7. Localisation avec moindre incertitude
Désignons les brillances intégrées par Z pour le domaine visible et par Iν (ν : fréquence moyenne du filtre) pour l'infrarouge. Il est préférable de les exprimer avec une variable angulaire plutôt que linéaire variable qui sera l'angle de phase α que fait, au point courant de la ligne de visée, la direction du Soleil avec celle de l'observateur (α varie donc de zéro – pour le point infiniment éloigné – jusqu'à une limite – pour le lieu d'observation – égale au supplément π − ε de l'élongation solaire). Si l'intensité du Soleil est appelée S dans le visible et F dans l'infrarouge, et si m (= sin ε) est la plus courte distance de la ligne de visée au Soleil, on aura pour expressions les plus simples des brillances élémentaires : dZ = (S/m)Ddα et dIν = (F/m)Rνdα, où D et Rν sont des efficacités locales de diffusion et d'émission, dans la direction de l'observateur pour D et dans n'importe quelle direction pour Rν, l'émission thermique étant isotrope. Plus exactement, D(U.A.−1) est le coefficient de diffusion ; Rν (seconde d'angle × U.A.−1) est l'intensité volumique relative.
La méthode consiste à chercher les lieux de la ligne de visée où D et Rν peuvent s'obtenir avec une dépendance faible, et parfois nulle, par rapport aux hypothèses physiques et aux modèles mathématiques. Il est clair qu'une localisation de l'information est accessible, sans autre hypothèse qu'une stabilité à court terme du nuage, si l'on fait la différence ΔZ ou ΔIν des brillances observées à quelques jours d'intervalle, le long d'une même ligne recoupant l'orbite de la Terre, ce qui isole la contribution d'une corde T1T2 dont tous les […]
… pour nos abonnés, l'article se prolonge sur 6 pages…
