jeanflop/post_ocr_correction2 huggingface dataset:
six plages sur le film. Les temps de pose des calibrations du film sont les mêmes que les temps de pose sur la comète. Trois clichés correctement posés ont été obtenus pour des temps de pose de 10, 15 et 20 mn dont le noircissement maximal est de 0,45, 1,38 et 0,82. Il faut tenir compte pour comprendre ces nombres de la variation de la hauteur de la comète sur l'horizon pendant les mesures. La courbe de calibration des films, obtenue jusqu'à un noircissement de 1,65, est linéaire jusqu'au noircissement 1,1; tous les clichés obtenus sont donc utilisables au point de vue photométrique. DONNÉES OBTENUES. La figure 3 présente les isophotes en lumière monochromatique OH obtenus à partir du cliché exposé 15 mn. Les valeurs indiquées sont des intensités relatives. Il est à noter que les trois séries d'isophotes coïncident pratiquement. Nous attribuons la forme elliptique à la dérive de l'héliostat comme nous l'avons expliqué. Nous considérons donc comme donnée expérimentale de base fournie par l'expérience le profil d'intensité mesuré perpendiculairement à l'axe de la dérive le long de la direction XY. Tout bougé ne peut avoir pour effet que d'élargir le profil obtenu; il peut aussi introduire une légère erreur dans notre profil perpendiculaire; le noircissement central est largement en dehors de la région linéaire de la courbe de réponse de la plaque alors que les autres parties de l'image sont dans la région linéaire; le bougé peut donc donner un résultat apparemment erroné au centre et donc une pente des profils un peu trop faible. Ces deux effets tendent donc à fournir une valeur de l'extension du nuage cométaire en OH un peu trop grande. Nous estimons que cette erreur est faible et la négligeons aujourd'hui, nous réservant d'en publier ultérieurement une étude quantitative. A partir de ces isophotes, un profil le long de l'axe XY perpendiculaire à l'axe de dérive a été tracé sur la figure 4 qui représente donc la mesure nouvelle que nous voulons maintenant discuter. Nous pouvons de plus, mais de façon préliminaire, et avec beaucoup moins de certitude, évaluer l'intensité absolue du maximum
erreur dans notre profil perpendiculaire; le noircissement central est largement en dehors de la région linéaire de la courbe de réponse de la plaque alors que les autres parties de l'image sont dans la région linéaire; le bougé peut donc donner un résultat apparemment erroné au centre et donc une pente des profils un peu trop faible. Ces deux effets tendent donc à fournir une valeur de l'extension du nuage cométaire en OH un peu trop grande. Nous estimons que cette erreur est faible et la négligeons aujourd'hui, nous réservant d'en publier ultérieurement une étude quantitative. A partir de ces isophotes, un profil le long de l'axe XY perpendiculaire à l'axe de dérive a été tracé sur la figure 4 qui représente donc la mesure nouvelle que nous voulons maintenant discuter. Nous pouvons de plus, mais de façon préliminaire, et avec beaucoup moins de certitude, évaluer l'intensité absolue du maximum d'émission. Compte tenu de la transmission de l'optique (20 %) et des caractéristiques du film fourni par le fabricant, nous estimons l'intensité mesurée sur un cliché à 4,5 kR, ce qui pour une observation à une élévation de 20° au-dessus de l'horizon et une couche d'ozone de 0,3 cm d'épaisseur réduite, c'est-à-dire une transmission atmosphérique de 6 %, donne une intensité absolue du maximum de l'ordre de 75 kR. Ce nombre n'est donné qu'à titre d'indication. INTERPRÉTATION DES DONNÉES. Sur la figure 4, nous distinguons trois régions dans le profil donné en fonction de la distance radiale r selon la valeur de la pente p : à grande distance du noyau, r > rA = 45 000 km : p = -3 à distance moyenne du noyau, rB < r < rA : p = -1 à faible distance du noyau, r < rB : p > -1 Or, si les radicaux OH s'écartent radialement du noyau à vitesse constante, leur densité décroît comme r-2; l'intensité observée, intégrée le long de la ligne de visée décroît donc dans ce cas où le flux produit est conservé comme r-1. Une pente r-1 correspond donc à un flux de OH s'éloignant de
