Recherches sur les rayons cosmiques, effectuées au Scoresby Sund pendant l'année polaire

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Recherches sur les rayons cosmiques, effectuées au

Scoresby Sund pendant l’année polaire

M.A. Dauvillier

To cite this version:

RECHERCHES SUR LES RAYONS COS

_MIQUES,

EFFECTUÉES

AU SCORESBY SUND PENDANT

L’ANNÉE

POLAIRE

Par M. A. DAUVILLIER.

Sommaire. 2014 L’auteur souligne l’importance des mesures de rayons cosmiques dans les régions polaires. Ces mesures _{n’avaient, jusqu’ici,} fourni que des résultats incertains par suite de leur manque de continuité. La méthode statistique est seule _susceptible, à cause des fluctuations inéluctables d’un

rayonnement de grand quantum et de faible intensité, de donner, dans ce domaine, des résultats

précis.

L’auteur décrit les appareils utilisés. Toutes les mesures ont été effectuées avec deux types

différents _{d’appareils. L’intensité absolue des rayons cosmiques est,} au _{Scoresby Sund,} notablement _plus élevée que sous nos latitudes, ce qui indique une extension de l’effet géomagnétique.

Les divers _appareils, blindés ou non, utilisés dans des lieux radioactifs ou non, ont montré un

important effet barométrique, ayant permis la mesure du coefficient d’absorption de l’air des rayons filtrés ou non. Le _pouvoir, de _{pénétration} au niveau de la mer a été trouvé être le même que sous nos

latitudes.

La mesure de l’absorption du rayonnement pur dans le zinc pur a donné, par comparaison directe

avec l’effet _{barométrique,} le même coefficient _{d’absorption massique.} L’auteur discute ce résultat. L’auteur a étudié les fluctuations du _rayonnement et « l’activité » durant la _{plus grande} partie de l’Annee _polaire. Ces variations sont comparées à celles de l’activité aurorale et magnétique et à

l’activité solaire. L’auteur discute la signification de ces résultats par rapport à la théorie de _l’origine de

ces _{rayons précédemment exposés.}

Introduction. - _{L’étude des rayons}

_cosmiques

- _comme celle des autres

phénomènes géophysiques

associés au

_champ

_magnétique

terrestre

_(aurores,

ozone,

etc.)

- est

particulièrement

importante

dans les

_{régions polaires.}

Avant l’Année

_polaire,

elle

_n’y

avait été

_{entreprise qu’en}

de rares

_occasions,

avec des résultats incertains. En

1928,

durant _{les voyages} po-laires du

_dirigeable

« Italia _>}, F.

Béhounek

(~)

em-ployant

un

_appareil

de Wulf-Kolhôrster encore

im-parfait,

trouva un coefficient t

_{d’absorption}

dans l’air

(0 - 1 km) égal

à

_{== 0,016}

em2

_g-1,

_égal

à la moitié p

seulement de celui des rayons y du radium C et une

ionisation de J =

0,4

paire

d’ions par cm3 d’air

normal et _par

_seconde,

sur le «

_pack

_», 7 fois

plus

faible que la valeur normale. Ces mesures montrèrent

toutefois l’absence d’un

_rayonnement

_cosmique

im-portant

dans la

_région

du

_pôle

de Gauss.

En

i9~9,

A. Corlin

_(’),

utilisant un

_appareil

ana-logue,

observa le

_long

des côtes de

_Norvège,

entre 55° et 70~ de latitudè

_nord,

une diminution de l’intensité

des rayons

cosmiques atteignant

10 _pour 100.

Contrai-rement à ce résultat. W. Bothe et W. Kolhôrster

₍₃₎

ne

trouvèrent

_{en »9j0,}

aucune _{différence à 5 pour 100}

près,

au cours de la croisière annuelle du « Resolute _»,

de

_Hamburg,

au

_{Spitzberg (Latitude}

_{géomagnétique}

53 à

_77’).

Ils utilisaient trois

_appareils

de

Wulf-Kolhôrster,

ùont deux blindés

_(10emPb),

ainsi que deux

_compteurs

de

_{Geiger-illüller}

à

enregistrement

automatique.

