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est vrai que certains auteurs n'hésitent pas à admettre que le rayonnement solaire serait, dans l'ultraviolet lointain, un million de fois plus intense que celui d'un corps noir à 7000° ! Comme vous le voyez, les théoriciens ont du pain sur la planche. Une autre énigme, qu'ils ont à résoudre, est celle du maintien d'une ionisation relativement élevée pendant la nuit (un dixième environ de la valeur diurne pour la couche E). Mais laissons là ces questions théoriques et reprenons l'étude descriptive de l'ionosphère. Je passe maintenant aux aurores et à la lumière du ciel nocturne, ou, plus exactement, comme ce sont des sujets très vastes, j'examinerai, spécialement les questions capables de nous donner des précisions sur les conditions dans la haute atmosphère. Les aurores sont une luminescence des couches atmosphériques supérieures, due à un bombardement par des particules électrisées lancées par le Soleil. L'altitude la plus fréquente des aurores est 110 kilomètres ; mais, comme je l'ai déjà dit, les aurores teignent, dans certains cas, lorsqu'elles s'étendent jusqu'à nos latitudes, 1000 kilomètres. Quant à la lumière du ciel nocturne, les étoiles invisibles à l'œil nu et la diffusion de la lumière du Soleil et des étoiles dans l'espace interplanétaire et interstellaire en fournissent une fraction, mais une partie importante, la plus intéressante pour nous provient d'une luminosité de la haute atmosphère, que l'on appelle parfois l'« aurore permanente », par opposition aux aurores polaires ; il s'agit d'une sorte de phosphorescence, les couches situées à 100 kilomètres et au-dessus absorbant pendant le jour de l'énergie, qui est libérée sous forme lumineuse pendant la nuit. La luminescence des aurores polaires présente, bien entendu, des analogies avec celle du ciel nocturne; mais elle en diffère par le degré d'excitation, qui est beaucoup plus élevé pour les aurores polaires ; ainsi les bandes négatives et les bandes du deuxième groupe positif de la molécule d'azote sont très intenses dans les aurores et presque invisibles dans le ciel nocturne; et celui-ci montre au contraire très nettement les bandes dites de Végard-Kaplan, de la même molécule N2, qui sont habituellement faibles dans les aurores.
et interstellaire en fournissent une fraction, mais une partie importante, la plus intéressante pour nous provient d'une luminosité de la haute atmosphère, que l'on appelle parfois l'« aurore permanente », par opposition aux aurores polaires ; il s'agit d'une sorte de phosphorescence, les couches situées à 100 kilomètres et au-dessus absorbant pendant le jour de l'énergie, qui est libérée sous forme lumineuse pendant la nuit. La luminescence des aurores polaires présente, bien entendu, des analogies avec celle du ciel nocturne; mais elle en diffère par le degré d'excitation, qui est beaucoup plus élevé pour les aurores polaires ; ainsi les bandes négatives et les bandes du deuxième groupe positif de la molécule d'azote sont très intenses dans les aurores et presque invisibles dans le ciel nocturne; et celui-ci montre au contraire très nettement les bandes dites de Végard-Kaplan, de la même molécule N2, qui sont habituellement faibles dans les aurores. Une particularité remarquable du spectre des aurores et du ciel nocturne, c'est qu'ils contiennent tous deux des radiations que l'on appelle « interdites » et, notamment, les raies interdites de l'atome d'oxygène non ionisé O2, c'est-à-dire la fameuse raie verte aurorale. Diagrammes schématiques des premiers niveaux énergétiques pour les atomes neutres d'oxygène et d'azote. longueur d'onde 5 577 Å et le doublet rouge 6 300-6 364 Å. Je m'arrête ici un instant pour rappeler la nature des radiations interdites, bien que cette question soit maintenant familière aux astronomes, depuis que les mystérieuses raies des nébuleses gazeuses ont été identifiées comme des raies interdites d'atomes communs, une ou plusieurs fois ionisées. Vous savez qu'en spectroscopie on emploie un langage imagé et l'on dit communément qu'un atome se trouve dans un certain niveau, ou état, auquel on donne une désignation symbolique ; dans les conditions habituelles l'atome n'est pas excité, il est à l'état normal, par exemple l'état 3P, si nous considérons l'atome 02; quand il est excité, l'atome est porté à un niveau supérieur, comme les niveaux D ou 1S pour 02 (fig. 27). Il y a émission de lumière lorsqu'un atome descend spontanément d'un niveau excité à un état inférieur.
