The Astrophysical Journal - Vol. XXXIII, n° 5 juin 1911

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Submitted on 1 Jan 1911

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The Astrophysical Journal - Vol. XXXIII, n° 5 juin 1911

Jules Bailaud

To cite this version:

Jules Bailaud. The Astrophysical Journal - Vol. XXXIII, n° 5 juin 1911. J. Phys. Theor. Appl.,

1911, 1 (1), pp.775-779. �10.1051/jphystap:0191100109077501�. �jpa-00241723�

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GEORGES DE BOTHEZ.XT. - Méthode pour l’étuide expérimentale de l’amortisse- ment des oscillations de certains systèmes ^{en mouvement dans un fluide.}

P. 466.

Le système ^{étudié se} compose d’un plan ^mince qui ^{fait un} petit angle ^{« avec un fléau à une extrémité} duquel ^{il est fixé. Un} plan identique ^{est fixé à l’autre} extrémité, ^{mais dans le} prolongement ^du

fléau et de telle sorte que le plan ^vertical passant par le fléau soit un

plan ^de symétrie. ^On produit ^{un vent} de vitesse parallèle ^{au fléau,}

on détermine la position d’équilibre ^du fléau, puis, ^{donnant une} impul- sion, ^{on étudie} l’amortissement (’ ).

G. BOIZARD.

THE ASTROPHYSICAL JOURNAL ;

Vol. XXXIII, n, 5 juin ^1911.

A. COTTON. - Sur le principe ^de Doppler, ^{et son} application ^{à l’étude} des vitesses radiales du Soleil.

P. 3"I5-38!~.

W. Michelson a fait remarquer (2) que le ^mouvement relatif de la

source lumineuse et de l’observateur n’est pas la seule ^cause qui puisse produire ^un changement ^de longueur d’onde des raies spec-

trales ; ^il y ^{en a une} autre, ^les changements rapides d’épaisseur ^ou

d’indice de réfraction du milieu qui ^les sépare. ^{Il a} expliqué ^ainsi

les déplacements considérables des raies, ^au voisinage ^de proémi-

nences ou de taches solaires.

M. A. Cotton applique ^{les mêmes} considérations à l’étude du mouvement de rotation d’une sphère ^lumineuse entourée d’une

atmosphère homogène, ^schéma simplifié du Soleil. Négligeant ^les

réfractions et les variations d’indice avec le mouvement, ^{il trouve} que l’effet Doppler ^est plus grand ^{et s’accroît un} peu plus rapidement

avec la distance au centre que s’il n’y ^{avait pas} d’atmosphère. ^Au

bord de l’image, ^{il est} égal ^{à n fois la valeur} qu’il ^{aurait eue sans} atmosphère, ^{n étant} l’indice. Si n diffère _peu de l’unité, la correction due à l’atmosphère ^{est donc} insignifiante. ^En réalité, ^{dans le} Soleil, l’atmosphère ^n’est pas homogène ^{et l’indice de} réfraction décroit en

(1) ^{Voir : DE} BOfHEZAT, Stabilité de l’aétoplane (Thèse ^de doctorat, Paris).

(2) XIII, p. 192, et Journal cle la Soc. _1’usse,

XXXI, p. 119, analysé dans le J. cle Pltys., 1911, p. 150.

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphystap:0191100109077501

s’éloignant ^{du centre ; il en} résulte que ^{dans les} régions ^oû le par-

cours curviligne de la lumière est relativement grand, ^{on doit s’at-}

tendre à un effet Doppler plus grand. ^De plus, par suite des phéno-

mènes de dispersion anomale, n peut être, ^au voisinage de certaines

raies, très différent de l’unité. Il serait assurément impossible, ^dans

l’état actuel de ^nos connaissances, de chercher à expliciter ^{l’ordre de} grandeur ^des déplacements qui ^en résultent. Mais on peut vérifier, ce ~qui ^{est très} intéressant, ^{si les} dispersions anomales interviennent.

On sait, ^en effet, que, dans l’étude des vitesses radiales, ^{on a ren-}

contré parfois des faits paradoxaux; ^{des raies} différentes, ^{de même} origine, conduisant à des vitesses radiales différentes. Il faudrait rechercher systématiquement ^{si ces anomalies se} produisent pour des raies au voisinage desquelles ^on a le mieux démontré l’existence de la dispersion anomale ; la coïncidence serait probante, ^{car les}

recherches malheureusement peu nombreuses que l’on ^a effectuées

sur la dispersion ^{arlomale montrent} que ^son influence n’est pas la même au voisinage des différentes raies d’un même corps.

