HAL Id: jpa-00240987
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Submitted on 1 Jan 1905
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The Astrophysical Journal;Vol. XIX : janvier, mars.
Avril 1904
Jules Baillaud
To cite this version:
Jules Baillaud. The Astrophysical Journal;Vol. XIX : janvier, mars. Avril 1904. J. Phys. Theor.
Appl., 1905, 4 (1), pp.212-220. �10.1051/jphystap:019050040021201�. �jpa-00240987�
212
reil mesureur de l’ionisation (plateau métallique, et en avant une toile métallique parallèle). Les courbes sont complexes, quand on n’élimine
pas soigneusement l’effet des rayons [3 et y ; quand on s’arrange pour
ne conserver que les rayons 0153, les courbes, qui ont la forme d’hy- perholes ayant les axes pour asymptotes, indiquent bien que l’ioni- sation est en raison inverse de la distance; mais il semble y avoir des
points anguleux, ce qui conduit à admettre qu’il y a deux espèces,
et peut-être quatre espèces différentes de rayons cc, caractérisées par des vitesses d’émission définies et différentes.
TOWNSEIND et H.-E. HURST. 2013Thegenesis of ions by the notion of positive ions, and a theory of the sparting potentiel (La genèse des ions par le mouvement des ions positifs, et la théorie du potentiel explosif).
-P. ia8-’752®
Expériences portant sur l’hydrogène et sur l’air à différentes pres- sions. On mesure le potentiel explosif entre plateaux parallèles. Les
mesures faites vérifient d’une façon remarquable la formule de Townsend :
Townsend appelle 1‘attention, en terminant, sur la différence
qui existe entre le potentiel explosif proprement dit et la différence de potentiel entre les électrodes, nécessaire pour le maintien d’un courant électrique continu.
B. BRU1THES.
THE ASTROPHYSICAL JOURNAL;
Vol. XIX : janvier, mars. avril 1904.
DAY et C.-E. VAX ORSTRAND. - The black body and trie measure-
ment of extrême temperatures (Le corps noir et la mesure des températures extrêiiies). - P. ~1-’0.
Conférence faite à la Pllilosophical Society de Washington, où se
li-otive résumé 1 histoire du développement de la loi de Kirchhoff et (1) J. cle Pliys., 4c série, t. 11I, p. 394-391 : 1904. La formule est donnée à la page 396.
Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphystap:019050040021201
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de la théorie du rayonnement d’un corps noir. Les auteurs y cri-
tiquent l’application des relations qui expriment ce rayonnement à l’estimation de la température du Soleil.
GEORGE-E. HALE et Calcium and hydrogen floculi
(Flocons de calcium et d’hy.drogène). - P. 41-52.
Un des instruments qui doivent le plus contribuer à étendre notre connaissance de la surface solaire est, assurément, le spectrohélio- graphe, qui nous montre comment sont distribués les divers élé- ments qui composent la chromosphère. C’est, en son essence, un spectroscope dans lequel un écran à fente placé dans le plan du spectre, en avant de la plaque photographique, ne laisse tomber sur
elle que la lumière fournie par une radiation bien déterminée. En donnant à l’image du soleil sur la fente antérieure du spectroscope,
et à la plaque photographique derrière la fente postérieure, des mou-
vements concordants, on peut avoir une image de la surface solaire formée par telle radiation que l’on veut(). MlB1. G. Hale et F. Eller-
man publient quelques-unes des photographies qu’ils ont obtenues
ainsi et qui sont tirées du volume 111 des of the Yerkes Observotory, où doit se trouver aussi la description détaillée de leur instrument. L’image de la chromosphère donnée par les radiations de l’hydrogène ou par celles du calcium a l’aspect d’une mer de
nuages, d’un réseau de matières floconneuses rappelant les granula-
tions et les facules de la photosphère. Pour distinguer ces deux phénomènes, les auteurs proposent de réserver le nom de facules
aux hautes régions de la photosphère sensibles à la vision ordinaire
et caractérisées par un spectre continu, et d’appeler flocons (flo- culi) les nuages de gaz ou de vapeurs situés à un niveau plus élevé
et qui ne sont visibles qu’au spectrohéliographe.
