HAL Id: jpa-00241283
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Submitted on 1 Jan 1908
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1906
Jules Baillaud
To cite this version:
Jules Baillaud. The Astrophysical Journal;Vol. XXIV: juillet-décembre 1906. J. Phys. Theor. Appl.,
1908, 7 (1), pp.160-168. �10.1051/jphystap:019080070016000�. �jpa-00241283�
THE ASTROPHYSICAL JOURNAL;
Vol. XXIV: juillet-décembre 1906.
A. Polarisation and selective reflection in.the infrared spectrum
(Polarisation et réflexion sélective dans le spectre infra-rouge).
-P. 19-42.
Le premier soin de l’auteur est de montrer que les radiations infra- rouges sont susceptibles de polarisation par réflexion. Il recherche ensuite si un isolant doué de la réflexion métallique dans l’infra-rouge
est capable, comme les métaux, de transformer par réflexion la pola-
risation plane de la lumière en polarisation elliptique, et il montre que ceci a lieu pour le spath. Enfin il se demande si la réflexion sélec-
’
tive que possèdent certains sels est une propriété moléculaire de la substance ou dépend de son état physique. Il trouve que la position
des bandes de réflexion sélective d’un sel solide (tartrates de potasse
et de soùde) ne change pas lorsque le sel est fondu. Le mécanisme
qui donne naissance à ces bandes est donc indépendant de la liberté moléculaire et serait localisé dans la molécule elle-même. Dans les sels d’un acide donné, il serait localisé dans le radical acide.
Les liquides possèdent des bandes de réflexion sélective comme les solides. Dans le cas de l’acide sulfurique fumant, les courbes de réflexion subissent des changements marqués quand l’acide est dilué;
cela serait dû à la destruction de certains composants et à la forma-
tion de nouveaux.
Ces études ont été faites à l’aide d’un radiomètre sur lequel tombait
la lumière d’une lampe Nernst, décomposée par un spectroscope
dont les parties optiques étaient un prisme de sel gemme et des miroirs concaves. Les polariseurs et analyseurs étaient des miroirs de sélénium amorphe dont le pouvoir réflecteur étudié jusqu’à 13 ,r.
est très constant et relativement grand (20 0/0 environ).
~1 noter le procédé qu’a employé M. Pfund pour se procurer un très bon miroir concave du poids de quelques milligrammes pour son radiomètre. Il argente une bonne lentille divergente, et, par des
petits coups sur la tranche, il en sépare des éclats qui forment de
très bons miroirs, aussi légers qu’on le désire.
Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphystap:019080070016000
Sun-spots lines in the spectrum of Arcturus (Raies
des taches du Soleil dans le spectre
Une étude attentive a montré à M. NiT.-S. Adam que le spectre d’Arcturus, qui ressemble beaucoup au spectre du Soleil, est identique
au spectre des taches; les raies y présentent entre elles les mêmes
intensités relatives. Si l’on admet que c’est la température qui est
la cause des différences entre le spectre du Soleil et celui des taches,
l’atmosphère d’Arcturus, qui doit être dans le même état physique
que ces dernières, serait à une température plus basse que le Soleil.
Une étude semblable sur le spectre Orion a montré les mêmes différences avec le spectre solaire, mais beaucoup plus accentuées.
Le Soleil, Arcturus et Rigel seraient donc dans des états de tempéra-
ture décroissante.
WALTER-S. 1IITCHELL. - Result ofsolar observations at Princeton, 1905-1906;
(Résultat des observations solaires à Princeton).
-P. 78-95.
L’auteur donne dans cet article la liste des raies qui sont affaiblies
et renversées dans le spectre des taches. Un mémoire précédent
contenait celle des raies élargies et renforcées jAs1roJh.
XXII, p.
Il y aurait lieu de continuer l’étude des spectres d’arc dans l’hydro- gène pour éclaircir certaines particularités des spectres des taches et de la chromosphère.
P.-G. NUTTING. - Line Structure, III (Structure cles raies, III).
-I’. 3-125.
M. Nutting appelle raies normales celles qui s’élargissent et se
renversent quand leur intensité s’accroît. Il les distingue des raies
« .composées », qui donnent naissance alors à plusieurs satellites.
Les raies de la source de lumière employée, arc ou tube de Plücker,
étaient observées, d’une part, avec un spectroscope suivi d’un éche- lon de Michelson, et, d’autre part, avec un spectrophotomètre qui
servait à les comparer aux radiations d’une lampe Nernst. Le pou-
voir séparateur de l’échelon était tel qu’il permettait l’étude de raies
de de large. Les principaux résultats obtenus sont les sui- vants :
La largeur des raies normales est sensiblement une fonction linéaire de leur intensité.