neutres d'oxygène et d'azote. longueur d'onde 5 577 Å et le doublet rouge 6 300-6 364 Å. Je m'arrête ici un instant pour rappeler la nature des radiations interdites, bien que cette question soit maintenant familière aux astronomes, depuis que les mystérieuses raies des nébuleses gazeuses ont été identifiées comme des raies interdites d'atomes communs, une ou plusieurs fois ionisées. Vous savez qu'en spectroscopie on emploie un langage imagé et l'on dit communément qu'un atome se trouve dans un certain niveau, ou état, auquel on donne une désignation symbolique ; dans les conditions habituelles l'atome n'est pas excité, il est à l'état normal, par exemple l'état 3P, si nous considérons l'atome 02; quand il est excité, l'atome est porté à un niveau supérieur, comme les niveaux D ou 1S pour 02 (fig. 27). Il y a émission de lumière lorsqu'un atome descend spontanément d'un niveau excité à un état inférieur. Dans l'immense majorité des cas ce retour spontané à un niveau inférieur se produit après un délai extrêmement court (10-8 seconde environ), à partir de l'instant où l'atome s'est trouvé porté au niveau excité. Mais pour certains niveaux, que l'on appelle des niveaux métastables, l'atome semble hésiter à les abandonner et prolonge son séjour pendant un temps beaucoup plus long ; par exemple, ce temps atteint, en moyenne, 100 secondes et 0,5 seconde pour les niveaux D et S de 02. L'expression « radiation interdite », par laquelle on désigne les radiations émises dans un tel cas, est employée pour préciser que cette émission impossible dans les conditions ordinaires ; en effet, tandis que l'atome flâne dans un niveau métastable, il est brusquement heurté par une particule du gaz environnant son énergie d'excitation est alors facilement cédée à la particule, qui provoque ainsi la chute de l'atome vers le niveau normal, mais, cette fois, sans émission de lumière. Les méthodes de la mécanique quantique permettent d'évaluer la « durée de vie moyenne d'un niveau métastable, ou la « probabilité de transition » entre deux niveaux. On comprend que l'émission des radiations interdites soit possible dans les nébuleses gazeuses, car la
et prolonge son séjour pendant un temps beaucoup plus long ; par exemple, ce temps atteint, en moyenne, 100 secondes et 0,5 seconde pour les niveaux D et S de 02. L'expression « radiation interdite », par laquelle on désigne les radiations émises dans un tel cas, est employée pour préciser que cette émission impossible dans les conditions ordinaires ; en effet, tandis que l'atome flâne dans un niveau métastable, il est brusquement heurté par une particule du gaz environnant son énergie d'excitation est alors facilement cédée à la particule, qui provoque ainsi la chute de l'atome vers le niveau normal, mais, cette fois, sans émission de lumière. Les méthodes de la mécanique quantique permettent d'évaluer la « durée de vie moyenne d'un niveau métastable, ou la « probabilité de transition » entre deux niveaux. On comprend que l'émission des radiations interdites soit possible dans les nébuleses gazeuses, car la densité de matière y est très faible et, par suite, les chances de fréquence, encore qu'ils soient déjà suffisants pour réduire notablement l'intensité de certains. certaines radiations pour lesquelles la probabilité de transition est extrêmement petite. Mais revenons à la haute atmosphère. La pression a beau être faible, relativement, elle est encore, dans la région des couches E et F, 107 à 109 fois plus grande que dans les nébuleses. Un atome subit 104 collisions par seconde à l'altitude de 100 kilomètres, où l'on observe, dans la lumière crépusculaire, l'émission des raies rouges interdites de 02. Une émission dans de telles conditions paraît impossible, d'après ce que nous venons de dire. Il faut donc examiner le problème de plus près. En fait, la chance pour qu'un atome excité perde son énergie par chocs dépend essentiellement de la nature de la particule qu'il heurte. Si c'est un atome, l'énergie d'excitation est cédée facilement lorsque cet atome possède un niveau atomique dont l'énergie est très voisine de celle qui est disponible, car il se réalise une sorte de résonance entre les deux atomes. Mais si l'on s'écarte de cette résonance et si la différence d'énergie des deux atomes est grande, le transfert
