Masse d'air (astronomie)

Durant le trajet entre l'espace et le sol, le faisceau lumineux est atténué par l'absorption, dispersé par la diffusion et dévié par la réfraction. La réfraction ne joue qu'un rôle faible sur la distance parcourue dans l'atmosphère, sauf aux incidences rasantes ou en présence de gouttes d'eau et de cristaux de glace. Absorption et diffusion concourent à l'extinction atmosphérique, qui dépend non seulement de la distance parcourue mais aussi de la composition et de la pression de l'atmosphère traversée. Plus le trajet est important, plus l'atténuation l'est. Au niveau de la mer et dans la direction du zénith, la valeur de la masse d'air est égale à 1 par définition. Pour d'autres directions correspondant à une distance zénithale de moins de 60 à 70°, la masse d'air est approximée par la sécante de la distance zénithale[1]. Par conséquent, les corps célestes vus près de l'horizon apparaissent moins brillants qu'au zénith.

La masse d'air est un paramètre important à prendre en compte lors d'observations astronomiques et dépendent de la couleur ou de la longueur d'onde considérée. Lorsque la masse d'air de l'étoile observée est importante (l'étoile est basse dans le ciel), la position apparente de l'étoile dans le bleu sera légèrement différente de celle dans le rouge.

Pour un faisceau vertical la luminance au sol est donnée par :

${\displaystyle L(0)=L_{inc}e^{-\int _{0}^{\infty }\sigma \mathrm {d} h}}$

où ${\displaystyle \sigma }$ est le coefficient d'extinction totale et ${\displaystyle L_{inc}}$ la luminance incidente. On peut faire apparaître l'opacité ${\displaystyle \tau ={\frac {\sigma }{\rho }}}$ où ${\displaystyle \rho }$ est la masse volumique. Cette quantité ne dépend que de la composition, on la supposera constante. Alors :

${\displaystyle L(0)=L_{inc}e^{-\tau \int _{0}^{\infty }\rho \mathrm {d} h}=L_{inc}e^{-\tau \,m}}$

où ${\displaystyle m}$ désigne la masse surfacique correspondante à la colonne d'atmosphère.

L'extinction au sol dépend de la masse surfacique de la colonne d'air ${\displaystyle m}$, terme abrégé en « masse d'air ».

Si l'observation est faite avec l'angle ${\displaystyle \theta }$ par rapport à la direction zénithale il suffit de remplacer ${\displaystyle m}$ par ${\displaystyle {\frac {m}{\cos \theta }}}$.

C'est un effet important lors d'études astrométriques, et lorsque la caméra de guidage du télescope observe dans une couleur, et que l'on veut placer la fente d'un spectrographe sur l'étoile. On va alors choisir de placer la fente sur le point tel que vu sur la caméra de guidage, alors que la lumière d'une autre longueur d'onde peut être sensiblement à côté. Dans ce cas, cette lumière n'entrera pas dans le spectrographe. Pour éviter cet effet, on place généralement la fente du spectrographe le long de l'angle paralactique. La qualité des images astronomiques prises par les astronomes dépend donc de la masse d'air.

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