Sa valeur minimum à la pression atmosphérique est approxima-
tivement elle est presque la même pour toutes les raies. A basse pression, cette largeur pour l’arc est d’environ Otm ,003.
Les raies normales de l’arc se dédoublent ou se renversent pour des valeurs de l’intensité ne variant que du simple au double.
Quand le renversement ou le dédoublement se produit, chaque composante a à peu près une largeur égale au ininimum de largeur
de la raie originale. En d’autres termes, les raies normales se
dédoublent quand leur largeur est devenue deux fois leur largeur
minimum. Chaque composante s’élargit ensuite rapidement, surtout
de son côté extérieur.
Quelques-uns au moins des satellites des raies composées s’élar- gissent et se dédoublent comme les raies normales quand l’intensité s’accroit.
,
Lord BLYTHSWOOD et Photographs of certain arc
spectra irom A 5 800 to ). 8 500 (Photographies de certaines raies de l’arc de A 5800 à À 8 500). - P. 125 -12 8.
Cet article contient les reproductions des spectres d’arc d’une douzaine de métaux photographiés avec un réseau concave sur des plaques sensibilisées au bleu d’alizarine S.
Voici le bain sensibilisateur utilisé, qui s’emploie immédiatement
après sa préparation :
Dans 100 centimètres cubes d’alcool ajouter, 2 centimètres cubes
d’ammoniaque concentrée et dissoudre ogr,2 de bleu d’alizarine S.
Ajouter 100 centimètres cubes d’eau distillée et filtrer. Les plaques
sont d’abord lavées dans une dissolution à 1 0/0 d’ammoniaque pen- dant deux minutes, puis plongées dans le bain sensibilisateur pendant
deux minutes, enfin lavées à l’eau courante encore pendant deux
minutes. Ces plaques ne se conservent guère qu’une journée après
leur sensibilisation.
JAMES-P.-C SUUTHALL. - The geometrical theory of optical imagery (Théorie géométrique de la formation des images dans les instruments d’optique.
-,P. ~6~185.
La méthode que Abbe a introdnite dans l’optique géométrique et
que Czapski a développée dans son livre consiste à traiter la région
de l’espace où se trouve l’image comme liée à celle où se trouve l’objet par les relations linéaires :
L’auteur envisage le même problème en mettant plus particulière-
ment à profit les propriétés projectives de ce mode de eorrespoi>o dance.
l
GEORGE HALE, WALTER-S. ADAlB;1 et GALE. - Preliminary paper on the cause of the caracteristic phenomena of Sun-spot spectra. --- Vol.
p. 18;)-214.
G. HALE et WA1.TER-S. Second paper on the cause of caracteristic
phenomena of Sun spectra.
-Vol. XXV, p. ’T~-~~.
(Notes sur la cause des phénomènes caractéristiques des taches sulaires.) Dans les taches solaires, certaines raies du spectre d’un élément sontrenforcées par rapport aux mêmes raies du spectre de la photo- sphère, d’autres sont affaiblies, d’autres y ont la même intensité. De
plus, toutes les raies renforcées se trouvent dans le spectre visible,
et le fond continu du spectre des taches a une intensité plus grande
dans la région la moins réfrangible. Les auteurs ont pensé que la cause de ces particularités peut se trouver dans une différence de
température des vapeurs métalliques dans les taches et la photo- sphère ; et, pour appuyer leur conclusion, ils ont étudié dans le labo- ratoire le spectre de quelques éléments, titane, chrome, vanadium, fer, manganése, à des températures très différentes, soit avec un arc
entretenu par des courants de même voltage, mais d’intensité variant
de 30 à 2 ampères, soit avec une étincelle condensée fournie par un
transformateur donnant de 1 000 à 6L~ 000 volts.
Plus de 90 0/0 des raies que contiennent leurs tables, qui sont ren-
forcées dans le spectre des taches, se renforcent en passant de l’arc
à 30 ampères à l’arc à 2 ampères. Plus de 90 0/0 des raies qui sont
affaiblies dans les taches sont aussi affaiblies ou disparaissent dans le spectre de l’arc à 2 ampères. Dans une liste de i52 raies choisies au hasard, qui n’ont pas de particularités dans le spectre des taches, il n’y en a pas qui soit renforcée dans l’arc à faible voltage ou dans la flamme; or on est en droit de penser que la température de l’arc
décroît avec l’intensité du courant, et qu’elle est moindre que celle de l’étincelle condensée ; il y a donc de fortes présomptions pour que la température des taches soit inférieure à celle de la photosphère.
