EFFET DE PURKINIE PHOTOGRAPHIQUE
Les mesures de photométrie photographique hétérochrome embrassent des groupes plus ou moins étendus de radiations monochromatiques et elles n'auraient un sens parfaitement défini que si, dans le domaine considéré, les courbes de noiïrcissement isochromatiques étaient des droites parallèles. Or, même si lon fait abstraction
SENSITOMÉTRIE SPECTRALE ET PHOTOMÉTRIE ASTRONOMIQUE 53
de la région de sous-exposition, la partie rectiligne de ces courbes est loin d’avoir une pente uniforme pour les diverses radiations. Il yaau moins deux sortes de variations importantes du facteur de contraste Y à éclairement variable et temps de pose constant.
La première provient du défaut de réciprocité de émulsion photographique. Dans un exemple typique donné par Jones et Webb [191 y varie, chez la même émulsion, de 1,60 pour un éclairement de 0,0012 lux à 1,25 pour 0,312 lux (éclairement optimum) et 1,00 pour 80 lux. De manière générale, plus faible est l’éclairement, plus grande est la valeur de y, et ce coefficient décroît constamment quand l’éclairement augmente. Pour léclairement optimum, on à sensiblement y — y. Pour les éclairements plus faibles, + est supérieur à +’, et pour les éclairements plus intenses, inférieur à y’. Or, les diverses radiations qui composent un flux incident global n’ont pas toutes la même intensité : il en résulte qu’en raison du défaut de réciprocité les facteurs de contraste de ces radiations ne sont pas les mêmes. Toutefois, si l’on a soin de limiter létendue des domaines spectraux efficaces, l’hétérogénéité de ces facteurs produite par cette cause n’est pas très importante, car les variations de la brillance spectrale dans de tels domaines ne sont, en général, pas assez considérables.
En particulier, dans le cas des mesures par la méthode de Ch. Fabry ultérieurement décrites, l'un des domaines spectraux est limité par la sensibilité des émulsions non chromatisées et par la transparence de l'instrument et celle de l’atmosphère : la bande spectrale efficace ne dépasse guère un millier d’angstrôms, de 4000 à 5000 À. L'autre domaine résulte de l’adjonction du filtre orangé Wratten n° 15 à lémulsion panchromatique Agfa Isopan Super Special. Il résulte d'expériences et de caleuls ultérieurs ($ 36) que dans ces domaines la : brillance spectrale varie tout au plus de 1 à 10 dans le cas extrême d’une étoile du type M, et les courbes de défaut de réciprocité montrent que la variation correspondante du facteur de contraste est, dans cet intervalle, certainement inférieure à 10 pour 100.
Les variations spectrales intrinsèques de ce facteur sont beaucoup plus importantes, puisque dans le seul spectre visible elles peuvent atteindre parfois 100 pour 100.
Enfin, d'autre part, la courbe de noircissement n’est pas rectiligne dans toute son étendue et il en résulte une cause d’indétermination analogue à la précédente. Dans la formation d’un noircissement inter-
viennent des radiations d'intensités diverses, dont la loi d'action est très différente : pour telles d’entre elles cette action se situe dans la région de sous-exposition, tandis que pour d’autres la densité élémentaire sera d’un niveau correspondant à la partie rectiligne de la courbe de noircissement. La composition de ces actions élémentaires diverses ne peut se prêter à une interprétation simple et la courbe de noircissement moyenne n’a pas de signification physique bien déterminée.
La résultante de toutes ces causes d’indétermination produit ce que lon a coutume d'appeler leffet de Purkinje photographique. L’une des conséquences les plus directes est la suivante : si deux groupes de radiations différentes produisent le même effet photographique, il n’en sera plus de même si leurs intensités sont multipliées par un facteur constant. En toute rigueur, il serait nécessaire de n’opérer que dans des domaines spectraux où la sensibilité de l’émulsion et ses facteurs de contraste seraient pratiquement uniformes et où les sources à comparer auraient une brillance spectrale à peu près constante. On réalise approximativement les deux premières conditions en isolant par des écrans appropriés les deux parties les plus importantes de la sensibilité de émulsion, celle qui est plus spécifiquement propre à l’halosel d'argent (x < 5000 À) et celle qui résulte de l’adjonction des colorants sensibilisateurs (1 > 5000 À). L'emploi de ces écrans à d’ailleurs avantage de limiter beaucoup les variations de la brillance spectrale de la source. C’est ainsi que dans le cas d’une étoile de type KO filtrée par l'atmosphère et l'instrument ($ 36), la brillance qui varie de 1 à 50 dans le domaine d'utilisation efficace (4000-6700 À) de lémulsion panchromatique Agfa Isopan Super Special ne subira plus que des fluctuations de 1 à 10 et 1 à 5 dans ces deux domaines. C’est évidemment encore beaucoup ; on pourrait diminuer l’étendue des domaines, mais on réduirait l'efficacité de la méthode : dans des conditions d'application ainsi restreintes, il pourrait devenir préférable de remplacer la photométrie par la spectrophotométrie proprement dite.