réduite, c'est-à-dire une transmission atmosphérique de 6 %, donne une intensité absolue du maximum de l'ordre de 75 kR. Ce nombre n'est donné qu'à titre d'indication. INTERPRÉTATION DES DONNÉES. Sur la figure 4, nous distinguons trois régions dans le profil donné en fonction de la distance radiale r selon la valeur de la pente p : à grande distance du noyau, r > rA = 45 000 km : p = -3 à distance moyenne du noyau, rB < r < rA : p = -1 à faible distance du noyau, r < rB : p > -1 Or, si les radicaux OH s'écartent radialement du noyau à vitesse constante, leur densité décroît comme r-2; l'intensité observée, intégrée le long de la ligne de visée décroît donc dans ce cas où le flux produit est conservé comme r-1. Une pente r-1 correspond donc à un flux de OH s'éloignant de la comète sans processus de création ou de perte de radicaux ou avec des taux de création et de perte égaux; une pente supérieure à r-1 indique une perte; une pente inférieure à r-1 une création. La figure 4 s'interprète donc immédiatement sans difficulté. 1° À grande distance, au-delà de 45 000 km, la courbe démontre la destruction de OH et permet de calculer sa durée de vie; l'intensité est divisée par \(e\) entre 45 000 km et \(rc = 75 000 km\). Cette distance est parcourue par les radicaux OH à la vitesse d'émission 1 km.s-1 et la durée de vie est donc de l'ordre de 8,5 h à 0,62 UA, plus courte par un facteur de l'ordre de 10 que notre estimation préalable. Cette courte durée de vie nous paraît un des principaux résultats de notre expérience. Il est à noter que les erreurs instrumentales ne peuvent que l'augmenter et que sa vraie valeur est donc encore un peu plus petite. 2° À petite distance, en-dessous de 15 000 km, la valeur très faible que nous trouvons pour la pente démontre que les radicaux OH y sont créés. Nous ne pensons pas en effet que le milieu soit
45 000 km, la courbe démontre la destruction de OH et permet de calculer sa durée de vie; l'intensité est divisée par \(e\) entre 45 000 km et \(rc = 75 000 km\). Cette distance est parcourue par les radicaux OH à la vitesse d'émission 1 km.s-1 et la durée de vie est donc de l'ordre de 8,5 h à 0,62 UA, plus courte par un facteur de l'ordre de 10 que notre estimation préalable. Cette courte durée de vie nous paraît un des principaux résultats de notre expérience. Il est à noter que les erreurs instrumentales ne peuvent que l'augmenter et que sa vraie valeur est donc encore un peu plus petite. 2° À petite distance, en-dessous de 15 000 km, la valeur très faible que nous trouvons pour la pente démontre que les radicaux OH y sont créés. Nous ne pensons pas en effet que le milieu soit optiquement saturé étant donné la faible valeur des probabilités de transition et le nombre des transitions possibles de la bande. L'épaisseur optique au centre pour une intensité de 100 kR ne dépasserait pas 0,01. La valeur du rayon \(rB\) de la région de création de OH doit être compatible avec la durée de vie de la molécule que nous présumons mère de OH, c'est-à-dire H20. Or, nous estimons à partir de données théoriques cette durée de vie à 12 h à la position de la comète, c'est-à-dire que nous estimons le rayon de la sphère où existe H20 à environ 12 000 km, si l'on admet une vitesse d'expansion de 1 km.s-1. Dans la région intermédiaire, la quantité de H20 décroît et la production de OH devient donc très faible et sa destruction par photodissociation compense sa création. A partir de nos mesures provisoires de l'intensité maximale à 75 kR, nous pouvons calculer le nombre total \(n\) de radicaux OH autour de la comète en intégrant sur la totalité des isophotes : si \(I\) est l'intensité provenant de la surface \(dS\), \(g\) le taux d'excitation par la lumière solaire, Nous trouvons \(I dS = 5,3. 10^{30}\) et, suivant Anderson (4)
