The Astrophysical Journal; T. XVII et XVIII ; mai, juin, juillet 1803

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Submitted on 1 Jan 1904

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juillet 1803

J. Baillaud

To cite this version:

J. Baillaud. The Astrophysical Journal; T. XVII et XVIII ; mai, juin, juillet 1803. J. Phys. Theor.

Appl., 1904, 3 (1), pp.171-177. �10.1051/jphystap:019040030017100�. �jpa-00240859�

THE ASTROPHYSICAL JOURNAL;

T. XVII et XVIII ; mai, juin, juillet ^1803.

J. HAIITMANN. - On a new relation ship ^{between arc and} spark spectra (Sur

une nouvelle relation entre les spectres ^{de l’arc et de} l’étincelle).

XVII, p. ^210-280.

La raie du magnésium, X ^{4481, ne s’observe} guère ^{avec une inten-}

sité notable que dans l’étincelle condensée. M. Hartmann recherche dans quelles conditions on peut l’apercevoir ^{dans le} spectre ^de l’arc,

et il arrive à cette conclusion assez surprenante qu’elle y ^est d’au- tant plus forte que l’intensité du courant est plus ^{faible. Voici, en} fonction, ^de l’intensité de la raie 03BB 4352, ^les intensités qu’il ^a

observées avec un arc métallique ^éclatant dans l’air à un voltage

constant de i20 volts.

Ce résultat est d’autant plus important que l’on avait déduit de la présence ^{de cette} raie dans le spectre des étoiles de la première

classe que ^{ces astres sont à une} température plus haute que ^ceux

qui ^{ne la} possèdent pas. Or il ^est difficile d’admettre que le dégage-

ment calorifique ^{d’un arc à 0,4} ampères atteint celui d’un arc à 8 ampères, ^tous deux de même voltage. ^{De cette} expérience ^{et de} quelques autres, ^l’auteur conclut que les vibrations moléculaires

qui donnent naissance aux raies de l’étincelle n’ont pas ^une origine thermique, ^{mais une} origine électrique.

E.-F. NICHOLS et G.-F. HULL. - The pressure due ^to radiation (La pression

due au rayonnement). - XVII, p. 315-351.

Les recherches sur la pression ^{de la lumière ont} toujours ^été

entravées par l’action perturbatrice des gaz, qu’il ^est impossible ^d’en-

lever complètement ^de l’espace ^{entourant le} corps ^sur lequel ^tombe

la radiation. Cette dernière action est fonction de la différence de

température ^{entre le} corps ^et l’espace environnant, ^{et de la} _pres-

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphystap:019040030017100

sion du gaz. M . Lebedew (1) ^{a cherché à la réduire en} employant ^une

balance à ailettes métalliques ^{très minces, noircies ou} polies,

entourées de gaz ^{à très} faible pression. M1VI. Nichols ^et Hull expéri-

mentent au contraire à des pressions relativement élevées, ^{mais en}

se plaçant dans des conditions où l’action du gaz, soigneusement étudiée, ^a été trouvée négligeable :

1° Les surfaces qui reçoivent ^le rayonnement ^sont des réflecteurs aussi parfaits que possible. Ceci réduit au minimum leur élévation de température, ^et augmente ^la pression ^de la radiation. Ce sont de

petites ^{lames de verre} très minces _que l’on argente ^{sur une de leurs}

faces avant toutes les séries de _{mesures ;}

20 En étudiant l’action d’un rayon d’intensité ^{constante sur} la même surface entourée d’air à différentes pressions, ^les auteurs ont trouvé que l’action du gaz change ^de signe ^{dans leur} appareil quand

le gaz passe ^de la pression de 19mm,8 ^{à celle de} 11mm ,2. ^Leurs

mesures ont été faites vers 16 millimètres de mercure ;

3° L’appareil, ^{une sorte} de balance de torsion, porte deux ailettes

symétriques construites de telle façon que si les forces dues ^{à l’ac-} tion des gaz ^{et à} l’action du rayonnement ^{ont le même} signe ^dans

un cas, ^un renversement de la suspension ^{les met en} opposition ; ^la

moyenne des forces ^sur les deux faces des ailettes est donc, ^en partie

âu moins, débarrassée de l’action des gaz ;

