Remarques sur la constitution de l'atmosphère solaire et identification du bore dans les taches

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Submitted on 1 Jan 1929

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Remarques sur la constitution de l’atmosphère solaire et identification du bore dans les taches

Seth B. Nicholson, Nicolas G. Perrakis

To cite this version:

Seth B. Nicholson, Nicolas G. Perrakis. Remarques sur la constitution de l’atmosphère solaire et

identification du bore dans les taches. J. Phys. Radium, 1929, 10 (2), pp.49-51. �10.1051/jphys-

rad:0192900100204900�. �jpa-00205367�

I.E JOURNAL DE PHYSIQUE

ET

LE RADIUM

REMARQUES SUR LA CONSTITUTION DE L’ATMOSPHÈRE SOLAIRE ET IDENTIFICATION DU BORE DANS LES TACHES

par MM. SETH B. NICHOLSON et NICOLAS G. PERRAKIS.

Carnegie Institution of Washington. ^{Mount Wilson} Observatory.

Sommaire. 2014 Parmi les éléments connus, il y en ^{a une} trentaine environ qui ^{n’on t}

pas ^{encore été} observés dans le Soleil. Il résulte de notre discussion que ^ces absences se

reproduisant périodiquement, ^{dans le cas} des éléments relativement légers, ^{-il ne saurait}

être question des éléments lourds, puisqu’ils manquent tous, ^à l’exception ^du plomb 2014 et

se trouvent localisés dans les extrémités des périodes du tableau de Mendéleef, occupées généralement par des éléments ^à grand potentiel d’ionisation.

Seuls, ^{l’hélium et le} bore, respectivement à haut et à bas potentiel d’ionisation, mettent en défaut cette règle : ^le premier, par ^sa présence ^{dans le} Soleil, ^le second, par

son absence.

Un compte ^rendu rapide des recherches qui ^{nous ont} permis d’identifier le bore dans le Soleil termine ce mémoire.

SÉRIE VI.

TOME X. FEVRÏEK 192!) N° 2.

i. Sur la constitution de l’atmosphère ^solaire.

L’analyse, ^tant qualitative

que quantitative,

^{surtout cette dernière, encore} peu avancée - de l’atmosphère

solaire compte actuellement parmi ^les plus importants problèmes ^{de la} physique ^solaire.

Déjà ^{un très} grand nombre des raies du spectre ^{solaire ont} été identifiées avec des raies connues et de nombreux éléments (cinquante sept) retrouvés dans le Soleil. Toutefois,

un grand nombre d’éléments (trente trois) ayant jusqu’aujourd’hui ^{résisté à toute tenta-}

tive d’identification, ^la question, si souvent traitée, ^{de la} composition ^de l’atmosphère

solaire présente ^encore maintenant un intérêt considérable.

On sait que de Gramont a désigné ^{sous le nom} de raies ultimes les raies de chaque

élément qui disparaissent les dernières lorsqu’on examine des quantités de, matières ^de plus ^en plus petites. ^Par suite, de faibles quantités ^{d’u i élément} pourront ^{être reconnues}

dans le Soleil _par la présence ^des raies ultimes de cet élément dans le spectre de Fraunhofer (1).

C’est ainsi que le gallium ^{et le} germanium, ^éléments plutôt ^rares, y ont été ^reconnus.

Cependant, ^très souvent, - c’est d’ailleurs le cas pour ^un certain nombre des éléments

manquants ^de l’atmosphère ^solaire

^{il est} impossible d’identifier un élément par ^ses raies

ultimes, celles-ci étant situées dans des régions ^du spectre inaccessible à l’observation.

D’autre part, ^les raies ultimes d’un élément étant aussi des raies de résonance (Meggers) ^et

des raies d’absorption de l’atome normal (Wood), ^ne rentreront que dans les séries dont le terme constant ~"1 (hv ⁼ H’1 - E~~ ^est égal ^à l’énergie de l’orbite normale, c’est-à-dire au

potentiel d’ionisation de l’atome. Par suite, ^un élément à haut potentiel d’ionisation, qui

n’existerait dans le Soleil qu’en ^faibles quantités, émettrait difficilement ses raies ultimes,

peu d’atomes pouvant ^{absorber ce} potentiel d’ionisation à la température moyenne de

l’atmosphère ^solaire.

(’ ) L’élargissement des raies ultimes et la présence des raies faiblies du spectre d’un élément sera une

indication de l’abondance de cet élément dans le Soleil.

LH JOUIU(..lL DE PHYSIQUE ET LE RADIUM.

SÉRIE VI.

T. X.

No 2.

FÉVIBR 1929. 4»

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphysrad:0192900100204900

50

A la &ulte de celte remarque, il peut paraître intéressant de comparer la variation du

potentiel d’ionisation ^en fonction du nombre atomique - relation établie antérieurement par l’un de ^nous (2)

à la manière dont les divers éléments présents ^dans l’atmosphère

solaire se succèdent par ordre croissant de nombre atomique (3).

Dans le graphique ci-dessous (fig. 1), seuls les éléments représentés par des croix n’ont

~

.

Fi g. ^1.

pu ^encore être observés dans le Soleil, d’après Russell, Dugan et Stewart (4). Nous n’avons fait figurer que la partie ^du graphique qui s’étend de l’hydrogène ^au baryum, ^{parce que}

pe.u d’éléments de celle qui s’étend du lanthane à l’uranium ont été jusqu’ici ^rencontrés

dans le Soleil d’une façon ^certaine.