Le spectrohéliographe ne permet pas seulement d’avoir l’image
en plan de la chromosphère. En mettant en pratique une idée de
M. Deslandres, les astronomes de Yerkes ont pu le faire servir à donner l’image de sections de la chromosphère faites à des niveaux
(1) La deuxième fente étant complètement recouverte par une raie sombre du
spectre, on a limoge de la couche gazeuse dans la,quelle se produit l’absorption qui donne naissance à cette raie ; si la fente laissait passer une partie du spectre continu, beaucoup plus brillant, on aurait l’image de la photosphère qui le produit.
J. rlP série, t. jàlars I90~.) 15
214
différents, au-dessus de la photosphère. Les raies Il et K du cal- cium sont larges et nébuleuses et présentent souvent un double
renversement. On peut les décomposer en trois parties : une
bande sombre et large, que les auteurs désignent par H, et K, ; une
raie brillante relativement étroite que l’on voit au centre de cette
bande, aux points du disque solaire où la fente coupe des masses in- candescentes de vapeur de calcium (H,, K2); enfin une raie sombre
très étroite au centre des K2 (H3, K3). H t et K, sont dues à la
vapeur du calcium la plus dense, qui se trouve près de la photo- sphère. et K~, proviennent de vapeurs situées un peu au-dessus,
et dans les plus hautes régions se trouvent les vapeurs plus froides
et moins denses donnant H3 et K., Cette disposition des couches est
justifiée par les résultats obtenus pendant les éclipses. Il est clair
que, si la seconde fente du spectrohéliographe correspond au bord
extrême de H, et K, , elle ne recevra de lumière que de la vapeur de calcium assez dense pour produire une raie de cette largeur, de
celle qui est située dans les régions les plus basses de la chromo- sphère. Si l’on rapproche la fente du centre de la raie, elle recevra de
la lumière de vapeurs placées à un niveau plus élevé et aussi de
vapeurs plus basses; mais, comme 1 intensité de la radiation de la vapeur s’accroît jusqu’au niveau de Il,, K2, les photographies suc-
cessives tendront à fournir des sections de plus en plus élevées des nuages de calcium. Les photographies de l’observatoire Yerkes montrent comment cette méthode peut servir à déterminer la struc- ture des flocons de calcium : à leur base, leurs sections sont petites
et bien définies; elles s’élargissent aux niveaux plus élevés, ayant ainsi une forme analogue aux masses nuageuses qui s’échappent
d’un volcan.
G.- BV. On n1ethods uf testing optical mirrors during construction
(Sur les méthodes d’essai des miroirs optiques pendant lemr construction). 2013
P. 53-69.
La méthode que préconise l’auteur, opticien à l’observatoire Yerkes,
n’est autre que la troisième méthode de Foucault, celle de l’écran à bord rectiligne. La lumière qui traverse un trou d’aiguille placé au
centre d’un miroir concave donne tout à côté de lui une image à tra-
vers laquelle l’observateur déplace une lame de couteau. S’il place
son oeil dans le faisceau lumineux, il voit la surface du miroir, sup-
215
posée parfaitement taillée, diminuer uniformément d’intensité ; mais, si la surface n’est pas parfaite, les irrégularités apparaissent en un
relief extrêmement exagéré. On a ainsi un moyen de vérifier rapi-
dement en son entier la surface du miroir. L’auteur applique cette
méthode à toute espèce de miroir, le fondement d un atelier d’optique
étant pour lui le miroir sphérique concave. Ce miroir lui per- met d’abord de construire un miroir plan, en faisant réfléchir sur ce dernier les rayons lumineux issus du trou d’aiguille et qui
tombent ensuite sur le miroir sphérique ; les imperfections sont dues
au miroir plan. Ayant un miroir plan, on peut étudier un miroir
parabolique, en plaçant un trou d’aiguille à son foyer, le miroir plan
servant pour l’autocollimation des rayons. L’auteur arrive même par cette méthode à construire les miroirs convexes qu’il place dans les télescopes de Cassegrain.
J. Nlichelson’s theory of the displaceinent of spectral lines (Théorie de llichelson du déplacement des raies spectrales).
-P. 70-’~9.
Michelson a montré (1) que, dans l’application du principe de Doppler-Fizeau, on devait tenir compte du déplacement des masses
d’indices divers que traverse le faisceau lumineux. Si ces masses
ont une forme telle que la longueur du trajet que la lumière y effec-
tue puisse varier, le chemin optique équivalent variant de la même
façon, les conditions sont les mêmes que si la source lumineuse
s’éloignait ou se rapprochait de l’observateur, et les raies de son spectre se déplacent; mais, pour un déplacement de raies donné, la
vitesse que doit avoir la matière intermédiaire peut être beaucoup
moindre que celle qu’aurait la source lumineuse dans l’explication
ordinaire. Si l’on suppose, en effet, que la masse a la forme d un coin très obtus qui s enfonce perpendiculairement dans le faisceau
lumineux, une vitesse de déplacement faible peut amener un accrois-
sement très rapide de la longueur du chemin optique.
