DISPOSITIF INSTRUMENTAL
On ne peut songer à effectuer ce filtrage avec des écrans colorés, car 1l est peu vraisemblable que l’on puisse trouver des combinaisons réalisant les conditions variées fixées par la relation (1). Il est plus simple d'utiliser un monochromateur, qui, pour le but que l’on se propose, n’a pas besoin d’être un instrument de grande précision. On projette le filament ou ruban de la lampe étalon sur la fente largement ouverte d’un petit spectrographe, de manière à obtenir, au foyer de l'objectif de chambre, un spectre continu d’une certaine hauteur et très uniformément éclairé dans toute sa largeur. A l’aide d’un diaphragme approprié, on limite sur ce spectre une bande parallèle à la dispersion, mais dont les hauteurs variables sont, pour chaque longueur d'onde, proportionnelles aux facteurs t', fixés par légalité (1). Un verre diffusant sensiblement orthotrope, placé sur le diaphragme, éclaire le coin photométrique et l’émulsion à étalonner. On s'arrange pour que la longueur du spectre diffusé soit négligeable par rapport à la distance au coin et l’on devrait tenir compte de la transmission du diffuseur, de la loi de dispersion et de la transmission du monochromateur. La multiplicité de ces facteurs pourrait augmenter les causes d’inexactitude, mais on peut en éliminer un grand nombre en orientant convenablement l'expérience. Avec le spectrographe utilisé comme monochromateur, on pourrait se proposer de déterminer sur instrument astronomique utilisé des courbes spectrales apparentes d'énergie de quelques étoiles brillantes des types spectraux les plus usuels. Ces courbes d'énergie seraient ainsi affectées de l'absorption atmosphérique et de celle de l'instrument astronomique. Soient B,; les brillances spectrales fournies par ces courbes. On déterminerait aussi les brillances spectrales apparentes B'; de la lampe d’étalonnage vue à travers l’opalin et le monochromateur. Il suffirait alors que lon ait :
(2) B, = B';ré,
7, et {', ayant la même signification que précédemment.
36. BRILLANCE SPECTRALE APPARENTE D’'UNE ÉTOILE DE TYPE SPECTRAL DONNÉ.
Une difficulté pratique provient du fait que linstrument astronomique utilisé est un réfracteur à grande longueur focale (800 cm) pourvu d’un objectif achromatique visuel. L’aberration chromatique d’un tel objectif, qui atteint des valeurs de l’ordre du centimètre dans la partie utile du spectre visible [30], s'amplifie rapidement du côté des plus courtes longueurs d’onde. Il n’est donc pas possible, comme on l’a d’ailleurs vérifié directement, d'obtenir, en conjuguant avec un tel réfracteur un spectrographe de courte distance focale, un spectre photométriquement correct d’une étoile dans un domaine spectral assez étendu. Même avec un spectrographe à fente, les images monochromatiques de l'étoile ne peuvent se former en même temps sur la fente et les radiations de diverses longueurs d’onde sont inégalement diaphragmées. En même temps, ces radiations éclairent des longueurs de fente variables avec la longueur d’onde. Il en résulte un spectre à bords non parallèles, où la répartition des éclairements monochromatiques diffère complètement de la distribution spectrale de Pétoile.
On élude cette difficulté, tout au moins pour les étoiles du type G, en photographiant le spectre du Soleil. Une image de ce dernier est projetée à l’aide de l’équatorial sur un diffuseur blanc en plâtre de Paris : une telle surface diffuse d’une manière sensiblement uniforme les rayons de toutes fréquences, à condition toutefois [31] que l’angle d'incidence ne dépasse pas 45° et que l’angle d'émission ne soit pas trop grand, conditions réalisées au cours de l'expérience. Le cliché est étalonné, ensuite, au laboratoire par la technique habituelle des grilles, en utilisant le même spectrographe, afin d'éviter toutes causes d'erreurs dues à l'emploi d’un appareil dispersif différent.
Soit B', la brillance spectrale apparente relative du Soleil, telle qu’elle résulte directement de l'observation. Si D, est la densité optique au zénith de l'atmosphère et © la distance zénithale du Soleil au moment de lobservation, la brillance spectrale apparente relative B; du Soleil au zénith a pour valeur, en supposant la distance zénithale inférieure à 65° au moment de l'observation :