Il était

_indiqué

de

_profiter

de l’Année Polaire Inter-nationale

_193~-1933,

_pour

_poursuivre

et étendre ces

recherches. Durant le voyage et le

_séjour

de

l’Expé-dition

_française

au

_{Scoresby Sund,}

sur la côte orien

(1) BEHOUNEK. Terr. _llTagn. and Electr., t. 3 4, p. 173 _(Sept

1929)

(2) A. Coftr.m, Arch. Astr. o _{FYSlk., 1930,} t, 22, p.1. (3) Sitz. d. Preus. Akad. d. IViss. 1930, t. _{26, p. 1-9.}

tale de Grônland

_{(latitude géomagnétique}

_(’)

76°

_N),

j’ai

effectué des mesures continues de l’intensité

moyenne, des coefficients

d’absorption

dans l’air et le

zinc,

ainsi que des mesures absolues.

Appareils. -

Il est très

_important,

_{pour la} mesure

correcte _{des rayons}

_cosmiques,

d’utiliser simultané-ment

_{plusieurs appareils}

de

_types

différents. Afin de

pouvoir

comparer les mesures à celles

_déjà

effectuées

en

_Europe,

_j’ai

utilisé

_l’appareil

absolu de

Wulf-Kolhôrster,

et deux variomètres.

Le

_premier

fut étalonné à Postdam dans le

Hôhens-trahlungs

laboratorium du

_professeur

W.

I{olhÕrster,

auquel j’exprime

mes _{remerciements pour l’envoi d’un}

de ses _propres

_appareils.

L’Appareil

de Kolhôrster. - Comme _on le sait

(2),

cet

_appareil

consiste en une chambre d’ionisation

cylin-drique étanche,

de volume V= ~ 130

_cm3)

construite en fer de

_2,5

mm

_{d’épaisseur.}

Ce

_récipient,

galvanisé

intérieurement,

renferme un électromètre de

Kolhôrster constitué par deux boucles en fil de

_quartz

métallisées. Ces boucles sont montées sur un

_support

en

_quartz,

fixé sur

_l’objectif

d’un

_microscope

étanche,

muni d’un micromètre

oculaire,

traversant le

cou-vercle. Cet

électromètre,

indépendant

de la

tempéra-ture,

est,

en

_{principe, analogue}

à celui de P. Villard

_(’).

Sa

_capacité

_est

faible

_(C

=

_0,404em)

et l’étendue de

mesure

₍₂₈₀

V)

_largement

suffisante pour assurer la saturation

_c->

i0U

V).

L’échelle, sensiblement linéaire dans la

_région

_utile,

_correspond

à une sensibilité de Le

_récipient

est

_rempli

d’air

_filtré,

desséché par du

sodium,

sous une

_pression

voisine de celle de

l’atmosphère.

La lecture de la

_pression

_{intérieure p}

(baromètre

compensé),

et de la

_{température t}

du ré-(’) Nous désignerons sous ce nom la latitude rapportée au

pôle de Gauss pour la distinguer de la latitude magnétique

usnelle

(2) Physik Z., 4926, t. 27, p. 62-63.

P. VlLLB1W, LeRadiuni, 1916, t. _{8, p. 469.}

641

cipient,

permettent

le contrôle de l’étanchéité et de la

constance de la densité

_{p (p}

=

0,001 ~~09).

Le volume

d’air normal

Vo

(t

=

0"C, p

= 760 mm

_Hg)

est

_égal

à :

Le

_système

central isolé est

_chargé

(positivement)

au

moyen d’une électrode isolée

portée

par un

_rodage.

Si

la chute de tension horaire est d V

_volts,

le nombre de

paires

d’ions

_produites

_{par centimètre cube cl’air}

nor-mal et par seconde est :

~e étant la

_charge

élémentaire :

_{C 4,78.10- 10}

U. E.

S.).

L’activité propre

(rayons x)

de cet

_appareil,

mesurée à 406 m de

_profondeur

dans la

mine

de sel de

Berleps-chschacht à

Stassfurt,

avec un

_blindage

de

_plomb

de 9 cm arrêtant le

_{rayonnement -(}

du

_potassium

_(C

_0,5

pour 100

_K),

était

_{de Jo}

=

1,65

1

(4).

A

Postdam,

avec un

_blindage

de lU cm de

Pb,

l’intensité des rayons

cosmiques

est de : J =

1,60

1

égale

à

l’ac-tivité propre,

constante,

de

_{l’appareil.}

Le courant total

_{correspondant}

est de : i = c d Y =

0,4.10-12

X

4,4.10-3

=

1,8.10-15

A. La constante d’Eve pour

le

_{rayonnement y}

non filtré du Ra C est _pour cet

ap-pareil : 5,7.10~

L’appareil

peut

être

_immergé

dans ’eau

_jusqu’à

la

profondeur

de lu m. Il

est,

en

outre,

muni d’un

dispo-sitif

_{enregistreur photographique}

fonctionnant 24

heu-res. Je _{l’ai surtout utilisé pour des} mesures visuelles

horaires,

plus précises. Chaque

mesure

_comporte

quatre

lectures

_portant

sur environ 60

_divisions,

lues à 1/10

près.