M. Fenyi cherche à donner une démonstration un peu plus élé-
mentaire de cette théorie et montre comment elle simplifie l’expli-
cation de certains phénomènes solaires. Tandis que dans l’explica-
tion de Doppler-Fizeau la composante radiale de la vitesse de la
source est inférieure ou au plus égale à cette vitesse, dans l’explica-
(1) Asl1’oph..Journ., vol. XIII, p. 19; 1901.
216
tion de Michelson le déplacement apparent peut être beaucoup plus grand que le déplacement réel. On n’est donc plus obligé d’attribuer
aux proéminences solaires la vitesse énorme qu’elles auraient si le
déplacement des raies de leur spectre mesurait simplement la composante radiale de cette vitesse.
P.-G. Thé spectra of mixed gases (Les spectres des 111élanges gazeux).
P. 105.
On s’est aperçu de bonne heure que les spectres des mélanges
gazeux excités électriquement donnent souvent le spectre d’un composant métallique lourd, bien plus fortement que celui d’un
composant plus léger, et cela d’une manière tout à fait hors de proportion avec les quantités relatives de matières présentes.
M. P. Nutting montre que le caractère métallique importe peu ; le soufre et l’iode sont presque aussi actifs pour affaiblir le spectre de
l’hydrogène que les vapeurs de mercure ou de cadmium. Dans 80 mélanges de 15 éléments, aisément vaporisables, il n’a trouvé
aucune contradiction à la loi suivante : Dans les spectres des mélanges
gazeux., toutes autres choses égales, Ze spectre du gaz de plus poids sera le plus bî-illant. Ceci s’applique à des tubes de
Plücker contenant des gaz à des pressions de à 10 millimètres
et traversés par un courant ne dépassant pas 10 milliampères. En
dehors de ces limites, l’effet du poids atomique dimlnue ; -, les inten- sités des spectres sont de plus en plus en rapport avec les quantités
relatives des gaz présents.
Quand des combinaisons chimiques se produisent, l’auteur a pu presque constamment observer les spectres des deux gaz en présence superposés pendant leur combinaison. On peut croire que les spectres des composés suivent la loi des poids moléculaires; mais les
observations ne sont pas suffisantes pour l’établir rigoureusement.
De grandes variations de pression n’affectent pas la prépondé-
rance d’un spectre sur l’autre ; mais, à très haute eu très basse
pression, le gaz le plus léger l’emporte.
Les changements dans la température produisent peu d’effet, tant
que les composants et. produits demeurent vaporisés.
Les changements dans la densité du courant, en de larges limites,
n’affectent pas la prépondérance spectrale ; mais un courant extrê-
217 mement dense a toujours accru l’intensité relative du gaz le plus léger.
Souvent un spectre affaiblit d’abord dans le second spectre les
raies les plus voisines de lui ; les combinaisons avec le groupe du soufre ne montrent cependant pas cet effet.
,
H. KONEN et A. On double reyersal (SLIh le double renversement).
P. 111-115.
Les auteurs confirment l’opinion de Ilumplireys que le double renversement des raies spectrales n’est en général qu’apparent. I.es exemples qu’ils ont relevés sur leurs photographies se rapportent à peu près aux mêmes raies qne ceux de Humphreys, ce qui tendrait
à prouver que ces raies sont les seules qui puissent se trouver dans
les conditions voulues. Ils ont observé cinq principales causes de
double renversement apparent : superposition de deux raies de différents ordres dans les spectres de diffraction, superposition
d’émissions non simultanées, actions de différentes portions de la
source lumineuse, superposition de raies du même ordre, et renver-
sement symétrique où dissymétrique, combiné avec un élargissement
des raies. Ils ont aussi observé un double renversement certain dans le cas de la raie du magnésium ), 2 85~,25, et quelques doubles
renversements douteux.
CHARLES On the wüxe-length of the cadmium line at ~ 5 086
(Sur la longueur d’onde de la raie du cadmium 1, ~ 086).
-P. 116-118.
