1881
4 de Abril
Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
T. .XCII
Nº. 14
Pag. 821, 822, 823, 824, 825 825
4 de Abril
Compte Rendu des Séances de L'Académie des Sciences
T. .XCII
Nº. 14
Pag. 821, 822, 823, 824, 825 825
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ASTRONOMIE PHYSIQUE. - Sur la photométrie photographique et son application à l'étude des pouvoirs rayonnants comparés du Soleil et des étoiles; par M. J. Janssen.
« Les applications scientifiques de la Photographie ont pris une telle importance, spécialement en Astronomie, qu'il y a actuellement un intérêt capital à introduire dans cet art les méthodes rigoureuses de la Science, afin de le rendre capable, non plus seulement d'enregistrer les phénomènes lumineux, mais d'en donner la mesure précise, en un mot de créer une Photographie photométrique.
» C'est le but que je me suis proposé, et que je poursuis depuis plusieurs années.
» L'intervention de la Photographie dans les mesures photométriques présente un très grand intérêt.
» D'une part, cette méthode permet aujourd'hui non seulement l'enregistrement de tous les rayons visibles, mais elle atteint encore ces radiations ultra-violettes qui nous donnent des notions si précieuses sur la température des corps.
« Mais l'avantage le plus précieux de la Photographie consiste dans la permanence des résultats obtenus. Tandis que les comparaisons photométriques entre deux sources lumineuses sont essentiellement fugitives et exigent la présence simultanée de ces sources, la Photographie fournira des termes permanents de comparaison qui pourront être comparés quand on voudra et qu'on pourra même léguer à l'avenir. En outre, par l'admirable propriété de la plaque sensible, de permettre l'accumulation presque indéfinie des actions lumineuses, la nouvelle méthode permettra la comparaisonet l'étude de radiations d'une faiblesse extrème, inaccessibles à nos moyens actuels.
« Le phénomène photographique final, provoqué par l'action des radiations actives, consiste, pour les procédés actuels, dans un dépôt métallique sur la plaque. On ne pourrait songer à peser ce dépôt: les quantités de matière en jeu sont trop faibles. Il est plus simple et plus naturel de demander l'élément de mesure au degré d'opacité plus ou moins grand de ce dépôt rnétallique, puisque c'est par lui que sont constituées les images engendrées par la lumière.
« C'est ce que nous avons fait.
« Nous avons ensuite cherché un instrument qui pût donner les bases des rapports qui existent entre l'intensité d'une radiation et le degré d'opacité du dépôt qu'elle provoque.
» Après diverses recherches, nous avons été conduit aux dispositions trés simples de l'instrument dont nous donnons la disposition essentielle, et que nous nommons le photomètre photographique.
« Cet instrument consiste essentiellement en un châssis pouvant recevoir une plaque sensible devant laquelle un mécanisme fait passer, d'un mouvement uniforme et mesuré, un obturateur percé d'une fenêtre, qui régle l'action lumineuse sur la plaque, et dont la forme est variable avec les effets qu'on veut obtenir.
« Le mouvement de l'obturateur est rendu uniforme, soit par un mouvement d'horlogerie pour les mouvements lents, soit par des ressorts, agissant dans des conditions spéciales, pour les mouvements rapides. Dans ce dernier cas, la vitesse est mesurée par un diapason.
« Si l'on place dans le châssis une plaque sensible, et qu'on fasse passer devant elle la fenêtre de l'obturateur, on obtient une teinte uniforme sur toute la surface de la plaque quand la fenêtre a la forme d'un rectangle; mais, si la forme de cette fenêtre est celle d'un triangle, la teinte de la plaque décroîtra du bord qui correspond à la base du triangle vers le bord opposé, et, de plus, la loi du décroissement d'intensité de ces teintes exprimera celle qui les lie aux décroissements de l'intensité de la source, décroissements qui sont donnés par la forme même de la fenêtre.
« En donnant à la fenêtre des ouvertures triangulaires de divers angles, on obtiendra les séries de teintes qui correspondent des intensités variées et liées entre elles de la lumière.
« L'instrument permet de constater immédiatement que l'opacité du dépôt photographique ne reste pas proportionnelle à l'intensité lumineuse dès que cette intensité s'accroît notablement, car, si l'on superpose en sens opposés deux plaques semblables obtenues avec la même ouverture triangulaire, on constate qu'elles ne présentent pas une teinte uniforme, mais, au contraire, qu'elles montrent une augmentation d'opacité vers le milieu, ce qui démontre que le dépôt photographique n'augmente pas aussi rapidement que l'intensité lumineuse.
