KARL EXNER. - Ueber das Funkeln der Sterne und die

KARL EXNER. - Ueber das Funkeln der Sterne und die
Scintillation ¨uberhaupt (De l’´eclat des ´etoiles et en
particulier de la scintillation); Sitz. der K. Akad. der
Wissenchaft. Wien, d´ecembre 1881
C. Daguenet
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C. Daguenet. KARL EXNER. - Ueber das Funkeln der Sterne und die Scintillation ¨uberhaupt
(De l’´eclat des ´etoiles et en particulier de la scintillation); Sitz. der K. Akad. der
Wissenchaft. Wien, d´ecembre 1881. J. Phys. Theor. Appl., 1882, 1 (1), pp.373-377.
<10.1051/jphystap:018820010037301>.<jpa-00237972>
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373
dextrogyre
intervertit le
sens
de
la
spirale
et
permet
aussi
de
distinguer
immédiatement le
sens
de
la rotation
dans
la
plaque
employée.
Ce
phénomène rappelle , j usqu’à
un certain
point ,
les
spirales
d’Airy,
quoiqu’il
soit dû à une cause tout à fait
dif-
férente.
L’instrument à l’aide
duquel
on
obtient ces
phénomènes
a été
imaginé
et construit
par
M. J.
Duboscq.
Il sert
aussi
à mon trer
en
projection
la
persistance
des
impressions
sur la
rétine
par
le
mouvement de
rotation du
prisme
à
vision
directe;
il donne un
spectre
circulaire
dans
lequel
on
peut
faire varier
la
position
res-
pective
des
couleurs,
par
l’addition
d’un
prisme achromatique,
qui,
selon
la
position
réfringente par
rapport
au
premier, permet
d’avoir la
lumière
blanche ou
le
rouge
ou
violet au centre de ro-
’
tation.
Cet
appareil
consiste
en
un tube de laiton
qu’on peut
faire
tourner
rapidement
autour de son
axe
et dans
lequel
on introduit
les
prismes
biréfringents,
le
prisme
de
Nicol,
le
prisme
d’Amici
(prisme
à
vision
directe),
etc.,
qu’on
veut
employer
dans les
expé-
riences.
Le
polarisateur
reste
fixe ;
une lentille
donne,
à
travers
tout
le
système,
une
image
nette du
petit
trou
par
lequel
la
lumière
pénètre
dans
l’instrument.
KARL
EXNER. -
Ueber
das
Funkeln
der
Sterne
und
die
Scintillation
überhaupt
(De
l’éclat des étoiles
et en
particulier
de
la
scintillation);
Sitz.
der
K.
Akad.
der
Wissenchaft.
Wien,
décembre 1881
Trois théories
fondées,
l’une
sur
la
réfraction,
l’autre
sur
les
interférences,
la
troisième
sur la réflexion totale
des
rayons
dans
uns
atmosphère
hétérogène,
ont
été
proposées pour
rendre
compte
de
la
scintillation
des
étoiles.
La
première
de ces
théories
explique
facilement,
à
elle
seule,
d’après
M.
Exner,
les
phénomènes
connus;
les
conséquences
tirées des deux autres sont
également
vérifiées,
mais
elles
ont
une
importance
beaucoup
moindre
que
celles
déduites
de
la réfrac-
tion.
Le
scintillomètre
d’Arago,
fondé
sur les
phénomènes
de diffrac-
tion
qu’on
observe de
part
et
d’autre
du
plan
focal
d’une
lunette
Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphystap:018820010037301