L’erreur relative à la durée de la mesure

~ 1

h)

est du même

_ordre,

si _{bien que l’on}

_peut

estimer

a

_précision

_{totale à 1 pour 100.}

Cet instrument fut utilisé sans

_blindage.

Toutefois,

dans le

laboratoire,

il était

_disposé

sur une table de zinc de 30 cm de diamètre et de 10 cm

_{d’épaisseur,}

le

proté-geant

contre une

_partie

_{des rayons y} issus du sol. Il fut

également

utilisé dans une

_grotte

de

_neige

inactive et

sur un

_glacier.

Variomètre

intéqrateur.

- Les deux autreq

instru-ments ou « variomètres » étaient

l’un,

un

_appareil

in-tégrateur permettant

la mesure de _{l’intensité moyenne}

pendant 12 heures,

I*autre un

_enregistreur

à marche continue. Le

_{premier qui}

est

_{représentée}

sur la

_figure

9,

a

_déjà

été brièvement

_{décrit ‘2).}

Le

_principe

de sa

cons-truction réside dans la combinaison d’une chambre d’ionisation à haute

_{pression (100}

atm.)

remplie

d’ar-gon pur avec un électromètre fonctionnant dans le vide.

Le gaz

monoatomique

doit être assez _{pur pour}

_{que les}

électrons formés y demeurent libres

Ci)

et _{que le}

cou-rant de saturation soit ainsi obtenu avec une faible (1) Nous désignerons par le symbole I une paire d’ions

produite dans 1 cm3 d’air normal en 1 seconde.

(2) A. _DAUVILLIER, Reu. Gen. E’leetr., t. 31, 9 avril 1932.

(3) 31. _LAPORTE, Bull. Soc. _{franç. Phys,} ,18 février 19-,1.

différence de

_potentiel,

_malgré

la

_pression

élevée. L’électromètre doit être

_placé

dans le vide afin d’éviter l’ionisation

_parasite

due aux _rayons a. Sur la

figure

1,

1 est la chambre

d’ionisation,

consistant en un

_cylindre

(1

= 30 _cm, d = 10

_cm)

en duralumin de un centimètre

d’épaisseur,

timbré à 225

_kg/em2.

Ce

_récipient,

d’un

Fig. 1.

volume intérieur de 2

litres,

ne

_{pèse que 2 kg,}

ce

qui

rend

_l’appareil

aisément

_{transportable.}

Il

_peut

être introduit dans un

_blindage

en _{zinc pur,}

_2,

de 10 cm

d’épaisseur,

consistant en un

_cylindre

de 50 cm de

longueur

et de 30 cm de

_{diamètre, pesant}

a36

_Iig

et titrant

_99,

97 _{pour 100 Zn. Ces}

_blindages,

fournis par la Société de la Vieille

_Montagne,

étant constitués d’un métal distillé et

_{purifié électrolytiquement,}

sont

remar-quablement

privés d’impuretés

radioactives. Ils ne

laissent passer

qu’environ

1 pour 100 des rayons y du RaC. Les

_blindages

sont munis d’un collier de fer et

d’anneaux en facilitant la manutention.

Dans le but de diminuer l’ionisation

_parasite

due aux

rayons a, le

récipient

1 contient une

_{grille cylindrique}

3 à

_larges

mailles

_(r

= 3

cm),

selon le

principe

de

N. R.

_{Campbell J).}

Cette électrode est _{constituée par}

une mince tôle d’acier

_{largement perforée}

et

_galvanisée

qui,

enroulée sur

_{elle-même, peut}

être introduite dans le

_cylindre.

Les deux chambres d’ionisation utilisées au

Scoresby

Sund avaient été

_{remplies gracieusement}

par la

Société

« L’Air

_liquide

»

₍₂₎

_d’argon

_pur et sec, sous la

_pression

de cent

_atmosphères

₍₄₀₀

_{litresl. Ce gaz, d’une densité}

de

1,379,

ne _{contenait que}

_3/100U

d’azote et

_1/50.000

d’oxygène.