« Pour mesurer les rapports de sensibilité de deux plaques photographiques d'origines différentes, il suffit de les mettre l'une à la suite de l'autre dans le châssis du photomètre et de donner la pose par la fenêtre triangulaire. Les points où les plaques présenteront la même opacité seront rapportés aux points de la fenêtre qui leur correspondent, et le rapport des ouvertures en ces points exprimera le rapport des sensibilités. On trouve ainsi que les nouvelles plaques au gélatino-bromure d'argent qu'on prépare actuellement peuvent être jusqu'à vingt fois plus sensibles que les plaques collodionnées au procédé humide.
» On peut, aussi facilement, chercher les rapports des intensités photogéniques de deux sources différentes. Il suffira de les faire agir successivement sur deux plaques semblables. Les points d'égale teinte dans ces plaques conduiront, comme tout à l'heure, à l'expression du rapport cherché.
» Enfin l'on pourra aussi simplement vérifier, par la Photographie, les principales lois de la Photométrie.
» Mais il y a ici un élément nouveau et fort important de mesure: c'est celui de la durée des actions. Quand deux sources d'inégale intensité ont accompli sur la rnême plaque un travail photographique égal, leurs intensités sont dans le rapport inverse des temps qu'elles ont respectivement employés.
» II est évident, en effet, que, pour accomplir un même travail dans des conditions identiques, il faut la même somme d'énergie radiante.
» On vérifie le principe au photomètre, en prenant une fenêtre divisée en deux parties rectangulaires dans le sens de sa hauteur, celle du haut ayant, par exemple, quatre fois l'ouverture de celle du bas. On fait agir sur l'ouverture quadruple une source d'intensité Ι et sur l'ouverture Ι une source d'intensité 4. On constate alors que les teintes sont égales.
» Telle est la disposition générale de l'instrument. Il porte des dispositions spéciales pour les différentes applications qu'on peut lui demander, et notamment lorsqu'il s'agit d'affaiblir ou d'augmenter par des lentilles de quartz l'intensité de la source radiante. Dans ce résumé, je ne puis entrer dans les détails, qui seront donnés dans le Mémoire.
« Je viens maintenant à l'une des applications qui ont été faites des principes posés ci-dessus.
» Application à l'étude des radiations comparées du Soleil et des étoiles. - II est superflu d'insister sur l'importance de cette application. On sait que de tout temps, mais surtout depuis les grands progrès des sciences physiques, les astronomes les plus célèbres ont cherché à obtenir des mesures de la puissance rayonnante des corps célestes.
« La Photographie, qui, aujourd'hui, peut enrégistrer des radiations d'une échelle d'ondulations beaucoup plus étendue que l'échelle oculaire, apportera des éléments nouveaux et de la plus haute importance dans la question.
« Dans ce travail, je me suis attaché d'abord aux étoiles dont on connaît la parallaxe; Sirius, la Chèvre, Arcturus, etc., ont été l'objet des premières études.
« La comparaison de la puissance du rayonnement photographique d'une étoile et du Soleil peut être obtenue directement, sans intermédiaire.
« Il faut déterminer d'abord quelle est la durée d'action du Soleil qui correspond à la variation la plus rapide dans le degré d'opacité des dépôts photographiques. Cette donnée est fournie par le photomètre.
« Si l'on se sert de plaques au gélatino-bromure d'argent, on trouve que pour remplir cette condition il faut réduire l'action lumineuse de 1/20000 à 1/40000 de seconde pour l'action directe.
» Pour obtenir sur la plaque sensible une teinte se dégradant unifomiément d'un bord à l'autre et formant une échelle bien régulière, on est obligé de donner aux côtés de la fenêtre la forme d'une courbe qui corrige le défaut de proportionnalité entre la grandeur de l'action photogénique et l'opacité du dépôt produit.
« Nous nommerons échelles solaires ces plaques photographiques présentant des échelles de teintes, obtenues dans des conditions rigoureusement déterminées pour la nature de la couche sensible, le temps de l'action solaire, la hauteur de l'astre, etc.
« Il s'agit maintenant d'obtenir des termes analogues pour les étoiles.