374
de
petite
ouverture
(t),
présente
1 inconvénient
t
de donner
des
indications
qui
arient
d’un
instrument à
un
autre
et
qui
n’ont
aucune
signification
physique.
Nous
pouvons
seulement conclure
de
là
que
la réfraction
atmosphérique
fait varier d’une
façon
ra-
pide
et
irrégullère
la courbure des ondes lumineuses
que
l’étoile
nous envoie.
Si en
effet
nous
détern1inons,
en
déplaçant
l’oculaire,
la
position
sur l’axe
des Inaxilna et des minima
de
lumière
lorsque
la
source ne scintille
pas,
puis
lorsqu’elle
scimtille,
nous
trouvons
que
leur
position
absolue
a
changé,
mais
que
leur
distance relative
est restée
constante. Le
résultat
est
le même
que
si l’on
fait
passer
rapidement.,
un
grand
nombre
de
fois,
une
lentille
faiblement
réfringente
ou
un
verre
à
vitre entre
l’ohjectif
et une source
non
scintillante.
Le
phénomène
artificiel est même
beaucoup
plus net
et
plus
brillant
que
le
phénomène
naturel.
Dans
l’un et l’autre
cas,
les
figures
de diffraction ne
sont
pas
régulières ;
l’onde
ne
conserve
donc
pas
la
forme
sphérique.
On
peut,
en
partant
de
cette
remarque,
construire
un
scintillo-
mètre
qui
permette
de
mesurer
le
rayon de
courbure
de
l’onde.
On
prend,
par
exemple,
une lunette
de
i"’,,3o
ou 2m de
foyer,
onv
adapte
un
diaphragme
suffisamment
petit
et
l’on
trace
une
graduation
sur
te
tube
de
tirage.
On Blet la
lunette
au
point,
puis
on
en-
fonce
l’oculaire
jusque
ce
qu’un point
lumineux
apparaisse
de
temps
en
temps
ali
centre
de la tache
noire
et
l’on
fait une
première
lecture;
on l’enfonce de
nouveau jusqu’à
ce
que
le
centre
reste
complètement
blanc,
et
l’O11
mesure
le
déplacement
a.
Le
rayon
de courbure
maxima R
pendant
le
temps
de
l’obserB ation est
égal
à
R=
2f2 (f est
la
distance focale de
la
lunette).
Les résultats
ainsi
a
obtenus avec divers
instruments sont
constants.
L’auteur a
trouvé
dans une
série de mesures
faites
avec
une lunette de
1m, 70
et
un
diaphragme
de
o"Bi5
des
rayons
de courbure
compris
entre
181
et
19380m.
La
variation
de
courbure
de l’onde a
pour
conséquence
d’abord
une
répartition
inégale
de la
lumière à sa
surface;
on
observe
en
effet
dans
l’image
de l’étoile
agrandie
par
le
déplacement
de
l’ocu-
laire
des
différences
d’intensité,
et
en
projection
on
obtient un
(1) Annuaire du Bureau
cles
Longitudes,
183_L

375
roseau
à mailles
obscures,
analogue
à
celui
que
donne
la
réflexion
des
rayons
solaires
à
la
surface
de l’eau
légèrement,
agite.
Parfois
ces
mailles sont
diversement
colorées;
Fauteur
propose
de
nommer
ces
apparences
phénomène
de Marius. On les
observe
facilement
en examinant
l’image
du
Soleil réfléchie
par
une
boule en verre
argenté,
à
condition de diminuer le
rayon
de
courbure
de
la
houle
à
mesure
que
l’observateur se
rapproche
davantage
de
cette
boule.
On
peut
aussi
étudier
ces
variations
de
courbure en
plaçant
devant
l’objectif
une
fente
qui
donne
une
image
rectiligne
si
la
source ne
scintille
pas
et une
image
sinueuse dans le
cas con-
traire. Le nombre
et
la
grandeur
de ces sinuosités
perlmet
d’appré-
cier les
variations de courbure de
la
portion
d’onde
qui
tombe à
un
moment donné sur
l’objectif.
Avec
des
étoiles de hauteur
moyenne
on
observe de 1
à
5 de
ces
sinuosités ;
le
diamètre de
ces
dépres-
sions
peut
atteindre
Om, 10 ;
leur flèche
est
comparable
à
une
lon-
gueur
d’onde.
Ces variations de
courbure
donnent lieu aussi et une
déviation
d’un
faisceau lumineux étroit tel
que
celui
qui
tombe
sur
la
pu-
pille ;
dans un
instr ument elles ont
pour
effet
d’élargir
les
images
dont
les
bords
manquent
alors
de netteté.
Ce
mouvement
oscilla-
Latoire
signalé
déjà
par
Newton
a
été constaté
par
plusieurs
obser-
vateurs
sur les
bords de
la Lune ou bien
dans
les
observations
(l’étoiles.
On
l’observe directement en couvrant
l’objectif
d’un
diaphragme
percé
d une ouverture centrale et
de
deux
ouvertures
latérales ;
les
nuages
de ces ouvertures
se
déplacent
les
une
p ar rapport
aux
autres
assez lentement
pour
qu’on puisse
SHlB re leurs mouve-
nients.
Le
faisceau étroit
qui
tombe dans L’oeil ou clans un
instrument
de
petitc
ouverture
peut
étre tantôt
plas,
tantôt
moins
brillant;
il
en
résulte des
variations
d’éclat,
tandis
cjme,
dans
on
grand
instru-
ment,
des
faisceaux d’intensité variable
se
superposent
et
limage
focale
présente
une intensité
moyenne
constante.
Si
l’on donne
de
petites
secousses a
l’oculaire,
l’image
se
déve-
loppe
en
une
courbe
lumineuse :
c’est
le phénomène
(le Nicholson.
!
résulte de ce
qui précède qu’avec
un instrumen t de
petite
ouver-
ture
cette
courbe
doit
ètre
formée
de
parties
inégalement
bril-