la durée de vie de la molécule que nous présumons mère de OH, c'est-à-dire H20. Or, nous estimons à partir de données théoriques cette durée de vie à 12 h à la position de la comète, c'est-à-dire que nous estimons le rayon de la sphère où existe H20 à environ 12 000 km, si l'on admet une vitesse d'expansion de 1 km.s-1. Dans la région intermédiaire, la quantité de H20 décroît et la production de OH devient donc très faible et sa destruction par photodissociation compense sa création. A partir de nos mesures provisoires de l'intensité maximale à 75 kR, nous pouvons calculer le nombre total \(n\) de radicaux OH autour de la comète en intégrant sur la totalité des isophotes : si \(I\) est l'intensité provenant de la surface \(dS\), \(g\) le taux d'excitation par la lumière solaire, Nous trouvons \(I dS = 5,3. 10^{30}\) et, suivant Anderson (4) qui a calculé \(g = 4,3. 10^{-4} rI\) à 1 UA prenons pour \(g\) à la position de la comète \(g = 10^{-3} s^{-1}\), d'où \(n = 5.10^{33}\) ou une masse d'environ \(1,5.10^{11}\) g. Compte tenu de la durée de vie d'environ 8,5 h, nous obtenons un taux de production par la comète de Kohoutek de \(10^{29}\) radicaux OH par seconde à un facteur 2 près. STRUCTURE DE LA COMÈTE ET COMPARAISON AVEC D'AUTRES CAS. Nous proposons donc un modèle de la structure des gaz autour d'une comète comprenant les caractères suivants : à l'intérieur d'une sphère d'environ 15 000 km le constituant majeur est la molécule d'eau qui s'y dissocie en H et OH. Dans une comète à fort taux d'émission de gaz, comme la comète de Bennett, les collisions ne deviennent négligeables qu'à environ 10 000 km : l'hydrogène produit par photodissociation de H20 est donc entièrement thermalisé et ne peut s'éloigner du noyau qu'avec une vitesse de 2 à 3 km.s-1. Entre 15 000 et 40 000 km, existe une seconde région où c'est la photodissociation de OH qui produit l'hydrogène. Ici, les collisions sont négligeables et l'énergie cinétique des atomes d'hydrogène produits comprend l'éventuel excédent énergétique
par la comète de Kohoutek de \(10^{29}\) radicaux OH par seconde à un facteur 2 près. STRUCTURE DE LA COMÈTE ET COMPARAISON AVEC D'AUTRES CAS. Nous proposons donc un modèle de la structure des gaz autour d'une comète comprenant les caractères suivants : à l'intérieur d'une sphère d'environ 15 000 km le constituant majeur est la molécule d'eau qui s'y dissocie en H et OH. Dans une comète à fort taux d'émission de gaz, comme la comète de Bennett, les collisions ne deviennent négligeables qu'à environ 10 000 km : l'hydrogène produit par photodissociation de H20 est donc entièrement thermalisé et ne peut s'éloigner du noyau qu'avec une vitesse de 2 à 3 km.s-1. Entre 15 000 et 40 000 km, existe une seconde région où c'est la photodissociation de OH qui produit l'hydrogène. Ici, les collisions sont négligeables et l'énergie cinétique des atomes d'hydrogène produits comprend l'éventuel excédent énergétique de la dissociation. Cet excédent n'est pas connu, mais peut être estimé aux environs de \(10^4\) à \(2.10^4\) cm-1 et peut créer des atomes animés d'une vitesse de 4 à 10 km.s-1. Notre analyse de l'émission Lyman alpha de la comète de Bennett, portant sur la région de la comète dont l'intensité d'émission est inférieure à 3 kR, c'est-à-dire à une distance au noyau supérieure à \(2.10^6\) km, a montré que les atomes y étaient animés d'une vitesse constante d'environ 8 km.s-1 et qu'ils pouvaient atteindre des éloignements jusqu'à quelques \(10^7\) km du noyau, distance qui étant égale au produit de la vitesse par la durée de vie, permet de fixer cette-ci aux environs de 10 jours. Nous pouvons donc conclure que dans le cas de la comète de Bennett, les atomes d'hydrogène se répartissent en deux populations séparées dans l'espace : les atomes créés à partir de H20, thermalisés à faible vitesse (2 km/s) ne dépassent pas \(2.10^6\) km; les atomes créés à partir de OH, se déplacent à 8 km.s-1 et remplissent l'espace jusqu'à \(15.10^6\) km. Il ne semblent pas utile de rechercher une autre origine aux atomes d'hydrogène cométaires. Ce sont ces derniers dont nous avons estimé