~1. Cotton montre enfin que les mouvements rapides et irréguliers

d’une source au milieu d’une atmosphère ^{causant des} dispersions

anomales doivent produire ^des déplacements ^{vers le} rouge des raies

correspondantes transmises par ^cette atmosphère. ^On pourrait peut-

être trouver par là, dans les mouvements moléculaires mêmes, ^l’ex-

plication ^des déplacements ^{des raies vers} le rouge produit par ^un accroissement de pression; ^les caractères de ces déplacements ^sont

ceux que l’on devrait attendre d’après ^cette explication ; ^{mais il est}

difficile d’interpréter le fait que ^c’est la pression ^totale qui ^{entre en} jeu ^{et non la} pression ^{seule du} gaz donnant les raies étudiées.

E.-B. àI00RE. - Sur la séparation magnétique des raies du calcium11 et du strontium.

P. 385-394.

Cette étude complète ^{celles de} Runge et Paschen (1) ^{et de W. Mil-}

ler (2). Après ^avoir indiqué ^{les résultats} obtenus pour chacun des

deux corps, l’auteur examine comment ils vérifient la loi de Preston.

On devrait s’attendre, d’après ^{elle, à ce} que les ^raies successives d’une mê me série soient influencées de la même manière _par le

champ magnétique ^{et se} correspondent dans les deux corps. Cette rl) ASt1’Oph. JouJ’n., XVI, p. 123 ; 1902.

(’) p. ~0~ ; ^1907.

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loi est parfois vérifiée dans le cas actuel, ^{mais le} plus ^{souvent elle}

ne l’est pas.

HERBEHT- EDMESTON Groupements ^de raies dans le spectre ^{du néon.}

P. 30~-40~.

Un premier ^{travail de l’auteur et des mesures de} Baly (’) ^ont porté ^{à 321} le nombre des raies ^connues du néon. 11~Z. Watson cherche comment on peut les grouper. Il ^se guide ^{d’abord sur le}

spectre ^{de l’hélium et ses six} séries, ^{mais il ne trouve dans le néon}

rien d’analogue. Il dresse alors une carte à grande échelle du spectre qui ^lui indique l’existence de trois groupes de ^raies séparés par de

grands intervalles. Se bornant aux raies brillantes, ^{il trouve} que l’intensité générale de chacun des groupes diminue du ^côté ultra- violet. Le premier groupe comprend ^{une raie très} brillante, ^{une raie} plus f’aible, ^trois quadruplets ^{et trois} triplets ; ^le second, ^{une raie très} brillante, ^une plus ^{faible, trois} quadruplets@et quatre triplets ; ^{le troi-} sième, ^{deux raies} brillantes, ^trois quadruplets ^{et six ou} peut-être ^seu-

lement cinq triplets. Les intervalles des fréquences ^{des raies des} quadruplets ^{sont environ} 10TO, ^{1429 et} 1847 ; ^{ceux des} triplets,

1429 et 1847. Ces groupements suggèrent l’existence d’une série prin- cipale ^et de deux séries secondaires.

Il _y a de plus ^un grand nombre de raies faibles, parmi lesquelles

l’auteur n’a réussi à former aucun groupement.

CH. FABRY et H. BUISSON. - Application de la méthode interférentielle à l’étude des nébuleuses. - P. 406-409.

La méthode spectroscopique interférentielle n’avaitencore jamais ^été appliquée, ^{à notre} connaissance, ^aux études stellaires. Cependant

ses avantages ^sont importants : elle donne les longueurs ^{d’onde en}

valeur absolue, supprimant ^{ainsi les sources} auxiliaires de compa-

raison, ^cause d’embarras et d’erreur dans la spectroscopie ^astrono- mique ; ^elle permet, ^{avec des} appareils légers ^et peu encombrants,

d’obtenir une précision supérieure ^à celle que donnent les spectro-

scopes prismatiques, ^{trés lourds et} sujets ^à toutes sortes de flexions et de dilatation ; ^{enfin elle} permet l’étude de la constitution des radia- tions. A on pouvait ^craindre qu’elle n’exige trop ^{de lumière} (1) ^Proc. Roy. Soc., A, LXXXI, p. ^{181 : = 19L)8: -} !’oa_ns., ^A. CCII, p. 183 : ^1903.

,

p our pouvoir ^être appliquée ^{avec succès à} l’étude des astres qui n’appartiennent pas ^au système solaire ; ^les premiers ^{essais de}

Ch. Fabry ^et H. Buisson montrent qu’il ^{n’en est rien : avec un}

réfracteur d’aussi faible ouverture que celui ^de l’observatoire de Marseille (26 centimètres), ^{ils ont} pu ébaucher l’étude de la nébuleuse

d’Orion; aussi, par la voie qu’ils indiquent ^aux recherches astrono-

miques, doit-on considérer ^ces essais ^comme tout à fait importants.