4° La pression ^{due au} rayonnement ^{atteint son} maximum instan- tanément, tandis que l’action du gaz s’accroît ^{avec la} durée de l’ex-

position. L’action du gaz ^est donc réduite par ^une méthode de mesure balistique. La durée de l’exposition ^{était de 6 secondes tandis}

que ^la durée d’oscillation atteignait ^{24 secondes.}

Pour être sûr que ^les pressions ^observées dépendaient ^seulement

de l’intensité de la lumière et non de sa longueur ^{d’onde, toutes les}

observations ont été faites avec trois groupes différents de radia- tions : 1° sans introduire de milieu absorbant sur le trajet ^{du fais-} ceau ; ^{2° en} y plaçant ^{un verre} rouge ; ^{3° en} y plaçant ^{une cuve}

d’eau.

,

Pour comparer les résultats expérimentaux ^avec les nombres calculés avec la formule de Maxwell p - E(1+03C1) V, il ^{faut mesurer E,}

(1) Rapports ^du Con,qrès interne de Physique, ^{t. II,} p. 133 ;

^{et J. de} Phys.,

‘p. 127; 1902.

173 intensité du _rayon incident, etp, coefficient de réflexion. Les ^mesures de _p consistaient ^à faire tomber sur un bolomètre convenable d’abord le faisceau réfléchi par la surface étudiée, puis ^{le faisceau} direct ; ^ce coefficient était en moyenne 84,8. ^{Les auteurs avaient}

d’abord fait les mesures de E avec un bolomètre (1) ; mais vu l’incer- titude des résultats ainsi obtenus, ^{ils se sont trouvés conduits à}

utiliser une sorte de pile thermo-électrique. L’énergie employée ^{était :}

Le tableau suivant donne les valeurs des pressions ^{observées et}

calculées.

La théorie de Maxwell-Bartoli est donc ainsi confirmée quantita-

tivement dans les limites des ^erreurs d’observations.

E.-F. NICHOLS et G.-F. HULL. - The application ^{of radiation} pressure to

cometary theory (L’application ^{de la} pression de radiation à la théorie comé- taire).

XVII, p. ^352-360.

Les résultats des expériences exposées ^{dans le mémoire} précé-

dent permettent ^{de faire une} application rigoureuse de la théorie de la pression de la lumière aux phénomènes cosmiques, ^en particulier

à la théorie cométaire. Mais quoique ^on puisse ^bien expliquer, ^à

l’aide de cette pression, ^la répulsion de la queue des comètes, ^les

auteurs ne croient pas que ^ce soit la seule cause que l’on doive invo- quer. Les petites particules échauffées d’un côté et entourées de gaz et de vapeur, ^même à des pressions ^{très basses} peuvent ^être repous- sées comme les ailettes d’un radiomètre, ^et les gaz fixés ^à la surface des particules, ^se dégageant ^sous l’influence de la chaleur solaire du côté illuminé peuvent leur donner une poussée ^{en sens inverse.}

(1) Phys. Review., XIII, p. 307; ^{et J. de} Phys., 1902. - Les nombres publiés

alors ^sont erronés, précisément ^{à cause} d’une mauvaise évaluation de la résis-

tance de ce bolomètre.

MM. Nichols et Hull ont fait une expérience ^de laboratoire qui

montre que ^ces influences ne sont pas négligeables. ^{Un tube en}

forme de sablier contient de la poudre ^{d’émeri, et} des spores de

Lycoperdon. ^La pression de la vapeur qui ^le remplit ^{est certaine-}

ment bien inférieure à 0mm,0005. Un faisceau lumineux est dirigé

en dessous de l’étranglement ^{du tube sur les} particules qui

s’écoulent. On voit alors les spores de lycoperdon ^se séparer ^des grains ^{d’émeri, mais l’action} qu’elles ^{subissent est au} moins dix fois

plus grande que l’effet attribuable ^à la pression de la lumière.

R.-W. WOOD. - Photographic reversals in spectrum photographs (Renversements photographiques ^{dans les} photographies ^de spectres). - XVII, p. 361-372.