« Ainsi que je le disais à l'Académie dans une autre séance, les images photographiques données par les étoiles ne peuvent fournir des éléments précis de mesure photométrique, à cause de la petitesse et de l'irrégularité de ces images. On en peut tirer des indications générales déjà précieuses sur la puissance de rayonnement de ces astres, mais ces résultats échappent à toute mesure.
« Il faut obtenir avec l'étoile une image assez grande et de teinte mesurable, c'est-à-dire qui puisse être comparée à celles que nous avons obtenues du Soleil.
« Pour obtenir ce résultat, on place le châssis qui contient la plaque photographique à une certaine distance du foyer, comme je le disais dans une précédente séance. Le faisceau conique donné par la lumière de l'étoile est coupé par un plan perpendiculaire à son axe et donne un cercle. Si la lunette ou le télescope est très bon, ce cercle est uniformément éclairé dans toute sa surface, et l'image photographique présente une teinte uniforme qui se prête très bien aux comparaisons photométriques.
« Sur la même plaque, nous obtenons ainsi de l'étoile une douzaine d'images correspondant à des temps régulièrement croissants. On élimine ainsi les erreurs accidentelles et on obtient plusieurs termes de comparaison avec les échelles solaires
« Le mouvement de l'instrument, du reste, doit être rigoureusement réglé sur le temps sidéral, pour se prêter à des poses un peu prolongées quand cela est nécessaire.
« Ici, comme pour le soleil, toutes les circonstances qui modifient l'intensité du rayonnement de l'étoile sont notées et appréciées.
« On voit que dans ces expériences la puissance rayonnante de l'étoile est augmentée dans le rapport du carré du diamètre du miroir télescopique à celui du cercle stellaire. Il y a, bien entendu, à tenir compte des pertes par réflexion.
« J'ai également une disposition qui permet d'obtenir avec le télescope lui-même, pour le Soleil, des cercles analogues aux cercles stellaires.
« La série des cercles d'une étoile est alors comparée aux échelles fournies par le Soleil, et chaque cercle pour lequel on trouve une teinte égale dans les échelles fournit les éléments du rapport des intensités photographiques des deux astres.
« Dans une Communication ultérierire, j'aurai l'honneur de faire connaître les résultats obtenus. Pour Sirius, les conditions étaient dernièrement assez défavorables; cependant on peut déjà prévoir, d'après les premières comparaisons, que ce corps doit avoir un volume considérable, même en admettant un pouvoir radiant, par unité de surface, beaucoup plus élevé que pour notre Soleil. »
ASTRONOMIE PHYSIQUE. - Sur la photométrie photographique et son application à l'étude des pouvoirs rayonnants comparés du Soleil et des étoiles; par M. J. Janssen.
« Les applications scientifiques de la Photographie ont pris une telle importance, spécialement en Astronomie, qu'il y a actuellement un intérêt capital à introduire dans cet art les méthodes rigoureuses de la Science, afin de le rendre capable, non plus seulement d'enregistrer les phénomènes lumineux, mais d'en donner la mesure précise, en un mot de créer une Photographie photométrique.
» C'est le but que je me suis proposé, et que je poursuis depuis plusieurs années.
» L'intervention de la Photographie dans les mesures photométriques présente un très grand intérêt.
» D'une part, cette méthode permet aujourd'hui non seulement l'enregistrement de tous les rayons visibles, mais elle atteint encore ces radiations ultra-violettes qui nous donnent des notions si précieuses sur la température des corps.
« Mais l'avantage le plus précieux de la Photographie consiste dans la permanence des résultats obtenus. Tandis que les comparaisons photométriques entre deux sources lumineuses sont essentiellement fugitives et exigent la présence simultanée de ces sources, la Photographie fournira des termes permanents de comparaison qui pourront être comparés quand on voudra et qu'on pourra même léguer à l'avenir. En outre, par l'admirable propriété de la plaque sensible, de permettre l'accumulation presque indéfinie des actions lumineuses, la nouvelle méthode permettra la comparaisonet l'étude de radiations d'une faiblesse extrème, inaccessibles à nos moyens actuels.
« Le phénomène photographique final, provoqué par l'action des radiations actives, consiste, pour les procédés actuels, dans un dépôt métallique sur la plaque. On ne pourrait songer à peser ce dépôt: les quantités de matière en jeu sont trop faibles. Il est plus simple et plus naturel de demander l'élément de mesure au degré d'opacité plus ou moins grand de ce dépôt rnétallique, puisque c'est par lui que sont constituées les images engendrées par la lumière.
« C'est ce que nous avons fait.
