TABLEAU XIX

BRILLANCE ÉNERGÉTIQUE SPECTRALE RELATIVE DU SOLEIL FILTRÉ PAR L'ÉQUATORIAL COUDÉ (Brillance spectrale pour 5000 À prise comme unité).

BRILLANCES SPECTRALES RELATIVES ET LR nn" À Corps noir à 5 800° K

leil filtré par Corps noir à 2 2960K De ous filtré par une atmo-

léquatorial coudé : ne sphère pure au zénith

Le Soleil vu dans l’équatorial est sensiblement plus rouge que l'étoile de même type spectral filtrée par une atmosphère pure. Certes l'étoile et le Soleil ont été sous-corrigés en sens inverse de l'absorption

atmosphérique, d’où des températures de couleur un peu trop élevées

pour l'étoile et un peu trop basses pour le Soleil. Mais deux autres effets contribuent, pour la plus grande partie, à diminuer la température de couleur apparente du Soleil : la double réflexion sur les miroirs de l’instrument et la faible dispersion du spectrographe utilisé.

Le facteur de réflexion de l'argent fraichement poli croît [38] de 0,84 à 0,96 de 4 000 à 7 000 À, soit, pour une double réflexion, de 0,71 à 0,92. Une surface plus ou moins ancienne comporte des sulfurations qui augmentent beaucoup cet effet.

On sait, d'autre part, que la température attribuée au Soleil varie avec le pouvoir de résolution de l’appareil dispersif, la courbe d'énergie étant tracée à l’aide des portions mesurées du spectre continu extérieures aux dépressions des innombrables raies de Fraunhofer. Plus grande est la définition, plus élevée est la température mesurée. C’est ainsi que Mulders [384], en tenant convenablement compte des raies des Tables de Rowland, parvient à une température de corps noir de 7 1400 K, sensiblement supérieure aux valeurs voisines de 6 0000 K antérieurement trouvées. Mais, ici, ce n’est pas la distribution énergétique théorique résultant de l'élimination de Pabsorption de Fraunhofer que l’on doit utiliser, mais, au contraire, la distribution effective avec compensation des raies trop voisines, par suite de la faible dispersion du spectrographe utilisé. Il est donc normal de trouver une distribution énergétique correspondant à une température plus basse et ceci montre bien tout l'intérêt qu’il y a, dans de telles déterminations, à tenir compte, par une expérience directe, des propriétés sélectives particulières des instruments employés.

Après avoir obtenu la distribution spectrale énergétique æpparente du Soleil, il reste à passer du Soleil (étoile du type G) aux étoiles des divers types spectraux. Pour un type spectral déterminé, on peut calculer le rapport de la brillance spectrale b, à la brillance b, d’une étoile de type G à l’aide de la formule de Planck :

Ce bre Ve ba e e — 1

On effectue le calcul en adoptant les températures qu'a conclues Brill [85] à la suite d’une discussion d’ensemble des diverses données spectrophotométriques et qui figurent dans le tableau XX,

SENSITOMÉTRIE SPECTRALE ET PHOTOMÉTRIE ASTRONOMIQUE 83

Traduisant les nombres ainsi trouvés en rapports relatifs, et prenant le rapport pour 5 000 À comme unité, on obtient les facteurs qui permettent de passer de la brillance spectrale relative du Soleil