Dans leur second mémoire, les auteurs signalent qu’ils ont observé
dans les taches les cannelures de l’oxyde de titanium (À. 5598),
dont la présence dans le spectre des étoiles du troisième type est prise pour une marque de leur basse température ; ils indiquent qu’il ne se produit que des vitesses radiales très faibles dans les vapeurs f ormant la pénombre des taches ; enfin, ils examinent
quelques faits que la théorie de la différence de température explique
difficilement : localisation dans la partie visible du spectre des raies
modifiées dans les taches ; présence de raies fortes et bien définies du titane à côté des cannelures de son spectre de bandes; adjonction
d’ailes aux raies du sodium à 80 0/0, de celles du calcium à 25 0/0,
de celles du chrome, du fer et du manganèse, mais à aucune de celles
du vanadium et du titane.
A spectroscopic study of the spark spectrum (Etude du spectre d’étincelle).
-P. 221-25;).
Cette étude, faite sur l’air, l’hydrogène et l’acide carbonique, cherche
à relier entre elles les différentes causes qui peuvent influer sur le spectre d’étincelle, pression, capacité, inductance, en les faisant varier séparément dans des limites étendues. L’auteur trouve, comme G. Hale et Kent, que les raies deviennent plus larges quand s’ac-
croissent la capacité, la pression et l’intensité, plus étroites quand
s’accroissent l’inductance, la résistance et le voltage. La cause pro- bable d’élargissement dans tous ces cas est l’augmentation de la quan- tité de vapeur autour de l’étincelle; avec le gaz carbonique, les raies
sont plus larges qu’avec l’air, moins qu’avec l’hydrogène.
Les déplacements d’une trentaine de raies sous l’influence de la
et Mohler avec l’arc, réduits à la même pression. Ils ont été mesu-
rés jusqu’à 109 atmosphères avec l’acide carbonique et l’hydrogène,
ce dernier donnant des déplacements plus faibles.
C. BARNARD. - Photographie observations of Giacobini’s comet 1905, C (Obser-
vations photographiques de la comète Giacobini, 1905, C).
-P. 255-259.
Cette comète, malheureusement difficile à observer, avait une
belle queue de 8 ou ~.0° de long. La note de lBtl. Barnard en contient deux belles photographies qui montrent les déformations profondes
que peuvent subir ces astres à quelques jours d’intervalle.
IIHwv-C. On the theory of cemented doublet (Sur la théorie
des doublets collés).
-P. 263-268.
L’auteur montre, en prenant pour exemple deux lentilles minces
collées, comment on peut exprimer avec la méthode d’Abbe, que ce
système a une longueur focale donnée, qu’il n’a pas d’aberration sphé- rique et qu’il est aplanétique. Cette dernière condition s’exprime par la loi des sinus (die Sinussatze) . Voici cette loi, qui a une importance
fondamentale dans les nouvelles théories dc l’optique géométrique :
Pour que tous les rayons issus d’un point p en dehors de l’axe d’une
surface optique sur une perpendiculaire PS à cet axe au point S dé-
pourvu d’aberration sphérique viennent converger en un point P’ en
dehors de l’axe sur la perpendiculaire P’S’ (S’, image de S), il faut
que l’on ait :
>1 et n’ étant les indices des deux milieu, tt et u’ les angles des rayons incidents et réfractés, g le grossissement linéaire (CZAPSKI, Grund-
der ’l’heorie der optischen Instrumente nach Abbe, p. 123).
RoBEHT-JAMhs Cofor-filters for astronon1ical pliotograpliywitli re- llecting telescope (Filtres de radiations pour la photographie astronomique avec
des télescopes réflecteurs).
-P. 268-278.
L’auteur interpose des écrans colorés devant ses plaques photo-
graphiques pour rendre les résultats photométriques plus semblables
aux observations visuelles. Il indique longuement comment il pré-
pare ces écrans en gélatine coulée sur glace et coloriés à l’esculine
et à la tartrazine. La composition des dissolutions de gélatine
est de :
L’article contient deux planches montrant leur effet.
S. CHEVALIER. - On the brig.htness of the inner edge of the penumbra in Sun spots (Sur l’éclat du bord intérieur de la pénombre dans les taches solaires).
- P. 278-285.
L’auteur publie quelques photographes qui montrent que le bord interne de la pénombre des taches solaires est plus brillant que le bord externe. Faye et Iaockyer avaient mis ce fait sur le compte
d’une pure illusion visuelle.
