’Institut de Physique Générale, a laissé à ma disposition des instruments qui m'ont été du plus grand secours. Qu'il veuille bien trouver ici l’expression de ma vive reconnaissance.

Mr. le Professeur Henri Dulac, qui fut mon premier maître à l'Université de Lyon, a bien voulu me faire l'honneur d’accepter la présidence de mon jury de thèse et c’est pour moi une grande satisfaction, pour laquelle je ne saurais trop lui exprimer ma gratitude.

Enfin, je suis heureux de faire hommage de ce travail à notre éminent maître, Mr. le Professeur Charles Fabry, membre de l’Institut qui à toujours témoigné du plus bienveillant intérêt pour des recherches, d’ailleurs directement inspirées de ses propres travaux.