Il est en tout cas très important qu’il y ait identité spectrale aussi complète que possible des sources à comparer. Dans le cas des étoiles, il faut les choisir de types spectraux aussi voisins que possible et, si l’étalonnage de émulsion doit se faire avec une source de laboratoire, il faut que, par un artifice approprié, celle-ci reproduise la distribution spectrale des sources stellaires. Un dispositif de ce genre sera décrit
SENSITOMÉTRIE SPECTRALE ET PHOTOMÉTRIE ASTRONOMIQUE 55
par la suite et l’on pourra, à cette occasion, effectuer une détermination expérimentale de la grandeur des erreurs que peut entrainer l'effet de Purkinje photographique.
BIBLIOGRAPHIE
[1] J. Dufay, La méthode des plages lumineuses en photométrie stellaire, Revue d'Optique, 8, pp. 321-331 (1929).
[2] H. Grouiller, Photométrie stellaire photographique par la méthode de Ch. Fabry, C. R., 199, n° 26, pp. 1583-1585 (26 déc. 1934).
[3] J. Lagrula, Contribution au perfectionnement des méthodes photographiques en photométrie astronomique différentielle, T'hèse de doctorat, Paris (1937).
[4] Transactions of the International Astronomical Union, 2, pp. 331-332 (1935).
[5] D. D. Judd, Journal Optical Society of America, 56 (1936).
[6] G. Ribaud, Traité de Pyrométrique Optique, p. 335.
[7] G. Ribaud, Traité de Pyrométrique Optique, p. 337.
[8] G. Ribaud, Traité de Pyrométrique Optique, p. 195, tableau 45.
[9] G. Ribaud, Traité de Pyrométrique Optique, p. 128.
[10] G. Ribaud, Traité de Pyrométrique Optique, p. 448, tableau 67.
[11] Ch. Fabry, Zntroduction générale à la photométrie, p. 21.
[12] Tien Kiu, Recherches sur la sensibilisation des plaques photographiques, Publ. Observatoire de Lyon, 2 (1937), série 1. Astronomie, pp. 173-240.
[13] G. Déjardin et D. Cavassilas, Transmission spectrale d'écrans absorbants utilisés pour l’étalonnage des plaques en photométrie photographique, Revue d'Optique, 17, pp. 41-58 (1938).
[14] J. Dufay, Sur la fabrication et l’étalonnage des écrans absorbants, Thèse p. 171 (1928). — J. Dufay et H. Grouiller, Mesures spectrales de la proportion de lumière polarisée dans la couronne solaire (Éclipse totale du 31 août 1932), Journal Phys., 7, p. 481 (1936).
[15] L. Herman, Spectre d'absorption de l’oxygène, Thèse, Paris (1939).
[16] E. Ferenez et J. Urbanek, Sensibilité et variation de sensibilité des cellules à couches d'arrêt, Revue d'Optique, 14, p. 315 (1935). — G. Marchal et L. Marton, Quelques observations sur les propriétés des cellules photoélectriques à couche d’arrêt au sélénium, Revue d'Optique, 15, p. 1 (1936).
[17] F. E. Ross, The physics of the developed photographic image, pp. 28-60. — G. Moreau, La sensitométrie photographique et ses applications, pp. 139-441.
[18] E. Kron, Ueber das Schwarzungsgesetz photographischer Platten, Jahrb. Phot., 28, p. 6 (1914) ; — Publ. Astroph. Observ. zu Potsdam, n° 67 (1913).
[19] L. À. Jones et J. H. Webb, Reciprocity law failure in photographie exposures, Journ. of the Society of mot. Pict. Engin, 23, n° 9 (1934).
[20] J. H. Webb, The photographie reciprocity law failure for radiations for different wawe-length, Journ. of the Optical Society of America, 28, pp. 316-323 (1933).
[21] Th. Dunham Jr, Die Anwendung der Photographie in der Astrophysik, Bericht über den VIIIe Internationalen Kongress für Photographie, Dresden, p. 287 (1931).
[22] H. Buisson et Ch. Fabry, Les lois du noircissement des plaques photographiques, Revue d’Optique, 8, pp. 1-27 (1924).
[23] F. E. Ross, loc. cit., 74 et N. Perakis, Contribution à l’étude des plaques panchromatiques, Journ. de Physique, sér. VIT, 2, pp. 341-352 (1931).
