The Astrophysical Journal; Vol. XVIII ; octobre-novembre-décembre 1903

HAL Id: jpa-00240937

https://hal.archives-ouvertes.fr/jpa-00240937

Submitted on 1 Jan 1904

HAL is a multi-disciplinary open access archive for the deposit and dissemination of sci- entific research documents, whether they are pub- lished or not. The documents may come from teaching and research institutions in France or abroad, or from public or private research centers.

L’archive ouverte pluridisciplinaire HAL, est destinée au dépôt et à la diffusion de documents scientifiques de niveau recherche, publiés ou non, émanant des établissements d’enseignement et de recherche français ou étrangers, des laboratoires publics ou privés.

The Astrophysical Journal; Vol. XVIII ; octobre-novembre-décembre 1903

J. Baillaud

To cite this version:

J. Baillaud. The Astrophysical Journal; Vol. XVIII ; octobre-novembre-décembre 1903. J. Phys.

Theor. Appl., 1904, 3 (1), pp.624-631. �10.1051/jphystap:019040030062401�. �jpa-00240937�

624

Il est facile de trouver la cause du phénomène. ^{Si l’on examine}

les boules, ^{on constate} que, ^sur chacune d’elles, l’une des piqûres

s’est accentuée pour devenir un trou profond (1 10 ^de millimètre) ^recou-

vert d’un monticule conique d’oxyde ^{servant seul de} point ^de départ

à l’étincelle. Si l’on polit légèrement les boules ou si l’on fait simple-

ment tomber l’oxyde, ^le premier régime ^se rétablit. Le second

régime ^ne persiste pas toujours indéfiniment ; ^le petit ^monticule d’oxyde peut ^{se détacher} seul, ^et il y ^{a encore retour au} premier régime.

Influence ^{de la nature du} métal. 2013 Après ^le laiton, ^{nous avons} essayé ^le cuivre rouge, ^le zinc, ^le fer, l’aluminium. Les deux régimes

ne se produisent pas ^avec la même facilité pour ^ces différents métaux, probablement parce que l’oxydation ^{ne se fait} pas de la ^même façon.

Le résultat le plus intéressant est obtenu avec l’aluminium : il donne immédiatement et indéfiniment le second régime.

En associant une électrode en aluminium avec une électrode polie

en cuivre, ^on obtient les deux régimes mélangés : ^les alternances d’une même parité ^{donnent le} premier régime; ^l’autre parité ^fournit

le second régime (fig. 5).

Conclusions.

L’oxydation spontanée du laiton provoque des étincelles plus nombreuses et correspondant ^{à un} potentiel explosif plus ^faible qu’avec des boules polies. L’aluminium ne peut ^fonc- tionner que ^comme le laiton oxydé.

THE ASTROPHYSIGAL JOURNAL;

Vol. XVIII ; octobre-novembre-décembre 1903.

J. HARTMANN. 2013 A revision of Rowland system ^of

lengths (Revision

du système ^des longueurs d’ondes de Rowland). -- ^Octobre, p. 167-190.

Le système ^des longueurs ^{d’ondes de Rozvland est} devenu la base de toutes les mesures spectroscopiques actuelles ; ^la question ^se pose donc de savoir jusqu’à quel point ^il répond ^{à la} précision qu’elles peuvent atteindre, ^et quelles ^{sont les} corrections qu’il conviendrait

peut-être ^{de lui} appliquer.

La discussion de M. Hartmann montre que ^ce sont les P1"eliminary

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphystap:019040030062401

625 Tables of ^Solar Spectrum ^Wave length (P. T.) qui constituent la forme la meilleure du système ^de Rowland. On ne peut pas douter de la valeur des nombres qu’elles contiennent quand ^il s’agit ^{de me-}

sures relatives dans de petites portions du spectre; ^{mais les choses}

changent quand ^{on a à} comparer des portions éloignées, car les P. T.

sont affectées d’erreurs lentement croissantes qui nécessiteraient l’introduction d’une correction C dans la longueur d’onde d’une raie solaire. D’après MM. Perlot et Fabry, pour corriger ^{les nombres de}