La valeur de la longueur d’onde de la raie verte du cadmium
~ ~ 086, que M . Hamy avait déterminée par son procédé interférentiel,
est assez différente de celle qu’avait obtenue M. Michelson pour avoir
pu jeter quelques doutes sur la valeur de la méthode interférentielle
appliquée aux mesures absolues. Cependant 31. Hamy avait bien fait remarquer que la radiation A j 086 donnée par son tube sans
électrode se compose d’une raie simple et d’un doublet à compo- santes égales, et que ses mesures se rapportaient à la raie simple.
Le tube de Michelson ne donnait au contraire que le doublet dont les composantes étaient alors inégales, et c’est à la plus forte des
deux que se rapportent les mesures de Michelson et Benoist. Il
218
n’est donc pas étonnant que leur résultat ne concorde pas avec celui
de M. Hamy.
,M. Fabry, à l’aide de sa méthode interférentielle, a repris l’étude
de cette radiation ; dans les tubes sans électrodes, il a retrouvé les
trois raies de M. Harry, et il a mesuré l’intervalle séparant la raie
isolée de celle mesurée par Michelson. La différence trouvée, 0~ ,007),
établit une concordance complète, au moins aux 3 dix-millionièmes,
entre les valeurs obtenues par les deux savants.
W. YERY. - The absorption of radiation hy the solar atmosphère ami
tlie intrinsic radiation of tliat atmosplere (L’absorption du rayonnement par
l’atmosphère solaire et le rayonnement intrinsèque de cette atmosphère
P. 139-150.
Dans ce mémoire un peu confus, l’auteur donne des explications
très plaoisibles de certaines particularités du rayonnement solaire :
décroissance du violet au rouge de l’absorption exercée par l’atmo-
sphère solaire sur la lumière de la photosphère, constance du rayonne- ment des taches à leur approche du limbe, uniformité d’aspect des
raies de Fraunhofer en quelque point du disque qu’on les observe.
L’absorption sélective prodnite sur l’extrémité violette du spectre
ne serait pas une véritable absorption, mais une diminution des radia- tions de faibles longueurs d’onde par leur diffraction ou réflexion sur des particules trop fines pour arrèter le rouge. C’est aussi à cet effet de diffraction que serait due la constance du rayonnement destaches : les taches plus froides doivent donner en grande proportion des
rayons de grandes longueurs d’onde plus facilement transmissibles que ceux de la surface générale. Quant à l’uniformité d’aspect des
raies de Fraunhofer, elle proviendrait de ce que l’absorption ou le
rayonnement d’un gaz doit peu s’accroître avec son épaisseur. Une
faible épaisseur de la chromosphère doit suffire pour arrêter les radiations photosphériques correspondant aux raies qu’elle peut émettre, et son émission doit être limitée par l’absorption qu’elle
exerce sur son propre rayonnement. Les raies de Fraunhofer ne seraient donc dues qu’au rayonnement d’une couche toute super- ficielle de la chromosphére dont l’épaisseur bien déterminée ne
saurait être accrue par la courbure du globe solaire.
219
H. On standards of wave-lengths
.(Sur les étalons de longueurs d’onde).
-P. m-d6l.
1B1. Kayser trouve qu’il est nécessaire que l’on entreprenne une
nouvelle détermination d’étalons de longueurs d’onde qui puissent remplacer les tables de Rowland, et il recherche la cause des
erreurs qui s’y trouvent, pour qu’on puisse les éviter. Il en trouve
deux principales : d’abord les différences existant entre les positions
des raies solaires et celles des raies de l’arc dont Rowland ne con-
naissait pas l’existence. Cette difficulté est facile à tourner en em-
ployant, comme base de la méthode des coïncidences, les longueurs,
d’onde déterminées par Fabry et Pérot. Mais il y a une autre cause
d’erreur plus grave, c’est que la méthode des coïncidences elle-même ,
peut conduire à des erreurs et ne pas être applicable. Pour s’en
rendre compte, on peut l’appliquer aux raies de Pérot et Fabry et ,
,
voir si l’on retrouve leurs nombres. Si cela n’a pas lieu, c’est que, soit ces nombres, soit la méthode, soit peut-être tous les deux, sont
erronés. L’auteur, ayant .à sa disposition deux des plus grands
réseaux concaves de Rowland, a fait cet essai ; le premier réseau lui
a donné une différence de 0,019 A avec les nombres de Pérot et
.