« Nous avons ensuite cherché un instrument qui pût donner les bases des rapports qui existent entre l'intensité d'une radiation et le degré d'opacité du dépôt qu'elle provoque.
» Après diverses recherches, nous avons été conduit aux dispositions trés simples de l'instrument dont nous donnons la disposition essentielle, et que nous nommons le photomètre photographique.
« Cet instrument consiste essentiellement en un châssis pouvant recevoir une plaque sensible devant laquelle un mécanisme fait passer, d'un mouvement uniforme et mesuré, un obturateur percé d'une fenêtre, qui régle l'action lumineuse sur la plaque, et dont la forme est variable avec les effets qu'on veut obtenir.
« Le mouvement de l'obturateur est rendu uniforme, soit par un mouvement d'horlogerie pour les mouvements lents, soit par des ressorts, agissant dans des conditions spéciales, pour les mouvements rapides. Dans ce dernier cas, la vitesse est mesurée par un diapason.
« Si l'on place dans le châssis une plaque sensible, et qu'on fasse passer devant elle la fenêtre de l'obturateur, on obtient une teinte uniforme sur toute la surface de la plaque quand la fenêtre a la forme d'un rectangle; mais, si la forme de cette fenêtre est celle d'un triangle, la teinte de la plaque décroîtra du bord qui correspond à la base du triangle vers le bord opposé, et, de plus, la loi du décroissement d'intensité de ces teintes exprimera celle qui les lie aux décroissements de l'intensité de la source, décroissements qui sont donnés par la forme même de la fenêtre.
« En donnant à la fenêtre des ouvertures triangulaires de divers angles, on obtiendra les séries de teintes qui correspondent des intensités variées et liées entre elles de la lumière.
« L'instrument permet de constater immédiatement que l'opacité du dépôt photographique ne reste pas proportionnelle à l'intensité lumineuse dès que cette intensité s'accroît notablement, car, si l'on superpose en sens opposés deux plaques semblables obtenues avec la même ouverture triangulaire, on constate qu'elles ne présentent pas une teinte uniforme, mais, au contraire, qu'elles montrent une augmentation d'opacité vers le milieu, ce qui démontre que le dépôt photographique n'augmente pas aussi rapidement que l'intensité lumineuse.
« Pour mesurer les rapports de sensibilité de deux plaques photographiques d'origines différentes, il suffit de les mettre l'une à la suite de l'autre dans le châssis du photomètre et de donner la pose par la fenêtre triangulaire. Les points où les plaques présenteront la même opacité seront rapportés aux points de la fenêtre qui leur correspondent, et le rapport des ouvertures en ces points exprimera le rapport des sensibilités. On trouve ainsi que les nouvelles plaques au gélatino-bromure d'argent qu'on prépare actuellement peuvent être jusqu'à vingt fois plus sensibles que les plaques collodionnées au procédé humide.
» On peut, aussi facilement, chercher les rapports des intensités photogéniques de deux sources différentes. Il suffira de les faire agir successivement sur deux plaques semblables. Les points d'égale teinte dans ces plaques conduiront, comme tout à l'heure, à l'expression du rapport cherché.
» Enfin l'on pourra aussi simplement vérifier, par la Photographie, les principales lois de la Photométrie.
» Mais il y a ici un élément nouveau et fort important de mesure: c'est celui de la durée des actions. Quand deux sources d'inégale intensité ont accompli sur la rnême plaque un travail photographique égal, leurs intensités sont dans le rapport inverse des temps qu'elles ont respectivement employés.
» II est évident, en effet, que, pour accomplir un même travail dans des conditions identiques, il faut la même somme d'énergie radiante.
» On vérifie le principe au photomètre, en prenant une fenêtre divisée en deux parties rectangulaires dans le sens de sa hauteur, celle du haut ayant, par exemple, quatre fois l'ouverture de celle du bas. On fait agir sur l'ouverture quadruple une source d'intensité Ι et sur l'ouverture Ι une source d'intensité 4. On constate alors que les teintes sont égales.
» Telle est la disposition générale de l'instrument. Il porte des dispositions spéciales pour les différentes applications qu'on peut lui demander, et notamment lorsqu'il s'agit d'affaiblir ou d'augmenter par des lentilles de quartz l'intensité de la source radiante. Dans ce résumé, je ne puis entrer dans les détails, qui seront donnés dans le Mémoire.
« Je viens maintenant à l'une des applications qui ont été faites des principes posés ci-dessus.