Rowland de leurs erreurs systématiques, ^{et en même} temps pour les réduire à la valeur de la raie du cadmium trouvée par MM. Mi- chelson et Benoist, ^{ori n’a} qu’à les diviser _par ^un facteur tiré d’une courbe qui représente ^les quotients, par les longueurs d’ondes des radiations étudiées avec leur appareil interférentiel, ^des longueurs

d’ondes coriespondantes de Rowland. Ce facteur vaut en moyenne 1,000034, ^{et la} correction, ^assez considérable, 003BC03BC,02. M. Hartmann propose ^au contraire de corriger ^{le moins} possible les nombres de

Rowland, quitte ^{à ne} pas les rapporter ^à l’étalon du cadmium. En mul-

tipliant par 1,000034 ^{les 33} longueurs ^{d’ondes mesurées} par MM. ^Pe-

rot et Fabry, ^{on a un} système À ^se rapprocliant ^autant que possible

de celui de Rowland, ^et débarrassé des erreurs systématiques. ^Les

valeurs des différences À

PT contiennent encore des erreurs acciden-

telles ; ^on les obtient en construisant la courbe qui représente ^ces

nombres le ^mieux possible, ^{et en faisant} les différences des valeurs individuelles et de la courbe. M. Hartmann a pu ainsi construire le tableau 1 qui ^donne les corrections C aux P. T. dans l’intervalle À 4600 à 03BB 6490, qui comprend ^{les mesures} de MM. Perot et Fabry.

Pour les autres parties ^du spectre, ^{il serait} nécessaire de faire d’autres mesures.

Les étalons de Rowland dans les spectres ^d’arcs métalliques ^{ont été} systématiquement viciés par l’application de corrections empiriques

de valeurs inconnues. Ces erreurs se reportent ^{sur les} systèmes qui ^en

sont déduits, ^en particulier ^{sur le} système ^{étalon du fer} de Kayser.

Jewell ayant fait d’excellentes mesures du spectre ^{du fer} rapportées

aux P. T., ^on peut ^en déduire, ^au moins d’une façon provisoire, ^les

valeurs des corrections que ^l’on doit appliquer ^aux étalons de Kayser

pour les rendre comparables ^{aux P.} T. La table II donne ces cor-

rections h.

626

TABLEAU I.

Correction C aux P. T. de À 4600 à À 649 0.

Unité : 003BC03BC,0001.

TABLEAU II.

Réduction des étalons du fer ^de Kayser ^au système ^{des P. T.}

Unité : 003BC03BC,0001.

Louis BELL. - Thé Perot-Fabry corrections of Rowland’s wave-lengths (Les corrections ^{de Perot} etFabry

longueurs d’oncles de Rowland). - P. 191-191.

M. Louis Bell revient sur les critiques qu’il ^avait déjà ^adressées

aux corrections que MM. Perot et Fabry ^ont apportées ^aux longueurs

627 d’ondes de Rowland. Il n’est pas persuadé ^{en effet} que, pour ^{les rne-}

sures relatives, leur méthode vaille mieux que la méthode ^des coïncidences de Rowland, et, ^{s’il est d’avis de} laisser définitivement de côté les réseaux, pour ^{les mesures} absolues, ^{il ne} croit pas que l’on puisse accepter ^sans restriction l’erreur probable apparente ^des

mesures interférentielles. Il retient contre celle-ci la valeur si diffé- rente des autres que ^{les mesures} de M. Ilamy ^{ont donnée} pour la

longueur de la raie verte du cadmium, ^{et la} grande difficulté que

présentent ^les comparaisons micrométriques ^{de raies sombres et de}

raies brillantes. Enfin il reproclle aux mesures de MM. Perot et

Fabry de n’avoir probablement pas subi de corrections pour les varia- tions annuelles et diurne de la vitesse de translation des observateurs par rapport ^{au soleil.}

Dans les Annales de Chimie et de Physique, janvier 1904, ^ces

savants répondent ^{à cette} objection ^{en montrant} que la ^cause d’erreur introduite _{par le} mouvement radial de l’observateur a été soigneu-

sement étudiée, ^et qu’ils ^{se sont} placés dans des conditions où elle ’ est négligeable.