L’appareil qu’ils ^{ont utilisé est du} type ^{dit étalon} interférentiet ^à

différence de marche fixe : une lame d’air comprise ^{entre deux sur-}

faces planes ^et parallèles semi-argentées. ^Les franges qu’il ^{donne à}

l’infini sont observées à l’aide d’un système oculaire visuel ou photo- graphique. Pour éviter le mélange ^des radiations émises par les dif- férentes parties ^{de la} nébuleuse, il faut que ^son image ^{nette se forme}

dans le même plan que celle des anneaux; cela serait réalisé si l’appa-

reil était placé ^{en avant de} l’objectif ^du réfracteur ; mais, ^{en dehors}

des grandes dimensions que ^ce dispositif exigerait pour les lames

argentées, le diamètre apparent ^{des anneaux serait} trop grand par

rapport ^à celui de la nébuleuse. Les auteurs ont tourné la difficulté

en plaçant ^{les lames} argentées ^derrière l’oculaire, ^{mis au} foyer ^sur l’image objective ^{de la} nébuleuse ; ^en regardant ^{à travers les lames}

avec un oeil ou un appareil photographique accommodé pour l’infini,

on voit une image réelle de l’astre sur laquel le ^se pro,j ettentles ^anneaux

d’interférence. Le poids ^{total de} l’appareil ainsi combiné n’est que de 3 kilogrammes.

En étudiant la nébuleuse d’Orion, ^{MM. Ch.} Fabry ^et Il. Buisson ont pu observer des ^anneaux d’interférence visuellement avec la radiation À 5007 et des différences de marche de 0,6, 2 ^{et 5} millimètres

et photographiquement ^avec les radiations A 4341, ~, 37~7, des poses de 75 minutes et une différence de marche de 0~~~,6. ^Ces premières

observations n’avaient d’autre but que de démontrer la possibilité d’appliquerla méthode ; ^{elles ne laissent aucun doute} qu’avec ^{un ins-}

trument plus puissant ^{et mieux} approprié que le réfracteur ^de l’obser- vatoire de Marseille, elle donnerait sans grande difficulté des résul- tats de premier ^{ordre sur} les vitesses radiales relatives des diverses

régions de la nébuleuse et sur les largeurs ^des différents raies. Ces dernières déterminations donneraient, ^en étudiant les raies attribuées à l’hydrogène, ^une indication sur la température de l’astre et en étu- diant les raies d’origine ^{inconnue une} indication sur le poids ^ato- mique des gaz qui les fournissent.

1

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EDWIX-B. FROST. - Observation de l’étoile nouvelles du Lézard à l’observatoire Yerkes.

Des particularités indiquées par M. Ed. Frost ^{sur cette} étoile, ^on peut ^noter que malgré ^{une couleur nettement} rouge ^son rayonnement

était fortement actinique. Cette anomalie s’explique par ^{une exten-} sion inaccoutumée du spectre ^{continu dans} l’ultra-violet, ^tandis qu’il

existe une forte condensation lumineuse dans la région clHx.

JULES BAILLAUD.

ANNALEN DER PHYSIK ;

T. XXXV, ^{nos 8 et} 9 ; ^1911.

W’.-H. hEESOVI. - Recherches spectrophoton1étrÜIues ^sur l’opalescence

d’un corps dans le voisinage ^{de son} point critique.

P. 591-599.

Diverses explications ^{de ce} phénomène ^{ont été} proposées par Kono-

valow, ^{Donnan et} Smoluchowski. La dernière, qui ^attribue l’opales-

cence aux différences de densité produites par les mouvements molé- culaires en vertu du principe ^de Gibbs-Boltzman, ^{a été} l’objet ^d’un

.

travail récent d’Einstein, lequel signale l’intérêt que présente ^l’étude expérimentale ^{de la} question. Aussi l’auteur croit-il devoir résumer les résultats obtenus à ce sujet déjà, ^en 1908, ^{avec le} professeur Kamerlingh-Onnes.

On opérait ^sur l’éthylène ^{dans un} intervalle d’environ ‘~°,3 ~ ^à partir ^du point critique. L’intensité de la lumière transversalement diffusée était mesurée par comparaison ^{avec une lumière} polarisée partiellement ^éteinte provenant de la même source.

Les résultats montrent que, pour ^une longueur ^d’onde déterminée,

l’intensité est à peu près inversement proportionnelle ^{à la différence}

entre la température d’observation et la température critique, ^ce qui

cadre ^avec l’hypothèse ^de Smoluchom.ski, ^tandis que celle de Don-

nan indiquerait ^la proportionnalité ^avec (T

T k)2.

Les mesures faites à diverses températures ^du rapport ^{entre les} intensités _{pour deux} raies différentes montrent que l’éthylène ^{se com-} porte, depuis ^la température critique jusqu’à 0°,7 au-dessus, ^comme

un système dispersif ^{dont le} degré ^de dispersion ^est plus petit que

celui d’un milieu où seraient distribuées des particules diffusantes

suivant la théorie de lord Rayleigh.