» Application à l'étude des radiations comparées du Soleil et des étoiles. - II est superflu d'insister sur l'importance de cette application. On sait que de tout temps, mais surtout depuis les grands progrès des sciences physiques, les astronomes les plus célèbres ont cherché à obtenir des mesures de la puissance rayonnante des corps célestes.
« La Photographie, qui, aujourd'hui, peut enrégistrer des radiations d'une échelle d'ondulations beaucoup plus étendue que l'échelle oculaire, apportera des éléments nouveaux et de la plus haute importance dans la question.
« Dans ce travail, je me suis attaché d'abord aux étoiles dont on connaît la parallaxe; Sirius, la Chèvre, Arcturus, etc., ont été l'objet des premières études.
« La comparaison de la puissance du rayonnement photographique d'une étoile et du Soleil peut être obtenue directement, sans intermédiaire.
« Il faut déterminer d'abord quelle est la durée d'action du Soleil qui correspond à la variation la plus rapide dans le degré d'opacité des dépôts photographiques. Cette donnée est fournie par le photomètre.
« Si l'on se sert de plaques au gélatino-bromure d'argent, on trouve que pour remplir cette condition il faut réduire l'action lumineuse de 1/20000 à 1/40000 de seconde pour l'action directe.
» Pour obtenir sur la plaque sensible une teinte se dégradant unifomiément d'un bord à l'autre et formant une échelle bien régulière, on est obligé de donner aux côtés de la fenêtre la forme d'une courbe qui corrige le défaut de proportionnalité entre la grandeur de l'action photogénique et l'opacité du dépôt produit.
« Nous nommerons échelles solaires ces plaques photographiques présentant des échelles de teintes, obtenues dans des conditions rigoureusement déterminées pour la nature de la couche sensible, le temps de l'action solaire, la hauteur de l'astre, etc.
« Il s'agit maintenant d'obtenir des termes analogues pour les étoiles.
« Ainsi que je le disais à l'Académie dans une autre séance, les images photographiques données par les étoiles ne peuvent fournir des éléments précis de mesure photométrique, à cause de la petitesse et de l'irrégularité de ces images. On en peut tirer des indications générales déjà précieuses sur la puissance de rayonnement de ces astres, mais ces résultats échappent à toute mesure.
« Il faut obtenir avec l'étoile une image assez grande et de teinte mesurable, c'est-à-dire qui puisse être comparée à celles que nous avons obtenues du Soleil.
« Pour obtenir ce résultat, on place le châssis qui contient la plaque photographique à une certaine distance du foyer, comme je le disais dans une précédente séance. Le faisceau conique donné par la lumière de l'étoile est coupé par un plan perpendiculaire à son axe et donne un cercle. Si la lunette ou le télescope est très bon, ce cercle est uniformément éclairé dans toute sa surface, et l'image photographique présente une teinte uniforme qui se prête très bien aux comparaisons photométriques.
« Sur la même plaque, nous obtenons ainsi de l'étoile une douzaine d'images correspondant à des temps régulièrement croissants. On élimine ainsi les erreurs accidentelles et on obtient plusieurs termes de comparaison avec les échelles solaires
« Le mouvement de l'instrument, du reste, doit être rigoureusement réglé sur le temps sidéral, pour se prêter à des poses un peu prolongées quand cela est nécessaire.
« Ici, comme pour le soleil, toutes les circonstances qui modifient l'intensité du rayonnement de l'étoile sont notées et appréciées.
« On voit que dans ces expériences la puissance rayonnante de l'étoile est augmentée dans le rapport du carré du diamètre du miroir télescopique à celui du cercle stellaire. Il y a, bien entendu, à tenir compte des pertes par réflexion.
« J'ai également une disposition qui permet d'obtenir avec le télescope lui-même, pour le Soleil, des cercles analogues aux cercles stellaires.
« La série des cercles d'une étoile est alors comparée aux échelles fournies par le Soleil, et chaque cercle pour lequel on trouve une teinte égale dans les échelles fournit les éléments du rapport des intensités photographiques des deux astres.
« Dans une Communication ultérierire, j'aurai l'honneur de faire connaître les résultats obtenus. Pour Sirius, les conditions étaient dernièrement assez défavorables; cependant on peut déjà prévoir, d'après les premières comparaisons, que ce corps doit avoir un volume considérable, même en admettant un pouvoir radiant, par unité de surface, beaucoup plus élevé que pour notre Soleil. »
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