G. EBERIIARD. - On thé spectrum and radial velocity of Z Cygni (Sur ^le spectre et la vitesse radiale de f Cygne). - P. 198-203.

~ Cygne, ^{une des variables à} longue période, ^{a un} spectre d’absorp-

tion très faible, rappelant ^{celui d’«} Hercule, ^sur lequel ^se superpose

un spectre d’émission formé de raies de l’hydrogène ^{très brillantes}

et de quelques ^raies métalliques ^{très faibles.}

Les mesures des longueurs d’onde des raies du spectre ^{d’émission} donnent une vitesse radiale constante d’environ 20 kilomètres ; ^celles

des raies du spectre d’absorption ^{donnent au contraire une vitesse}

variant en un an de

.p 2, ⁴² kilomètres à

2,3. Cette étoile serait donc formée de deux parties bien différentes par leur ^nature chimique

et par lenr ^mouvement.

A.-A. NIICIIELSON. - On the spectra ^of imperfect gratings (Sur ^les spectres

des réseaux imparfaits).

P. 218-281.

Etude mathématique de l’influence des erreurs du tracé des réseaux

sur l’intensité des raies spectrales ^{et sur} la formation des fantômes

( ghosts) .

628

A.-L: CORTIE. - Solar prominences and terrestrial umgnetisme (Proéminences

solaires et magnétisme terrestre). - P. 281-294.

Sir V. Lockyer ^{a attribué la cause des} perturbations magnétiques

aux proéminences solaires ; ^{M. A.} Cortie, ^{en discutant les observa-}

tions faites entre 1887 et 1890, ^montre que l’on ^ne peut pas ^{en con-} clure l’existence d’une relation de cause à effet entre ces deux phé-

nomènes. Quoique ^certaines prnéminences semblentliées à des orages

magnétiques, d’autres, aussi hautes et aussi actives, ^{en sont tout à fait} indépendantes. L’auteur était arrivé aux mêmes conclusions sur les relations qui pourraient ^{exister entre les} perturbations magnétiques

et les taches solaires.

PHILIP FOX. - The spectrum ^of lightening (Le spectre ^de l’éclair),

P. 294-297.

L’auteur a photographié ^{avec un} prisme-objectif ^le spectre ^de quelques ^{éclairs. Il donne les} longueurs d’onde des raies qu’il ^{a mesu-}

rées. Elles correspondent suffisamment bien

raies de l’étincelle dans l’air, quoique parfois elles aient des intensités un peu différentes.

On peut ^{noter aussi} que certaines de ^ces raies varient beaucoup

d’intensité par rapport ^{à leurs voisines entre le} nuage ^et le sol.

W.-J. HUMPHREi’S. - On certain methods of economizing ^the light in spec- trum analysis (Sur quelques moyens d’éconocniser de la lumière dans l’analyse

spectrale).

P. 324-340.

Quelles que soient la source de lumière ou la nature du specto- graphe ^en usage, ^{il est} toujours avantageux d’obtenir des spectres

aussi lumineux que possible. L’auteur décrit un certain nombre de rnéthodes qui peuvent augmenter l’éclat de ces spectres ; ^voici celles qu’il ^a employées ^et qui ^{lui ont donné de bons résultats.}

Illumination de la fente.

^Le procédé classique consiste à con

denser la lumière de la source sur la fente à l’aide d’une lentille;

l’auteur l’améliôre en plaçant ^la source au centre d’un miroir

sphérique, la lentille condensante recevant les faisceaux lumineux

directs et réfléchis ; le résultat est nettement avantageux malgré

629

l’absorption que ^sa propre ^source fait subir à la lumière réfléchie (1).