dont l'intensité d'émission est inférieure à 3 kR, c'est-à-dire à une distance au noyau supérieure à \(2.10^6\) km, a montré que les atomes y étaient animés d'une vitesse constante d'environ 8 km.s-1 et qu'ils pouvaient atteindre des éloignements jusqu'à quelques \(10^7\) km du noyau, distance qui étant égale au produit de la vitesse par la durée de vie, permet de fixer cette-ci aux environs de 10 jours. Nous pouvons donc conclure que dans le cas de la comète de Bennett, les atomes d'hydrogène se répartissent en deux populations séparées dans l'espace : les atomes créés à partir de H20, thermalisés à faible vitesse (2 km/s) ne dépassent pas \(2.10^6\) km; les atomes créés à partir de OH, se déplacent à 8 km.s-1 et remplissent l'espace jusqu'à \(15.10^6\) km. Il ne semblent pas utile de rechercher une autre origine aux atomes d'hydrogène cométaires. Ce sont ces derniers dont nous avons estimé le taux de production \(q = 10^{30}\) at/s. La production totale d'hydrogène dans la comète de Bennett doit donc être multipliée par 2. Il est intéressant de remarquer que lors du passage d'une comète autour de son périhélie, dont on peut estimer la durée moyenne à environ 100 jours, la perte de poids due à H20 peut être calculée pour les trois comètes pour lesquelles nous avons mesuré le taux de production soit de H, soit de OH : \(2.10^{14}\) g pour la comète de Bennett, \(2.10^{13}\) g pour la comète de Kohoutek, \(2.10^{12}\) g pour la comète de Encke. Ce dernier nombre est à comparer avec les estimations de la masse de la comète de Encke qui sont comprises entre \(10^{14}\) et \(10^{18}\) g. Service d'Aéronomie du C. N. R. S., B. P. n° 3, 91370 Verrières-le-Buisson. PHYSIQUE DE L'ATMOSPHÈRE. Spectrométrie d'émission de la basse stratosphère dans l'infrarouge lointain. Note (*) de MM. André Marten, Gérard Belbeoch, Yves Chauvel et Pierre Rabache, présentée par M. Edmond-A. Brun. La spectrométrie d'émission permet dans l'infrarouge lointain l'identification de nombreux constituants atmosphériques. On expose ici la méthode qu'il est proposé d'employer, ainsi que les premiers résultats extraits des mesures obtenues à bord
perte de poids due à H20 peut être calculée pour les trois comètes pour lesquelles nous avons mesuré le taux de production soit de H, soit de OH : \(2.10^{14}\) g pour la comète de Bennett, \(2.10^{13}\) g pour la comète de Kohoutek, \(2.10^{12}\) g pour la comète de Encke. Ce dernier nombre est à comparer avec les estimations de la masse de la comète de Encke qui sont comprises entre \(10^{14}\) et \(10^{18}\) g. Service d'Aéronomie du C. N. R. S., B. P. n° 3, 91370 Verrières-le-Buisson. PHYSIQUE DE L'ATMOSPHÈRE. Spectrométrie d'émission de la basse stratosphère dans l'infrarouge lointain. Note (*) de MM. André Marten, Gérard Belbeoch, Yves Chauvel et Pierre Rabache, présentée par M. Edmond-A. Brun. La spectrométrie d'émission permet dans l'infrarouge lointain l'identification de nombreux constituants atmosphériques. On expose ici la méthode qu'il est proposé d'employer, ainsi que les premiers résultats extraits des mesures obtenues à bord de Concorde 001 (1). Dans le domaine infrarouge lointain que l'on considère ici (10 à 1 000 cm-1), de nombreux constituants moléculaires stratosphériques présentent des spectres de rotation pure. Ce sont, par ordre de concentrations décroissantes, la vapeur d'eau, l'oxygène, l'ozone, les oxydes d'azote, l'oxyde de carbone, l'oxyde sulfureux, etc. Les calculs théoriques de la fonction d'émission, pour divers modèles d'atmosphère (profils de température et de pression, concentrations relatives des constituants minoritaires, angle de visée), ont été entrepris à partir du coefficient d'absorption linéique de chaque composant en fonction de la fréquence. On remarque