Néanmoins cette

_proportion

_{d’un gaz}

élec-tronégatif

s’est révélée encore

_trop

_grande

et la

satura-tion n’était pas atteinte. La courbe

ionisation-pression

indique (voir fig. 2)

que le courant sous cent

atmosphè-res aurait du être 9 fois

_plus

_{intense que le} courant

observé. Ceci montre la nécessité absolue de

purifica-tion in situ du gaz par le calcium chauffé

(Soddy).

Aussi les chambres ont-elles été remontées

_depuis

avec

(1) 1T. R. _CAMBPELL, Le Radium, t. 3. p. 33, février 1906.

(2) J’exprime mes vifs remerciements à M. G. Claude, pour ce

un

_petit

four à

calcium,

4,

du modèle construit par M.

_Dunoyer.

Un

_{manomètre, 5, permet}

le contrôle de la

_pression

et de l’étanchéité.

Fig. 2.

Cette électrode axiale est

_portée

_par un bouchon rodé

en

_{pyrex-silice,}

_6,

scellé à la

_picéine,

ainsi que tous les

autres

_joints

et

_filetages.

L’électromètre de Szilard

₍₁₎

7,

à

_aiguille,

est contenu dans le carter 8

évacué,

obturé par les

glaces

en _{pyrex 9. La}

_capacité

de la

chambre d’ionisation est de 8 cm et celle de l’électro-mètre 2 cm. La chute de tension utilisée était lue sur

une

_région

sensiblement linéaire de l’échelle

_(750-500

volts),

Le

_champ

était donc voisin de 200

_V/cm.

Une

décharge

en 12 heures

_{correspondait}

à un _{déhit moyen}

de i - 4.10-1~

A,

soit à un _{parcours de}

_l’aiguille

de 15° mesurable à 1 pour 100

près

par lecture directe. Les

_petites

_{imperfections}

des

_pivots

de ces

électromè-tres ne

_permettent

_pas une

_plus

_grande

_{approximation.}

Comme il aurait été difficile de conserver dans le

carter une

_pression

assez _{basse pour éviter toute}

efflu-ve

_(qui

se _{traduit par} une

_{décharge instantanée),}

celui-ci était

_rempli

_{d’hydrogène}

sec sous une

_pression

de l’ordre du centimètre de mercure. Un baromètre 9 contrôle l’étanchéité.

_Enfin,

une traversée

_10,

à bou-chon de

_{silice, permet}

la

_charge

du

_système

_{isolé par} contact

_{(magnétique)}

ou _{par induction.} Un bouchon

analogue

en _{pyrex sert de}

_becquet.

Cet

_appareil

donna toute satisfaction : son « zéro »

est

_{considérablementplus}

_{faible que celui de}

_l’appareil

de Kolhôrster.

_Apprécié

en faisant le vide dans la

(1) B. SZILARD, C. R. mars 1913, 156, p, 719.

chambre,

il ne

_{dépassait pas 5}

_pour 100 du courant

d’ionisation observé sous

_blindage.

,

Enregistreur. - L’appareil enregistreur

comporte

une chambre d’ionisation

_{identique portée}

à un

poten-tiel constant. L’électrode

axiale,

protégée

par

un

anneau de

_garde

au

_sol,

est reliée à un électromètre sensible et à une fuite constante. J’ai utilisé une com

bi-naison du

_{montage classique}

de

_{Allen (’)}

_qui

_ron-, siste à compenser le courant à mesurer _par un _COU-¡

rant d’ionisation constant

_produit

_{par les rayons} a,

de l’uranium

_(z)

et du

_montage

_{potentiométrique}

de

Swann

₍₃₎

_qui

_{consiste à compenser les variations de} tension de la batterie par l’influence exercée sur une

capacité égale

à celle de la chambre d’ionisation. Le schéma du

_montage

est

_représenté

sur la

_figure

3. Il

Fig. 3.

représente

une alimentation _{totale par le courant}

alter-natif du secteur au _{moyen d’une résistance} en fer dans

l’hydrogène

H et de

_{potentiomètres}

à

_décharge

_S1

et

_S2.

AuScoresby

Sund,

le

_{potentiomètre}

_{était alimenté par}

une batterie d’accumulateurs au nickel-cadmium de

900 volts et l’électromètre L était un

_appareil

de Linde-(1) ALLEIN, Phil. _Mag., 1907, t. 14, p. 112.