Un autre dispositif ^{a donné à} l’auteur de bons résultats avec une

petite image ^{et un réseau concave : il se} compose d’un condensateur et d’une double lentille cylindrique ^{concave de courte} longueur ^focale placée ^{près de la fente, son axe} perpendiculaire ^à celle-ci. L’effet final est d’allonger les raies du spectre, ^{et, à cause de} l’astigma-

tisme du réseau, d’accroître leur éclat.

Accroissement virtuel de la longueur ^{de la} rente.

^Cet astigma-

tisme du réseau fait qu’un poin t de la fente comme source produit

une raie comme image; plus longue ^{est la} fente dans certaines limites, plus ^{intense est} la raie résultante. Avec bien des sources, la lon- gueur utilisée de la fente ^n’est pas le maximum ^de longueur ^{efficace ;}

de plus, ^dans presque ^tous les cas, le cercle de lumière qui ^{couvre le}

réseau est beaucoup plus grand que l’aire de la surface rayée; ^si

cette lumière perdue pouvait ^{tomber sur le réseau comme si elle}

venait de points ^{dans le} prolongement ^et proches ^{de la} fente, l’astig-

matisme superposerait les raies du spectre ^{résultant aux raies} primitives, ^et les rendrait plus intenses. L’auteur obtient cet avan-

tage ^en pl açant une paire de miroirs optiquement plans entre le réseau et la fente, l’un au-dessus de la fente, ^l’autre au-dessous, ^et convenable- ment inclinés, ^de façon ^{à former deux} images virtuelles de la fente dans son prolongement ^{et à ramener sur le réseau une} partie ^des

rayons qui ^{iraient se} perdre.

Disposition de la chambre. - Lorsque les raies sont très faibles,

,

l’étalement dela lumière qui ^{les forme sur une} trop grande longueur peut ^les rendre invisibles. L’auteur a essayé ^{de diminuer cette lon-}

gueur ^en plaçant ^{dans le} voisinage ^{de la} plaque photographique

deux miroirs inclinés, analogues ^{à ceux} qu’il avait mis près ^{de la}

fente. Ce procédé ^n’est applicable qu’avec ^des appareils qui ^donnent

des spectres dont les raies soient droites.

JOEL STEBBINS. - The spectrum ^of

^Ceti (Le spectre ^d’o Baleine).

^{P. 341.}

o

Ceti (Mira ^{de la} Baleine) ^est, comme Cygne, ^{une variable à} longue période ^{dont le} spectre présente des raies brillantes et des (1) L’argent ^étant

^médiocre réflecteur pour la lumière ultra-violette, ^mais

excellent pour les grandes longueurs d’onde, Humphreys trouve dans

dispo-

sitif

moyen de différencier

les photographies ^des spectres de diffraction

les raies ultra-violettes des raies des spectres d’ordre supérieur.

630

raies et bandes d’absorption apparaissant ^{sur un} fond continu. Les raies d’absorption que l’auteur

pu identifier avec celles du soleil donnent une vitesse radiale constante ; ^{les raies} brillantes donnent aussi une vitesse constante, ^mais différente. Pendant que l’étoile diminue d’éclat, ^on aperçoit ^des variations d’intensité relative dans cer-

taines régions ^du spectre ^{continu et} dans les raies brillantes. Celles-ci

comprennent quelques ^raies métalliques ^{et la série de} l’hydrogène,

moins peut-être ^{H03B1. Pendant la} période ^{de maximum} d’éclat de

l’étoile, ^{elles sont} peu nombreuses, ^et Hy ^et H03B4 sont prépondérantes.

Ces deux raies vont ensuite en diminuant constamment d’intensité,

tandis que les raies métalliques deviennent pendant quelque temps plus nombreuses et plus ^{intenses. Enfin, à} l’approche ^du minimum,

les raies faibles disparaissent ^{et l’on ne trouve avec} IIY ^{et Ha faibles}

que trois raies bien plus intenses, 4202,9, 03BB 43708,7 ^{et 03BB} 4571,8. Ces deux dernières n’apparaissent ^{que vers} le milieu de la période ^de décroissance, ^et leur intensité va.toujours ^en augmentant.