que ces divers constituants participent dans le spectre d'émission à des degrés différents suivant l'altitude et leurs concentrations respectives relatives. De plus certaines raies d'un constituant peuvent devenir complètement masquées par la présence de raies voisines d'autres constituants de concentrations suffisantes (fig. 1). Par suite, dans la stratosphère, où les concentrations relatives des divers constituants moléculaires cités ci-dessus sont mal connues, l'identification d'un constituant particulier exige la confrontation d'une fonction spectrale théorique d'une étendue suffisante en fréquence, avec la fonction expérimentale mesurée, afin de dégager un certain nombre de raies caractéristiques. Une série de mesures d'émission, succédant à celles entreprises dans des gammes spectrales voisines (2),
Les calculs théoriques de la fonction d'émission, pour divers modèles d'atmosphère (profils de température et de pression, concentrations relatives des constituants minoritaires, angle de visée), ont été entrepris à partir du coefficient d'absorption linéique de chaque composant en fonction de la fréquence. On remarque que ces divers constituants participent dans le spectre d'émission à des degrés différents suivant l'altitude et leurs concentrations respectives relatives. De plus certaines raies d'un constituant peuvent devenir complètement masquées par la présence de raies voisines d'autres constituants de concentrations suffisantes (fig. 1). Par suite, dans la stratosphère, où les concentrations relatives des divers constituants moléculaires cités ci-dessus sont mal connues, l'identification d'un constituant particulier exige la confrontation d'une fonction spectrale théorique d'une étendue suffisante en fréquence, avec la fonction expérimentale mesurée, afin de dégager un certain nombre de raies caractéristiques. Une série de mesures d'émission, succédant à celles entreprises dans des gammes spectrales voisines (2), (3), a été effectuée par les auteurs lors d'une expérimentation en juin et juillet 1973 sur l'avion Concorde 001. L'appareillage utilisé comportait essentiellement un interféromètre de Michelson à miroirs à « œil de chat », utilisant une technique de modulation interne de la différence de marche optique; le détecteur utilisé était un bolomètre refroidi à 2 K. Les mesures effectuées à plusieurs angles de site compris entre 2 et +30°, fournissent des courbes échantillonnées en différence de marche optique (interférogrammes); celles-ci représentent la transformée de Fourier inverse de la fonction spectrale d'émission du milieu stratosphérique (fig. 2). Ces mesures ont permis d'obtenir, dans la gamme spectrale 35 à 200 cm-1, des spectres dont nous présentons ici deux exemples à titre préliminaire (fig. 3). Les résolutions spectrales sont voisines et respectivement de 0,20 et 0,33 cm-1. En haut de la figure 3 ont été représentés les coefficients d'absorption de H2O, O2 et O3 dans certaines gammes spectrales où les données théoriques sont connues. Les traits sont tracés avec des échelles différentes pour H2O et O3; pour O2 ces traits ne représentent que les fréquences centrales des diverses raies. Fig. 4. Réponse spectrale calculée de l'interféromètre. Les ordonnées ont une échelle arbitraire;
était un bolomètre refroidi à 2 K. Les mesures effectuées à plusieurs angles de site compris entre 2 et +30°, fournissent des courbes échantillonnées en différence de marche optique (interférogrammes); celles-ci représentent la transformée de Fourier inverse de la fonction spectrale d'émission du milieu stratosphérique (fig. 2). Ces mesures ont permis d'obtenir, dans la gamme spectrale 35 à 200 cm-1, des spectres dont nous présentons ici deux exemples à titre préliminaire (fig. 3). Les résolutions spectrales sont voisines et respectivement de 0,20 et 0,33 cm-1. En haut de la figure 3 ont été représentés les coefficients d'absorption de H2O, O2 et O3 dans certaines gammes spectrales où les