I. HARTMANN. - The spectrocomparator (Le spectrocomparateurj.
P. 285-302.
Cet appareil, qui a été conçu pour l’application de la méthode de l’auteur pour la mesure des vitesses radiales, peut rendre de grands
services dans l’étude des spectres. Il permet de juxtaposer dans le champ de l’ocul-aire d’un microscope à deux objectifs deux spectres portés sur deux plaques différentcs. Les deux plaques reposent sur des supports parallèles dont l’un est mobile par rapport à l’autre. Ce mouvement, gouverné par une vis micrométrique, permet de faire coïncider tout un spectre dans son ensemble avec l’autre; dans la
méthode ordinaire de mesure où l’on se sert d’un micromètre à fil
mobile, on est obligé de pointer chaque raie l’une après l’autre.
G. EBERHARD. --- A spectroscopic investigation préparation of ter-
bium (Etucle spectroscopique des préparatiôns de terbium du Dr Urbain).
-P. Î()9-132.
Les préparations de terres rares, si remarquablement pures, qu’a
obtenues Ni. G. Urbain ont permis de déterminer leurs spectres
dans des conditions d’exactitude que l’on n’avait jamais pu atteindre.
rement le spectre du terbium : il en donne une liste de 1 275 raies,
et indique celles qu’il a pu éliminer à coup sûr, comme appartenant
au gadolinium, à l’yttrium et au dysprosium. Cette étude spectrale
montre que le gadolinium et le terbium sont des corps simples et
que les préparations qu’en a faites 1"1. Urbain sont assez pures pour permettre une détermination du poids atornique très exacte. Les raies du terbium les plus persistantes sont : t,?, 3523,82 ; -, 3676,52;
3 703,01; ~ ’10~,0~ ; ~ 00~,6~ ; ~ ~ i 8, ~ i . Elles peuvent servir à déceler
des traces de terbium dans d’autres minerais.
Le spectre solaire ne renferme pas de raies de ce corps, du moins d’une intensité appréciable.
SFI,BASTIAN ALBRECHT. 2013 On the relation between stellar spectral types and
the intensities of certain lines in the spectra (Sur les relations entre les types spectraux stellaires et les intensités de certaines raies dans les spectres).
-P. 333-344.
Les types envisagés (F à Me de la classification d’Harvard) com- prennent le type solaire G. Il arrive le plus souvent que les raies
se modifient d’un type à l’autre, comme elles le font du spectre de la photosphère au spectre des taches, mais pour certaines raies c’est
juste 1,inverse qui a lieu.
,
The temperature of the Moon (La température
de la Lune). - P. 351-355.
M. Coblentz ~’), ayant observé que plusieurs minerais
communes possèdent des bandes de réflexion métallique de 8,5 u. à 10 pL, en avait conclu que la Terre et la Lune pouvaient être considé-
rées comme des surfaces possédant dans leur ensemble ces bandes
de réllexion. La plus grande partie du rayonnement calorifique lunaire
serait alors la réflexion spéculaire du rayonnement du Soleil, et non
celui d’un corps échauffé par ce rayonnement ; la température de la
Lune serait bien de l’ordre de - ~35° indiqué par Langley. M. Frank Very, que des travaux considérables avaient conduit à admettre une
température de près de 1001, conteste la dernière conclusion de
Review, XXIII, p. 2!~’~ ; ,,epteinbre 1906.
M. Coblentz. La courbe d’énergie de la radiation de la l,une ne pré-
sente pas une bande de 8,5 à 10 p, mais un spectre continu, et, si elle paraît offrir un maximum dans cette région, ce n’est qu’à cause de
l’énorme absorption produite de 5 à 8 ~. par la vapeur d’eau de l’at-
mosphère terrestre. La courbe une fois corrigée de cette influence représente bien le rayonnement d’un corps à une température peu inférieure à ~ 00°.
M. Coblentz donne aussi pour raison de sa théorie l’abaissement
rapide, en du rayonnement lunaire pendant une éclipse.
M. Frank Very fait observer que nous n’observons que le rayonne- ment de la surface de la Lune et, par conséquent, qu’un refroidisse- ment superficiel, et non celui de toute sa masse, qui serait beaucoup.
plus lent. Il y aurait quelques expériences de laboratoire à faire pour éclaircir ce point.
A.-L. Un thé connection between disturbed areas of the solar sur-
face and the solar corona (Sur la relation entre les régions troublées de la sur- face solaire et la couronne’. - P. 355-360.
.