(2) Ces résistances, scellées, sont établies sous la forme d’un

petit tube de _cuivre, servant d’anneau de _garde, soudé à deux

pieds de lampe en verre Sibor portant les électrodes _(La

« Verrerie _{Scientifique ») ;} l’une d’elles est recouverte d’un

dépôt de _{U,308 (20 mg/cm’)} ou _mieux, d’uranium. Le débit est

réglé par la pression du gaz.

643

mann

_prévu

_pour un

_{enregistrement photographique}

à

.noircissement

direct.

t

Malheureusement,

cet électromètre

présenta,

pour

une cause non élucidée

(1), un

zéro instable et

_j’essayais

en vain

_d’y

substituer une

_lampe

électromètre. En rai-,son de ces

_{difficultés,}

ce troisième

_appareil

ne fut

prati-quement

pas utilisé pour la mesure _{des rayons}

cosmi-ques.

Les

_appareils

étaient

_disposés,

dans le laboratoire édifié en bois

_(double

_paroi

de 6 cm

_{d’épaisseur ;}

pla-fond et toiture :

_triple

_paroi

de 9 cm

_{d’épaisseur ;}

couverture de

_papier

_goudronné),

sur la roche en

place,

sur des massifs en

_maçonnerie

_(50x50x50

_cm)

affleurant le

_plancher.

Le bàtiment était

_parfaitement

transparent

au

_{rayonnement cosmique,}

mais le

_sol,

constitué de

_gneiss

rose, était assez radioactif. Les

mesures effectuées avec la chambre à haute

_pression,

nue et

_blindée,

accusèrent une _{intensité de rayons y}

égale

à 80 pour 100 de l’intensité des rayons cosmi-ques. Les mesures,

plus

indirectes,

effectuées avec

l’appareil

de

_{Kolhèrster, indiquèrent}

une intensité de

rayons y

égale

à 3U _{pour 100 de celle des rayons}

cos-miques.

On _{voit que la sensibilité}

_spectrale

des deux

appareils

était très

_différente,

_{le gaz lourd}

_comprimé

absorbant relativement

_davantage

les « _ayons »

absorbables

_(2).

Les

_premières

mesures _{consistèrent à comparer les}

indications données par les deux

appareils disposés

au

voisinage

l’un de

l’autre,

durant le même

_temps.

Celles-ci

étaient,

en

_{général, proportionnelles.}

Toute-fois certaines

_valeurs,

s’écartèrent notablement des autres. Ce

_phénomène

est

_{aujourd’hui explicable}

_par

la considération des «

_gerbes

» découvertes par

Anderson avec la chambre de Wilson.

L’altitude du laboratoire étant de 40 m

au-dessus

du niveau de la mer,

correspondant

à une

_dépression

de 4 mm de mercure, les valeurs données pour la

pression

normale

_(H

= 760

mm)

sont celles relatives

à la

_pression

de 756 mm de mercure. La

_pression

était mesurée au _{moyen d’un baromètre de}

_précision

Paulin.

Résultats. - Effet de latitude. - Les latitudes

géomagnétiques

de Brest et du

_Scoresby

Sund variant de à îfi° N

_~méridien

_{géomagnétique),}

il aurait été intéressant d’effectuer des mesures continues

_précises

sur ce

_trajet.

_{Malheureusement,}

l’encombrement du

mouilleur de mines « Pollux» et l’état de la mer

₍₃₎

rendirent ces mesures difficiles. Elles furent exécutées

avec

_l’appareil

de Kolhôrster et le variomètre

disposés

dans une cabine du

_pont

_supérieur.

L’activité du navire (1) Les mesures _{électrométriques} continues étaient perturbée,

en _{particulier, par notre poste} d’émission à ondes courtls

situe à _proximité, dans le même bâtiment de bois.

(2) Tout corps radioactif doit, naturellement, être proscrit

dans le laboratoire et les environs. C’est ain~i qu’un réveil à cadran luminescent, introduit dans le laboratoit e, doublait l’ionisation dans l’appareil de Kolhoester.

e) Le « Pollux » étant un brise-glace, et non un véritable bâ-timent de mer, roulait énormément. La lecture précise des

électromètres n’était _{guère possible qu’aux mouillages.}

(3 000

1) étant notable

_{(l’intensité}

du

_{rayonnement Y}

était

_égale

_{à 46 pour 100 de celle des rayons cocmi}

ques),

le variomètre fut utilisé dans son

blindage.

Les deux

_appareils

accusèrent entre et 76° une

intensité

constante,

à F _{3 pour il10}

_près

c 1~

mesures).