SIR WILLIAM et LADY HUGGINS. - Further observations

the spectrum ^of

the spontaneous luminous radiations of radium at ordinary températures (Nouvelles observations

le spectre ^{de la} radiation lumineuse sponta-

née du radium

températures ordinaires).

P. 390-395.

Par des expériences parues dans l’AstrolJh. ^Journ. (sept. 1903) (1) ^et

dans les Proceedings (72, p. 196), ^{Sir W. et} Lady Huggins ^{ont mis}

en évidence ce fait rernarquable clne le spectre ^{de la radiation} spontanée ^{du radium est} sensiblement identique ^au spectre ^{de bandes}

de l’azote. Une _pose plus longue (deux ^{cent seize} heures) ^{leur a}

fait apparaître de nouvelles raies 03BB 3914, 03BB ^{4280 dont les} positions correspondent ^{aux têtes} des deux bandes les plus ^{fortes de la} région photographique ^du spectre négatif de l’azote. Ce spectre particulier

a été attribué à l’excita tion produite par les molécules ^{du courant}

cathodiques ^{se mouvant très} rapidement. ^{Aussi la} présence ^{de ces}

bandes dans le spectre de l’azote excité par le radium suggère ^na-

turellement que ^les rayons 03B2, qui ^sont analogues ^aux corpuscules cathodiques, pourraient ^être l’agent ^{actif dans} la formation de l’au- réole du radium. Les auteurs n’ont pu déceler ^{aucune trace} de lumi- nosité dans l’espace environnant de bromure de radium : il faudrait donc que ^{ce ne} soit qu’à ^{des distances} moléculaires, ^{et au moment}

(1) ^{J. cle} Phys., ^voir

vol., p. 253.

631 de leur formation, que ^ces rayons puissent exciter les molécules de l’azote. Puisqu’elles ^excitent les molécules de l’azote, ^{il semblerait} raisonnable de supposer aussi qu’elles puissent exciter celles du brome ; ^{mais on ne trouve aucune trace} des raies de ce corps dans la luminescence du bromnre de radium. Les auteurs trouvent une

explication plausible ^{de cette} absence dans ^une expérience qui ^leur

montre que les molécules ^du brome sont plus difficilement excitées que celles de l’azote _{par la} décharge électrique; ^{elles seraient aussi} plus difficilement excitées _par l’agent actif du radium.

D’après Rutherford, ^les rayons

seraient liés ^à l’hélium. Il était bon de voir si la photographie ^du spectre ^{de la lumière} produite par leur bombardement sur un écran de sulfure de zinc peut ^{mettre en}

évidence quelques ^{raies de} l’hélium ; ^le spectre ^continu produit par la fluorescence de l’écran s’arrêtant brusquement ^{dans le violet, un-}

peu ^avant la plus forte raie de ce gaz, 03BB ^{3889, on} pouvait espérer

la déceler, ^même si elle était très faible : le résultat ^a été négatif. ^Une

autre expérience ^{a conduit au même résultat} négatif. ^{Un centi-}

gramme de bromure de radium français ^{avait été scellé dans un tube}

de verre depuis plus de deux mois. Comme les rayons

n’avaient pu

s’échapper, ils auraient peut-être pu manifester leur présence par

quelques ^{raies de l’hélium.} Une pose ^{de cent} soixante-huit heures de

ce tube devant la fente n’a donné que le spectre ^continu intense de la fluorescence du ^verre et faiblement celui de l’azote. ’

I.es auteurs concluent de cette expérience que l’excitation du radium, ^soit qu’elle ^soit produite par les rayons B, ^soit qu’elle

ait sa cause dans le choc des molécules de l’azote et des molécules actives du radium, ^ne peut ^faire jaillir ^des molécules du brome et du radium leurs spectres ^{de bandes} caractéristiques, quoiqu’elle

soit de nature à donner naissance au spectre de bandes de l’azote.

J. BAILLAUD.