est encore, dans la région des couches E et F, 107 à 109 fois plus grande que dans les nébuleses. Un atome subit 104 collisions par seconde à l'altitude de 100 kilomètres, où l'on observe, dans la lumière crépusculaire, l'émission des raies rouges interdites de 02. Une émission dans de telles conditions paraît impossible, d'après ce que nous venons de dire. Il faut donc examiner le problème de plus près. En fait, la chance pour qu'un atome excité perde son énergie par chocs dépend essentiellement de la nature de la particule qu'il heurte. Si c'est un atome, l'énergie d'excitation est cédée facilement lorsque cet atome possède un niveau atomique dont l'énergie est très voisine de celle qui est disponible, car il se réalise une sorte de résonance entre les deux atomes. Mais si l'on s'écarte de cette résonance et si la différence d'énergie des deux atomes est grande, le transfert devient impossible ; on dit alors que les chocs sont élastiques. Comme les cas de résonance sont rares, dans la plupart des cas les chocs contre des atomes sont élastiques. C'est l'inverse qui est vrai pour les chocs contre des molécules, car celles-ci ont une structure complexe et possèdent un grand nombre de niveaux énergétiques ; il y aura presque toujours coïncidence, à très peu près, d'un de ces niveaux avec celui de l'atome excité et le transfert d'énergie se réalisera facilement. Une conclusion s'impose donc, comme je l'ai récemment montré il faut que l'atmosphère supérieure soit essentiellement formée d'atomes, dont le choc ne désactive pas les atomes excités métastables. Depuis déjà plusieurs années on admettait que l'oxygène est en grande partie dissocié à l'état atomique dans l'atmosphère supérieure, par absorption du rayonnement solaire ultraviolet. En effet, on sait que l'oxygène moléculaire possède une bande d'absorption très intense pour les radiations de longueur d'onde inférieure à 1 750 Å et que l'absorption de ces radiations est accompagnée d'une dissociation en deux atomes ; un des deux atomes est à l'état normal, l'autre à l'état métastable D et pourra donc émettre les raies rouges interdites en revenant à l'état normal. Je
grand nombre de niveaux énergétiques ; il y aura presque toujours coïncidence, à très peu près, d'un de ces niveaux avec celui de l'atome excité et le transfert d'énergie se réalisera facilement. Une conclusion s'impose donc, comme je l'ai récemment montré il faut que l'atmosphère supérieure soit essentiellement formée d'atomes, dont le choc ne désactive pas les atomes excités métastables. Depuis déjà plusieurs années on admettait que l'oxygène est en grande partie dissocié à l'état atomique dans l'atmosphère supérieure, par absorption du rayonnement solaire ultraviolet. En effet, on sait que l'oxygène moléculaire possède une bande d'absorption très intense pour les radiations de longueur d'onde inférieure à 1 750 Å et que l'absorption de ces radiations est accompagnée d'une dissociation en deux atomes ; un des deux atomes est à l'état normal, l'autre à l'état métastable D et pourra donc émettre les raies rouges interdites en revenant à l'état normal. Je reviendrai plusieurs fois sur cette importante réaction. Il faut donc admettre, non seulement la dissociation par somme de l'oxygène, mais la dissociation totale de l'oxygène et de l'azote. La séparation entre la basse atmosphère moléculaire et l'atmosphère supérieure atomique se réalise vers l'altitude de 