ZODIACALE LUMIÈRE

Désignons les brillances intégrées par Z pour le domaine visible et par I_ν (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 dI_ν = (F/m)R_νdα, où D et R_ν sont des efficacités locales de diffusion et d'émission, dans la direction de l'observateur pour D et dans n'importe quelle direction pour R_ν, l'émission thermique étant isotrope. Plus exactement, D(U.A.⁻¹) est le coefficient de diffusion ; R_ν (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 R_ν 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 ΔI_ν 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 points sont pratiquement (à la limite, exactement) à la même distance du Soleil. Si Z(ε) et I_ν(ε) sont les brillances en fonction de l'élongation, on aura bien pour valeurs locales à 1 U.A. du Soleil et perpendiculairement à lui (α = ε = 90⁰) : SD(90⁰) = − dZ/dε et FR_ν(90⁰) = − dI_ν/dε.

Méthode de la sécante à l'orbite terrestre

Dessin

Méthode, dite de la sécante à l'orbite terrestre, permettant de déterminer les efficacités locales de diffusion et d'émission à une distance d'une unité astronomique du Soleil. 

Crédits : Encyclopædia Universalis France

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Il est stérile d'objecter la perte de précision due au fait que les dérivées des brillances sont moins bien connues que les brillances elles-mêmes  [...]