L’auteur étudie les causes qui peuvent produire ^des renversements

d’image ^{dans les} photographies, ^ce qui risque ^de produire de graves

erreurs dans les études photographiques ^des spectres. Il discute en

particulier, ^l’effet Clayden, qui ^se produit quand ^une plaque ^est

voilée à la lumière diffuse après avoir servi à une pose de moins ^de

OS,001. ; ^la photographie instantanée apparaît positive. ^L’auteur

trouve que ^la longueur d’onde de la lumière intervient peu, qu’avec

des chocs lumineux très brefs et très intenses le voile doit être

produit par ^une lumière relativement intense et de courte durée,

tandis qu’avec des poses de Os,001 la lumière qui voile doit être faible et prolongée. ^{Si l’on} range les agents photographiques ^dans

l’ordre suivant: pression mécanique ^{sur la} plaque, ^{rayon X, choc} lumineux, ^lumière diffuse, ^une impression de chacun d’eux peut ^être

renversée par l’action d’un des agents qui ^le suivent, ^{mais dans}

aucun cas par celle d’un de ^ceux qui ^le précèdent.

C.-G. ABBOT. - The construction of a sensitive galvanometer ^for spectro-

bolometric purpose (Construction d’un galvanomètre sensible pour les travaux

spectro-bolométriques). - ^{T. XVIII,} p. 1-20.

Pour obtenir les galvanomètres extrêmement sensibles dont

l’usage s’impose pour ^{les travaux} spectro-bolométriques, Langley

et ses élèves ont entrepris ^l’étude systématique ^{de tous} les organes

de ces instruments : bobines, aiguilles, cage, accessoires. Ce

mémoire donne le résumé de cette étude et indique ^les procédés

employés par l’auteur dans la construction de ses appareils.

Voici les résultats obtenus dans les recherches sur le moment

magnétique ^du système ^des aiguilles :

1° L’acier au tungstène ^{de Rowland est le} meilleur;

2° Une masse donnée d’acier a un moment magnétique plus grand

si sa section est carrée ou ronde _{que si} elle est plate, ^{et d’autant} plus grande ^{que le} rapport ^{de la} longueur ^{au diamètre est} plus grand ;

30 Une ^masse donnée d’acier d’une certaine longueur ^{a un moment} magnétique ^d’autant plus grand qu’elle ^est subdivisée en un plus grand ^{nombre de barreaux ;}

4° Le moment magnétique ^d’une aiguille, ^{dont la} longueur ^vaut

de 5 à 40 fois le diamètre, ^est donné par la relation M = k’03C9a r,

où M est le moment magnétique, ^{03C9 la masse, a la} demi-longueur,

r le rayon et k’ ^{une constante} dépendant ^{de l’acier} employé.

5° La réunion de plusieurs aiguilles ^{réduit leurs moments} magné- tiques propres de ^un trentième si elles sont séparées par ^un espace de cinq diamètres, ^{et d’un tiers si} l’espace ^{est de deux diamètres.}

Il n’est pas ^désirable que l’intervalle ^soit supérieur ^{à trois dia-}

mètres.

A. FOWLER et H. SHÀW. - On Formula for spectrum ^series (Sur des formules pour les séries spectrales).

XVIII, p. ^21-32.

Les formules _que préconisent ^{les auteurs sont des} généralisations

de la formule de Balmer ; ^{ce sont :}

et

où m représente ^{un nombre entier, n la} fréquence ^des oscillations,

noo , C, m0, p, 03BC des constantes à déterminer avec quatre ^{raies. Le}

mémoire donne les valeurs de ces constantes pour les séries princi- pales ^du sodium, ^du potassium, ^du lithium, pour ^{la série} de

triplet ^du magnésium, ^et pour les séries secondaires de l’hélium.

Les deux formules, la dernière surtout, représentent ^{mieux les}

observations _que celles de Rydberg ^{et de} Kayser ^et Runge.

W. H. JULIUS. - Pecularities and changes ^of Fraunhofer lines interpreted ^as

consequences of anomalous dispersion ^of sunlight ^{in the corona} (Particularités

et changements dans les raies de Fraunhofer, interprétés ^{comme des consé-}

quences de la dispersion anomale de la lumière solaire dans la couronne). - XVIII, p. 50-65.