100 kilomètres, c'est-à-dire au niveau de la couche ionosphérique. En effet, l'émission des raies rouges interdites de 02, pendant le crépuscule, produite par le mécanisme dont je viens de parler, présente un maximum très prononcé vers 100 kilomètres et une chute presque verticale de l'intensité pour une altitude moindre. Cette diminution s'explique par un rapide accroissement de la proportion des molécules, qui désactivent par chocs les atomes métastables et qui, d'autre part, absorbent les radiations dissociantes sur un court trajet. Le passage de la région moléculaire à la région atomique semble même se produire d'une manière très brusque, puisque la photométrie. trie du ciel crépusculaire en lumière rouge montre qu’il y a une véritable discontinuité de la densité de l’air vers 100 kilomètres (fig.28). Ainsi les deux gaz, oxygène et azote, se dissocieraient à la même altitude, quoique les processus provoquant ces dissociations soient certainement différents. C’est une constatation surprenante, que je me propose d’expliquer tout
la couche ionosphérique. En effet, l'émission des raies rouges interdites de 02, pendant le crépuscule, produite par le mécanisme dont je viens de parler, présente un maximum très prononcé vers 100 kilomètres et une chute presque verticale de l'intensité pour une altitude moindre. Cette diminution s'explique par un rapide accroissement de la proportion des molécules, qui désactivent par chocs les atomes métastables et qui, d'autre part, absorbent les radiations dissociantes sur un court trajet. Le passage de la région moléculaire à la région atomique semble même se produire d'une manière très brusque, puisque la photométrie. trie du ciel crépusculaire en lumière rouge montre qu’il y a une véritable discontinuité de la densité de l’air vers 100 kilomètres (fig.28). Ainsi les deux gaz, oxygène et azote, se dissocieraient à la même altitude, quoique les processus provoquant ces dissociations soient certainement différents. C’est une constatation surprenante, que je me propose d’expliquer tout à l’heure. En résumé, nous pouvons dire qu’au-dessus de 100 kilomètres l'atmosphère est atomique, ou, puisque dans le langage courant on donne le nom d'ionosphère à la partie de l'atmosphère située au-dessus de 100 kilomètres, nous dirons l'ionosphère est à l’état atomique. En parlant ainsi, nous n'entendons pas, bien sûr, exclure la présence de toute molécule au-dessus de 100 kilomètres ; on sait qu’il y a encore des molécules, mais seulement à l’état de traces ; celles-ci sont suffisantes pour donner les bandes observées dans les aurores et le ciel nocturne. Il est d’ailleurs certain que la proportion des molécules décroît rapidement avec l'altitude, dans l’ionosphère. Notons ici que les chocs avec des électrons désactivent les atomes métastables; l’émission des raies interdites entraîne donc cette conséquence imprévue que la proportion des électrons libres doit être faible dans l’ionosphère, qui mérite alors bien mal son nom. C’est la vérité, puisque cette proportion est de 10-4 pour la couche F et moins encore pour la couche E. Nous comprenons maintenant pourquoi la spectroscopie du ciel nocturne ne décèle pas quels sont les atomes ou les molécules ionisés dans les couches E et F. Une question vient naturellement à l’esprit puisque nous trouvons