Cependant,

un faible effet de latitude

_(s’il

existe dans

ces

_régions

du

_gl(.be),

ne saurait être

_prouvé.

même

avec un

_{enregistrement}

_précis,

_par une

_seule

série

de mesures, mais seulement par une

_statistique

pot-tant sur de

_longues

_périodes

de

_temps

effectuée en

diverses

_stations,

afin d’éliminer les fluctuations.

Or,

les valeurs de l’intensité moyenne du

_rayonnement

cosmique

ayant été,

dans la

suite,

mesurées

statisti-quement

d’une manière

_précise

au

_Scoresby

_Sund,

il

apparaît

que l’intensité du

rayonnement

filtré est

supérieur

de 7 pour 100 à la valeur moyenne observée

en mer.

Nous verrons, par

ailleurs,

que l’intensité absolue

(II =

760

_mm)

mesurée sur un

_glacier

inactif avec

l’appareil

de Kolhôrster nu accuse une intensité : -. ~ -

_2,81

1

_supérieure

de 14 pour 100 aux valeurs observées sous nos latitu des.

(J=

_~,01).

Les récentes

mesures de Corlin

_(’)

à Abisko

_{(lat. géomagn.}

(¡6°

_N),

s mblent

_également

montrer un

accroissement,

l’appa-reil de Kolhôrster nu sur le Torne Trâzk

_{gelé ayant}

donné j=

2,30

1 et

_l’appareil

de

_Steinke,

latérale-ment

blindé,

la valeur : J ==

_2,42

1. L’effet de

_latitude,

découvert en 1927 par J.

_Clay,

lors de ses _{voyages de}

flollande à

_Java,

soit une diminution de 14 _pour

_100,

se

_poursuivrait

donc entre nos latitudes et les

_régions

polaires.

Ce résultat demande néanmoins à être confirmé par de nouvelles mesures effectuées avec d’autres

_appareils

en différentes

_régions

du Globe.

L’effet

_{barométrique.}

Coefficient

d’absorption

de l’air. - L’effet

barométrique,

découvert en _{9i6 par}

Myssowsky

et

Tuwim,

est le meilleur critère

_prouvant

Fig. 4.

la sensibilité et le fonctionnement correct d’un

_appareil

de mesure _{des rayons}

_cosmiques.

C’est le

_phénomène

connexe de

_{l’augmentation}

de l’intensité avec

tude,

une variation de

_pression

_{de 10 pour 100}

₍₇₀

mm

de

_mercure)

_{correspondant}

à une différence d’altitude

de 800 m. Grâce aux fortes

_dépressions

_fréquentes

en

hiver dans les

_{régions polaires,}

cet effet fut

particuliè-rement

_remarquable

au

_Scoresby

Sund. Il se manifesta dans toutes les séries de mesures, avec les deux

types

d’appareils,

blindés ou non.

Les

_graphiques

de la

_{figure 4}

_{représentent}

les effets

barométriques

observés avec

_l’appareil

dP

_{Kolhôrster (’)}

nu, dans le

laboratoire,

durant les mois de

décem-bre 1932 et de

_janvier

_{t93j. On voit que les droites A}

et B,

-

qui

peuvent

être considérées comme les

tan-gentes

à la courbe

_{d’absorption}

dans

t’atmosphère-accusent la même

pente,

soit un coefficient

_{d’absorption}

apparent yp

=

2,0.

10-3

cm3 g-1.

On _remarque

qu’elles

sont décalées d’environ 10 pour 100. Ce

phénomène,

qui

fut observé simultanément avec la chambre

à haute

_pression

blindée,

traduit l’ensevelissement

rapide

du laboratoire sous la

_neige

au début de

jan-vier 1933.

_L’angle

solide de

_{rayonnement cosmique}

mesuré se rétrécissait vers le

zénith,

le toit

_ayant

toujours

été libre de

_neige

au-dessus des

_appareils.

Cet

_effet,

_qui

est t

_également

_{traduit par la courbe}

d’ « activité

_{cosmique »}

de la

figure

_7,

rendrait vaine

toute tentative de mesure de la variation annuelle. Pour obtenir la véritable valeur du coefficient

d’ab-sorption

de

_l’air,

il est nécessaire de connaître la vraie valeur de _{l’intensité des rayons}

_cosmiques,

c’est-à-dire de retrancher _{celle des rayons y}

_parasites.

Cette dé-termination a été

faite,

comme nous le verrons

_plus

loin,

sur un

_épais

_glacier

bien

_dégagé

_(moyenne

de 40 mesures

_horaires).

