ABSORPTION ATMOSPHÉRIQUE

En pénétrant dans Fatmosphère, les rayons lumineux que les astres nous envoient subissent de sa part une action qui change la vitesse de leur transmission et, par suite, leur direction; en même temps la force vive qu'ils possèdent, et qui est la mesure de leur intensité lumineuse, est diminuée; leur éclat est moindre qu'il ne l'était à l'entrée dans l'atmosphère. La proportion de lumière ainsi absorbée dépend de l'épaisseur traversée, et l'on a depuis fort longtemps remarqué que les astres paraissent beaucoup plus brillants du sommet d'une haute montagne que de la plaine, et plus brillants aussi à mesure qu'après leur lever ils s'élèvent graduellement au-dessus de l'horizon. Les éclats apparents de deux astres ne sont donc pas les mêmes en des points d'observation différents, ni pour un même lieu à des heures différentes d'observation; et il est nécessaire de pouvoir rendre comparables entre eux les éclats d'un même astre obtenus dans ces diverses conditions. Pour cela il faut connaître la loi de variation de l'absorption atmosphérique avec la hauteur de l'astre au-dessus de l'horizon et la proportion de lumière absorbée qui correspond à ime épaisseur déterminée de l'atmosphère.

80. Historique, — Bouguer donna le premier (1729) une solution à la fois théorique et pratique de ce problème (*). En 1760, Lambert en fît connaître une solution nouvelle moins complète que celle de Bouguer et bornée à la détermination de la loi

(') P. BouauER, Essai d'optique sur la gradation de la lumière, 1729.

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théorique de variation de Téclal avec la distance zénithale de hstre.

Plus tard (i8o5) Laplace (*) renouvela cette théorie et donna à celte question son véritable caractère en montrant la liaison intime qui la rattache aux phénomènes de réfraction; en 1882, J. IViaurer (2) adapta ces travaux aux découvertes optiques récentes en y introduisant la nouvelle définition de la puissance réfractive qui résulte des beaux travaux de M. Mascart.

L'année suivante est marquée par une étude expérimentale très complète de la question due à G. Millier ('). Plus tard, Seeliger et Hausdorff (*) reprirent chacun de leur côté la discussion de la théorie de Laplace et sa comparaison avec les résultats de l'observation; mais leurs études, intéressantes au point de vue théorique, n ajoutent rien de nouveau à nos connaissances au point de vue pratique.

81. Etude théorique. — Quand un rayon de lumière homogène traverse un milieu absorbant, la proportion de lumière transmise est indépendante de Tinlensilé du rayon ; par conséquent, la perte de lumière par extinction dans l'atmosphère est, toutes choses égales d'ailleurs, proportionnelle à cette intensité. Nous admettrons en outre que, comme pour la réfraction et pour beaucoup de propriétés thermiques des gaz, l'absorption par une masse donnée de gaz est indépendante de sa densité et ne dépend que de la masse elle-même : dans ces conditions, la perte de lumière par extinction, rfe, que subit un rayon lumineux en passant d'une couche atmosphérique N à la couche infiniment voisine N' (yî^. 8), est mesurée par la masse du cylindre de rayon

( ' ) Mécanique céleste, Vol. IV, Livre X, Chap. III.

( = ) J. Maurer, Die Extinction des FLtsternIichtes in der Atmosphàre in ihrer Beziehung zur astronomischen Refraction (Zurich, 1882).

(') G. MuLLER, Photometrische Untersuchungen {Publicationen des astrophysik alise hen Observatoriums zu Potsdam, i883; Vol. III, p. 2i5 et suiv.).

(*) Seeliqer, Ueber die Extinction des Lichtes in der Atmosphàre {Sitzungsberichte der koniglich-bayerischen Akademie der Wissenschaften, 1891; Vol. XXI).

F. Hausdorfp, Ueber die Absorption des Lichtes in der Atmosphàre {Berichte ùber die Verhandlungen der koniglich-sàchsichen Gesellschaft der Wissenschaften zu Leipzig, 1895 ; mathematische-physische Klasse),

tbaitE d'astbokoiib sibllaiks.

infïnitnent petit (que nous prenons égal à l'unité} et dont l'axe est précisi^tnent l'arc de la trajectoire du rayon lumineux compris entre ces deux couches; on a donc, si ds est cet élément de

chemin, a la densité de l'atmosphère en N et A: une constante,

mais, ( étant l'angle d'incidence en N, d'où ''" '*'''"'

Or, pour une étoile déterminée, i est sensiblement constant et égal à la distance zénithale =; on a donc, en intégrant des limites de l'atmosphère au sol.

et, par suite, en désignant par E l'éclat de l'étoile aux limites de l'atmosphère, par Eg son éclat à la surface du sol ou son éclat observé,

'Og -ET = / P a''-

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Or on peut, sans crainte d'erreur sensible, adopter ici l'hypo-