exclure la présence de toute molécule au-dessus de 100 kilomètres ; on sait qu’il y a encore des molécules, mais seulement à l’état de traces ; celles-ci sont suffisantes pour donner les bandes observées dans les aurores et le ciel nocturne. Il est d’ailleurs certain que la proportion des molécules décroît rapidement avec l'altitude, dans l’ionosphère. Notons ici que les chocs avec des électrons désactivent les atomes métastables; l’émission des raies interdites entraîne donc cette conséquence imprévue que la proportion des électrons libres doit être faible dans l’ionosphère, qui mérite alors bien mal son nom. C’est la vérité, puisque cette proportion est de 10-4 pour la couche F et moins encore pour la couche E. Nous comprenons maintenant pourquoi la spectroscopie du ciel nocturne ne décèle pas quels sont les atomes ou les molécules ionisés dans les couches E et F. Une question vient naturellement à l’esprit puisque nous trouvons les raies interdites de 0₂ dans les aurores et le ciel nocturne, cela prouve l’existence de l’oxygène atomique dans l’atmosphère supérieure, en est-il de même pour l’azote ? Les raies à faible excitation de l’atome d’azote N2 sont, comme celles de 0₂, des raies interdites ; il y a trois raies, ou plutôt trois doublets : un dans l’infrarouge (10 398 et 10 407 Å), un dans le vert (5 198 et 5 200 Å) et enfin un doublet très serré dans l’ultraviolet (3 466,4 Å) (fig. 27). Examinons ce qui se passe dans les aurores, puis dans le ciel nocturne. Pour séparer la radiation 3 466 Å des intenses bandes voisines dans les aurores, il faut que des mesures spectroscopiques soignées ; c’est ce qu’a fait Bernard et il a reconnu cette radiation sans hésitation possible ; son intensité croît de la base vers le sommet des aurores. On ne sait rien du doublet infrarouge, parce que le spectre des aurores n’a pas été encore étudié assez loin dans l’infrarouge. Quant au doublet dans le vert il a été récemment identifié avec certitude par MM. Dufay et Tcheng, qui ont eu la chance d’observer une aurore le 18 septembre
raies, ou plutôt trois doublets : un dans l’infrarouge (10 398 et 10 407 Å), un dans le vert (5 198 et 5 200 Å) et enfin un doublet très serré dans l’ultraviolet (3 466,4 Å) (fig. 27). Examinons ce qui se passe dans les aurores, puis dans le ciel nocturne. Pour séparer la radiation 3 466 Å des intenses bandes voisines dans les aurores, il faut que des mesures spectroscopiques soignées ; c’est ce qu’a fait Bernard et il a reconnu cette radiation sans hésitation possible ; son intensité croît de la base vers le sommet des aurores. On ne sait rien du doublet infrarouge, parce que le spectre des aurores n’a pas été encore étudié assez loin dans l’infrarouge. Quant au doublet dans le vert il a été récemment identifié avec certitude par MM. Dufay et Tcheng, qui ont eu la chance d’observer une aurore le 18 septembre 1941 à l’Observatoire de Haute Provence (fig. 23). Ce doublet ne peut être vu que dans les aurores intéressant des couches spheriques élevées, les seules qui soient précisément visibles dans nos régions. Si son identification est récente, il a été certainement vu de nombreuses fois; par exemple, il se trouvait dans le spectre de l'aurore du 1er mars 1941, que nous avons observée à Lyon, MM. Dufay, Tcheng et moi-même, mais la dispersion insuffisante de nos spectres et une erreur instrumentale nous ont empêchés de l'identifier. Deux raisons interviennent pour que ce doublet disparaisse dans les aurores communes : il se confond avec les bandes du premier groupe positif de l’azote, qui sont fortes à basse altitude ; de plus il est, parmi les radiations interdites que l’on connaît, une des plus sensibles aux chocs (la vie moyenne du niveau supérieur D atteint 8 heures), si bien que les chocs dans les nébuleuses gazeuses — avec les électrons, cette fois — sont déjà suffisants pour y diminuer beaucoup son intensité. On avait déclaré que son émission dans la haute atmosphère était absolument impossible. Non ; elle est possible, à condition que cette atmosphère soit à l’état atomique. Dans le ciel