données théoriques sont connues. Les traits sont tracés avec des échelles différentes pour H2O et O3; pour O2 ces traits ne représentent que les fréquences centrales des diverses raies. Fig. 4. Réponse spectrale calculée de l'interféromètre. Les ordonnées ont une échelle arbitraire; les abscisses représentent la fréquence. De telles courbes sont en cours de mesure avec l'appareil expérimental en configuration de vol. On remarquera sur cette figure que : 1° bien que de résolutions légèrement différentes, les deux courbes spectrales sont très semblables; 2° les positions en fréquence des différentes raies identifiables de H2O coïncident avec les positions théoriques : l'ouverture totale du faisceau de l'interféromètre (2°) n'entraîne qu'une erreur maximale de fréquence de 0,01 %; 3° dans la gamme spectrale 80-85 cm-1, les raies d'oxygène se détachent très nettement des raies voisines de vapeur d'eau et d'ozone; ces dernières ont d'ailleurs des largeurs à mi-hauteur plus réduites. L'identification d'autres constituants est en cours; elle concerne les régions spectrales proches de 55, 67 et 77 cm-1. Au-delà de 90 cm-1, des calculs théoriques sont d'autre part entrepris afin d'obtenir les coefficients d'absorption linéiques de l'ozone. A partir des résultats spectraux mesurés, la détermination des concentrations des constituants absorbants est envisagée en deux étapes : a. On étalonnera l'échelle d'intensités à l'aide de certaines raies calculables de l'oxygène (de concentration relativement constante et connue); on pourra ainsi déduire, à partir des intensités de raies des autres constituants, une première série de concentrations intégrées
de H2O coïncident avec les positions théoriques : l'ouverture totale du faisceau de l'interféromètre (2°) n'entraîne qu'une erreur maximale de fréquence de 0,01 %; 3° dans la gamme spectrale 80-85 cm-1, les raies d'oxygène se détachent très nettement des raies voisines de vapeur d'eau et d'ozone; ces dernières ont d'ailleurs des largeurs à mi-hauteur plus réduites. L'identification d'autres constituants est en cours; elle concerne les régions spectrales proches de 55, 67 et 77 cm-1. Au-delà de 90 cm-1, des calculs théoriques sont d'autre part entrepris afin d'obtenir les coefficients d'absorption linéiques de l'ozone. A partir des résultats spectraux mesurés, la détermination des concentrations des constituants absorbants est envisagée en deux étapes : a. On étalonnera l'échelle d'intensités à l'aide de certaines raies calculables de l'oxygène (de concentration relativement constante et connue); on pourra ainsi déduire, à partir des intensités de raies des autres constituants, une première série de concentrations intégrées le long de l'axe de visée (4). b. L'appareil possédant une calibration propre en intensité spectrale (fig. 4), on tentera de calculer les profils de concentrations en fonction de l'altitude au moyen de techniques d'inversion. Les données spectrales de départ pourront être soit les intensités de raies d'un constituant mesurées à différentes fréquences pour un même angle de visée, soit les intensités de raies de ce constituant mesurées à différents angles de visée pour une même fréquence. (*) Séance du 7 janvier 1974. (1) MM. P. Delage, G. Duval et A. Guillon ont participé activement à cette série d'expériences. L'étude entreprise est financée partiellement par le Comité d'Études sur les Conséquences des vols stratosphériques; étude COVOS 303. (2) J. P. BALUTEAU et E. BUSSOLETTI, Nature Physical Science, 241, 1973, p. 113. (3) J. E. HARRIES, Nature, 241, 1973, p. 515. (4) J. E. HARRIES, Nature, 227, 1970, p. 824. A. M., G. B. et Y. C. : Centre National d'Études des Télécommunications, Département RSR, 38-40, rue du Général-Leclerc, 92130 Issy-les-Moulineaux; P. R. : Laboratoire de Géophysique externe, B. P. n° 112, 22302 Lannion. NOTES DES MEMBRES ET CORRESPONDANTS ET NOTES PRÉSENTÉES OU TRANSMISES PAR LEURS SOINS MÉCANIQUE DES FLUIDES. Blocage