La droite

_{correspondante}

C

(en

trait

_ponctué

sur la

_{figure 4),}

montre une diminution

de l’intensité des rayons

cosmiques

purs de 10-2 1 par millimètre de mercure, soit un coefficient

_{d’absorption}

égal

à _

_2,58.10-3

cm2

_-r-1

à

_quelques

centièmes

près,

en

_parfait

accord avec le coefficient observé

au niveau de la mer sous d’autres

latitudes,

par

Kolhôrster,

Steinke,

Büttner, Millikan,

etc...

L’atmosphère

constituant un étalon

_{d’absorption}

émouvable la radiation

cosmique

arrivant au sol dans les

_{régions polaires}

a donc le même

_pouvoir

de

pénétra-tion que sous nos latitudes.

L’appareil

de Kolhôrster

_ayant

été,

au début de février

_{1933,installé dans}

une

_grotte

creusée dans la

_neige

dure

_{{c~ =1 /~)}

entourant le

laboratoire,

la basse

_{température régnant}

dans celle-ei

(- 10°C)

fit se déclarer une fuite et l’effet

_{barométrique}

disparut,

puisque

l’ionisation y devenait

proportion-nelle à la

_pression.

C’est ce _que montre la droite hori-zontale D de la

_figure

4. L’ionisation est

_plus

faible

(H - 749 mm)

que sur un sol inactif par suite de

l’absorption

exercée par la

neige,

sensiblement

équi-valente à 1 m d’eau.

Cet accident vérifie donc le fonctionnement correct

de

_{l’appareil.}

La fuite n’existant

_qu’aux

basses

tempé-(1) Chaque point représente la moyenne de quatre mesures

horaires consécutives telles que celles représentées dans la

moitié supérieure de la figure 8.

ratures

_(effet

de

_{contraction), l’appareil}

_put

encore être utilisé dans la suite aux

_{températures supérieures}

à OIC. Coeff icient

_{d’absorption}

du zinc. - Les _mesures

effectuées avec la chambre à haute

_pression

confirment

ces résultats et ont

_permis,

en

outre,

la détermination du coefficient

_{d’absorption}

_{des rayons}

cosmiques

purs dans _{le zinc pur.} Les droites A et B de la

_{figure 5}

Fig. 5.

montrent

les effets

_{barométriques}

observés dans le laboratoire avec ou sans

_blindage.

Le coefficient

d’ab-sorption

dans _{l’air des rayons}

_cosmiques

filtrés _par 10 cm de zinc est de :

y’ c

-

_{!, 7 . ~0-3}

CM2

_g-1.

Il est

plus

faible que dans le cas

_{précédent (~, 6),}

_le

rayon-nement étant notablement filtré par le

blindage.

Les droites C et D

_{représentent}

les mêmes mesures

(chambre

nue et

_blindée)

effectuées dans la

_grotte

de

neige.

On voit que l’effet

barométrique

est

_toujours

très accusé, mais les

_points

_{expérimentaux}

ne sont

pas assez nombreux et la

_pression

_{n’a pas}

suffisam-ment _{varié pour}

_permettre

une mesure

_précise

du coefficient

_{d’absorption}

_(celui-ci

_pourrait

varier de

1,7

à

2,1.10-3

cm2

_Aussi

la droite C est-elle tracée

parallèlement

à la droite B. On _{voit que le}

rayonne-ment ,;

a

_{complètement}

_disparu

_{et que}

_{l’épaisseur}

de

neige

est

_équivalente

à 10 cm de zinc

_{(droite C).}

Le

décalage

existant entre les droites C et D

_permet

la

comparaison

directe de

_{l’absorption}

dans l’air et dans le zinc. On constate ainsi

_qu’un

centimètre de zinc est

équivalent

à

0,6

cm de mercure ou

_:0,6

X13

596/1,293

==6,3 X

103 cm d’air normal. Le

_rapport

des densités du

645

soit

_5,3.i(P,

les

_absorptions

_massiques

dans ces deux

milieux sont donc sensiblement

_égales.

Nous

retrou-vons, pour les rayons

cosmiques,

une loi

_{d’absorption}

analogue

à celle _{valable pour les}

_{rayons (3}

_{et ~~,} à savoir une

_{absorption indépendante}

du numéro

ato-mique

et

_{proportionnelle}

à la densité de la matière traversée. Le coefficient

_{d’absorption}

_massique

du zinc pour des rayons

cosmiques

au

sol,

filtrés par 1 m

_d’eau,

est

_ainsi,

en

_première

_{approximation,}

_égal

au coefficient

d’absorption

_{précédemment}

obtenu pour

l’air:

== 1,7 .’10-3

cm2 g -1.