Si on examine ce graphique, ^on s’aperçoit que les éléments manquants sont les gaz

rares et leurs voisins, c’est-à-dire les éléments à haut potentiel d’ionisation. Il y ^a pourtant

deux exceptions : l’héliuln, quoique possédant ^{de tous} les éléments le potentiel ^d’ionisa-

tion le plus élevé, entre dans la composition ^du spectre solaire, alors que le bore, ^élément

à faible potentiel d’ionisation, n’y ^{entre pas.}

2. Identification du bore dans les taches solaires.

A la suite de cette remarque, ^{noas avons} entrepris ^des recherches qui ^ont abouti à l’identification du bore dans le Soleil, ^ou plus précisément dans les taches solaires. C’est un exposé rapide ^{de ce}

travail que ^nous donnerons dans les pages qui ^suivront (5).

On sait que le spectre fondurnental du bore est situé, dans l’ultraviolet ; si donc le bore était présent ^{dans le Soleil, il} pourrait ^être identifié par le spectre ^{de ses} combinaisons, lequel peut ^être plus fort dans les taches que dans la plus ^chaude photosphère, étant donné la valeur relativement faible (inoins de 8 volts) ^du potentiel d’ionisation de l’élément en

question.

Les plus fortes bandes du spectre moléculaire du bore étant situées dans le vert, ^nous

avons comparé ^la région ^du spectre ^{d’arc de l’acide} borique, obtenue à l’aide (2) ^Nicolas PERR.uns, J. Chirn. phys., ^t. 24 (192i), p.120.

( ) S. NIciioLsox et 1T. PEaRxKis, C. R., t. 186 (1928), p. 4G2.

(4) Astrononty, ^{t. 2} (1921), p. 503. [Ginn ^and Company, NeBv- York}.

(51 ^Pour plus ^de détails, voir S. NICHOLSON et N. PERRAKIS, t. 68 (192S), p. 327 ; ^n° 4. On y trouvera, des indications sur le mode opératoire employé, ainai que la liste complète ctes raies étudiées

avec leurs intensités.

51 du spectrographe ^{à ré:,eau concave de 15} pieds C3), ^{à la même} région ^du spectre ^des taches,

fourni par le spectrographe ^{de 75} pieds ^{de la} grande Tour-télescope ^de l’Observatoire du Mont BVi 1 son . Nous avons utilisé le spectre ^du troisième ordre don la grande dispersion (0, ~4 ^{À :} mn) ^{nous a été des} plus précieuses.

Comme on le -voit, l’intervalle exploré ^est de 300À environ. Au début de ce travail,

nous avons essayé ^{d’étendre nos mesures à} la presque totalité des raies comprises ^{dans cet} intervalle, ^mais nous nous sommes rapidement ^rendu compte que seules ^les raies fortes du spectre de handes du bore étaient présentes ^{dans le} spectre des taches.

Des 178 raies mesurées en tout, dont 87 seulemenl étaient réellement fortes, ¹⁰ raies,

toutes faibles, n’ont pas pu être retrouvées dans le spectre ^des taches, ^{fiS ont} été rendues inutilifables par le voisinage ^{d’autres raies}

^cette région ^du spectre des taches étant extrêmement riche en raies

et 28 ont été identifiées avec certitude. Il y a, d’autre part,

22 raies, _{pour la} plupart faibles, dont l’identification reste douteuse.

J’ajouterai cependant que ^toute.s les raies identifiées ^sont forte,s, que ^toutes celles qui manquent ^so.,tt faibles ^et qu’en ^{aucun cas nous n-avons eu} la preuve qu’une ^raie forte ^du sl)ectre de bandes du bore était absente du spectre ^{des taches.}

Les raies-étalons dont nous nous sommes servis pour les ^mesures d’identification

(spectre ^des taches) ^{ont été choisies} parmi les raies solaires les mieux déterminées de la table de Rowland revisée (’).

Les raies du fer ont été utilisées pour la ^mesure des longueurs d’onde des raies du

,spectre ^{de l’acide} borique.

Les longueurs d’onde des raies identifiées sont les suivantes (échelle internationale) :

Ces valeurs sont relatives aux longueurs ^{d’onde du} spectre d’arc de l’acide borique ;

l’écart moyen entre ^ces valeurs et celles mesurées dans le spectre ^{des taches} est ^de

0.0056Â, ^l’écart maximum étant de Û,015Â.

3. Remarques. - ^{I. Un autre cas} intéressant est celui de l’hélium. Des recherches

en cours sur celte question ^seront publiées ultérieurement.

Il. De tous les éléments lourds de la série osmium-uranium, ^il n’y ^a guère que le plomb qui ^{ait été} jusqu’ici ^{reconnu dans} l’atmosphère ^solaire. Or, il n’est pas douteux que si ^ces éléments ne manquent pas, ils doivent avoir des raies identifiables dans le spectre ^de

Fraunhofer. Malheureusement, ^les spectres ^de plusieurs ^{de ces éléments ne sont} pas ^encore très bien connus. En outre, ^il n’est pas impossible que ^ces éléments, ^vu leur grand poids atomique, ^soient localisés dans la partie ^très profonde ^{de la couche} renversante, laquelle

est inaccessible à l’observation.

(G) fit. KuHxE f’. ^{icliss. Phot., t. 4} (1966), p. t13] a ^{donné, il} y ^a déjà longtemps, ^une analyse ^des

travaux relatifs au spectre ^de bande du bore; les longueurs ^d’onde qu’il ^a publipes ^{n’étant connues} qu’à

1 100 .t près, nous avons été obligés de faire cles mesures plus précises ^{sur un cliché} pris par 31. ^A. liimG à JPasadena.

(7) ^Cette table, élaborée à l’Observatoire du Mont V’ilson, ^a été récemment mise en circulation par Tjte Carnegie Institution o f trashington.

Manuscrit _{recu le 4} février 1929.