M. Julius a appliqué déjà (1) ^avec succès la théorie de la disper-

sion anomale à l’explication de certains phénomènes ^{de la chro-} mosphère. ^{Il s’en sert} maintenant pour expliquer ^le spectre ^anor- mal du soleil que G. Hale ^a décrit dernièrement (2). Rappelons que dans ce spectre la bande due à une tache solaire projetée ^{sur la fente}

est beaucoup plus ^faible que dans les spectres que l’on avait photo- graphiés auparavant ; que plusieurs raies de Fraunhofer sont très

affaiblies, tandis que d’autres ^sont très renforcées et que plusieurs

raies sont plus ^{ou moins} déplacées.

L’auteur admet que ^la lumière de la chromosphère ^est produite

par les rayons de la photosphère ayant ^{subi une forte} réfraction ; d’après ^sa théorie, les raies de Fraunhofer doivent apparaître ^dans

le spectre ordinaire du soleil sur un fond obscurci ; les raies sombres auraient donc une origine ^{double :} l’absorption réelle des ondes, ^cor- respondant exactement aux périodes des milieux traversés, ^{et enfin} la dispersion des radiations voisines fortement déviées. Dans le spectre ^de Hale, ^{les raies} particulièrement ^{faibles sont celles} qui

sont sujettes ^à de fortes dispersions ^{anomales. Si} elles y ^sont peu

visibles, si la bande sombre due à la tache a presque disparu, ^c’est

que les ondes qui, dans les circonstances normales, manquent ^dans

ces régions ^du spectre, ^{à causse,} de leur forte dispersion, ^{ont été}

réunies de _nouveau, de façon ^à pouvoir atteindre l’instrument au

moment de l’observation. Le tout est d’expliquer pourquoi ^ces

rayons ^{se sont} trouvés de nouveau rassemblés. ^{La cause en serait} dans la constitution particulière ^{de la couronne} solaire. On sait

qu’elle paraît ^être formée de faisceaux de rayons s’éloignant ^{du soleil.}

Si la matière coronale a une densité qui ^{varie de} façon ^{à corres-} pondre ^à cette structure particulière, ^on peut la comparer ^{à un} paquet de tubes de verre qui rassemblent et conduisent comme on

le sait les rayons lumineux à travers toute leur longueur. Un rayon (1) ^{J. de} Phys., ^4e série, I; p. 55, 509. Voir aussi les mémoires de NI. Julius insé- rés dans les Archives Néet’Zandaises et analysés plus haut, p. 154.

(2) ^{J. de} Phys., Il, p. 719.

pour lequel le milieu a une constante de réfraction positive ^doit

tourner autour des parties ^les plus ^{denses; un autre} pour lequel

cette constante est négative contournera les parties raréfiées. Les rayons ^{coronaux sont} parfois extrêmement longs; ^{i il} n’y ^a qu’à sup- poser que la ^terre était exactement dans la direction d’un de ces

rayons ^{au moment} du spectre anormal pour que les irrégularités

observées deviennent claires.

M. Julius explique ^encore, d’après ^{la même théorie,} pourquoi,

dans le spectre ^{ordinaire du} soleil, ^certaines lignes, ^{et des} plus intenses, ^ont des intensités et des positions variables, pourquoi ^enfin

l’ombre qui ^entoure les raies H et K est parfois ^{brisée en une série}

de faibles raies nébuleuses (Voir JEWEL, Astroph. J o’Urn., ^t. Ili,

p. 108).

J. HARTMANN. 2013 The wave-lengths ^{of the silicon} lines 03BB 4128 and X 4131 and of the carbon line 03BB 4267 (Longueur ^{d’onde des} raies de la silice a 4128, À 4131,

et de la raie du carbone À 4267).

XVIII, p. 65-66.

Voici les longueurs d’ondes de ces raies, ^{mesurées sur des} pho- tographies ^de spectres ^{de tubes de Geissler contenant l’un du}

tétrafluorure de silicium à basse pression, ^{l’autre du} cyanogène.

4.128.204 4.131.040 4.267.301

J. BAILLAUD.

THE PHYSICAL REVIEW ;

T. XV; 1902; ^et XVI; ^1903.

F. ALLEN. - Persistence of vision in color-blind subjects (Persistance ^des impressions lumineuses chez les daltoniens).

P. 193-225.

L’auteur a étudié 26 cas de daltonisme, ^en déterminant _pour cha-

cun d’eux la courbe de persistance ^des impressions lumineuses en

fonction de la longueur ^d’onde. D’après ^les différences entre ces

courbes et la courbe normale, ^il répartit ^les différents cas étudiés