dans le spectre de l'aurore du 1er mars 1941, que nous avons observée à Lyon, MM. Dufay, Tcheng et moi-même, mais la dispersion insuffisante de nos spectres et une erreur instrumentale nous ont empêchés de l'identifier. Deux raisons interviennent pour que ce doublet disparaisse dans les aurores communes : il se confond avec les bandes du premier groupe positif de l’azote, qui sont fortes à basse altitude ; de plus il est, parmi les radiations interdites que l’on connaît, une des plus sensibles aux chocs (la vie moyenne du niveau supérieur D atteint 8 heures), si bien que les chocs dans les nébuleuses gazeuses — avec les électrons, cette fois — sont déjà suffisants pour y diminuer beaucoup son intensité. On avait déclaré que son émission dans la haute atmosphère était absolument impossible. Non ; elle est possible, à condition que cette atmosphère soit à l’état atomique. Dans le ciel nocturne, on ne peut pas affirmer qu’il y ait le doublet précédent ; en tous cas, il est très faible ; cela ne doit pas nous surprendre, car la majeure partie de la lumière du ciel nocturne provient probablement des couches inférieures de l’ionosphère, où la proportion des molécules est encore trop grande pour permettre son émission. Il y a doute également pour le doublet ultraviolet, à cause d’une confusion avec des bandes intenses voisines. Enfin je renvoie à tout à l’heure la question du doublet infrarouge. Arrivons maintenant à la question essentielle : comment expliquer la dissociation atomique permanente de l’atmosphère supérieure ? Je vais prendre le problème à l’envers, en demandant : n’est-ce pas une chose toute naturelle que les gaz soient à l’état atomique dans la haute atmosphère ? Nous savons que dans les conditions habituelles les gaz simples, comme l’hydrogène, l’oxygène, l’azote, sont à l’état moléculaire et que chaque molécule est formée de deux atomes. Examinons comment des molécules se forment par combinaison de deux atomes. Il s’agit d’une réaction chimique, qui dégage de la chaleur ; on a, par exemple : 0 + 0 → 02 117 calories (ou 5,09 électron-volts) N + N →
encore trop grande pour permettre son émission. Il y a doute également pour le doublet ultraviolet, à cause d’une confusion avec des bandes intenses voisines. Enfin je renvoie à tout à l’heure la question du doublet infrarouge. Arrivons maintenant à la question essentielle : comment expliquer la dissociation atomique permanente de l’atmosphère supérieure ? Je vais prendre le problème à l’envers, en demandant : n’est-ce pas une chose toute naturelle que les gaz soient à l’état atomique dans la haute atmosphère ? Nous savons que dans les conditions habituelles les gaz simples, comme l’hydrogène, l’oxygène, l’azote, sont à l’état moléculaire et que chaque molécule est formée de deux atomes. Examinons comment des molécules se forment par combinaison de deux atomes. Il s’agit d’une réaction chimique, qui dégage de la chaleur ; on a, par exemple : 0 + 0 → 02 117 calories (ou 5,09 électron-volts) N + N → N2 + 170 calories (ou 7,38 électron-volts. Mais pour que ces réactions se produisent, il ne suffit pas qu’il y ait choc de deux atomes ; la théorie montre que certaines conditions doivent être remplies ; il faut notamment que l’énergie de recombinaison soit enlevée pendant la courte durée du choc. Dans les conditions ordinaires, c’est-à-dire lorsque la pression n’est pas trop faible, la plupart des recombinaisons se réalisent par des chocs triples, l’énergie disponible étant cédée en grande partie, sous forme d’énergie d’excitation, à une troisième particule ; on écrira, par exemple : 0 + 0 + M → 02 + M' M désignant la troisième particule et M' cette particule portée à un certain niveau d’excitation. Quant aux chocs doubles, ils ne conduisent à la formation d'une molécule que si l'énergie disponible est libérée pendant la durée du choc, sous forme d'un rayonnement émis par la molécule formée. Comme nous savons quel est le temps nécessaire pour que cette émission ait lieu, nous voyons qu'à la température ordinaire à peine 1 ou 2 chocs sur 1 million sont accompagnés d'une émission lumineuse et, par suite, d'une recombinaison. Le calcul montre que dans l'ionosphère ce sont les recombinaisons par