Cependant,

tandis que la mesure

_portant

sur la

tota-lité de

_{l’atmosphère,}

est une mesure

_idéale,

celle consistant à entourer une chambre _{d’ionisation par} un

écran

_métallique

_contigu

est la cause de

_{perturbations}

dues au

_rayonnement

secondaire issu du

_blindage.

La constance du coefficient

_{d’absorption massique}

dans la

matière,

mise en évidence par Hoffmann en

_1926,

signifierait

que le noyau

atomique

ne

_joue

aucun rôle

et que

l’absorption

est

_{proportionnelle}

à la densité

électronique

extra-nucléaire de la matière. En

effet,

l’unité de volume d’un corps

simple

de

masse

atomique

A et de _{densité p contient}

_atomes,

N étant le nombre

_{d’Avogadro.}

Chacun renfermant Z électroDs, si Z est le numéro

_atomique,

le nombre n d’électrons par cm13 sera :

C’est-à-dire

_qu’il

sera

_indépendant

de la nature de la matière absorbante.

On

_pourrait

penser que

l’absorption

exercée par

l’atmosphère,

qui paraît porter

sur un

_rayonnement

prhnaire (photons

ou électrons

_{d’énergie équivalente)}

et

_{l’absorption}

_{exercée par} un

_{blindage proche}

ne

peuvent

être

_comparées.

La seconde

_{paraît beaucoup}

plus

intéresser les

_gerbes

d’électrons

_positifs

et

néga-tifs excitées dans le

sol,

les

_parois

et le

_blindage

_que le

_rayonnement

_primaire.

Mais on sait que, pour les

rayons y de

quantum supérieur

à 106

eV,

l’absorption

devient nucléaire et

correspond

à la matérialisation de

paires

d’élPctrons des deux

_{signes :}

_(f

1noc2 = 106

_eV)

grâce

au

_champ

électrique

intense existant au voisi-nage du noyau. Elle croît alors

rapidement

avec le

numéro

_atomique

et

_l’énergie

du

_photon.

Bien

_qu’on

ne

_puisse

_comparer

_{l’absorption}

de

quanta

de 106 eV avec _{celle de rayons}

_cosmiques

pri-maires de 1010

_V,

la constance du coefficient

mas-sique

semble montrer que, dans tous les cas, y

com-pris

l’effet

_{barométrique, l’absorption}

intéresse

seule-ment les électrons secondaires constituant les

_gerbes.

L’absorption

nucléaire des

_photons

cosmiques

n’est sensible que dans un _{ahsorbant énorme tel que}

l’at-mosphère.

Les

_{gerbes. y}

sont

_beaucoup

_plus

rares _que

dans le

_blindage,

mais

leur

parcours y

est,

inverse-ment,

beaucoup plus grand.

Mesure absolue du

rayonnement

cosmique.

-J’ai effectué cette mesure avec

_l’appareil

de Kolhôrster

sur un

_glacier

bien

_{dégagé :}

le Hvide

_Fjeld(’),

vaste

coupole

de

_glace

à

_profil

_{d’inlandsis,}

tout à fait

ana-logue

aux

_jükulls

de

_Norvège

ou

_d’Islande,

dominant de 800 m toute la

_partie

sud de la Terre de

_Liverpool.

L’épaisseur

centrale de cette calotte

glaciaire,

qui

s’écoule vers le Nord en formant deux

_grands

_glaciers

descendant dans la mer, fut déterminée par les

lieu-tenants de vaisseau Habert et

_Douguet

_{par des}

son-dages

acoustiques

et trouvée

_égale

à environ 65 m. Le matériel fut

_transporté

par des traianeux attelés de

Fig. 6.

chiens

_esquimaux.

Nous

_campâmes,

le commandant Habert et

moi,

les

1?,

Het 14

_juin,

au centre de ce

glacier (voy.

fig. 6).

La

_pression

_{atmosphérique}

demeura très constante

_(H

= 689

mm)

durant cette

période, quoique

une violente

_tempête

de

_neige

faillit durant

_vingt-quatre

heures

_inlerrompre

les _mesures.

L’appareil

de Kolhôrster était

_disposé

sous la tente et

un réveil

_{(non radioactif!)}

en

_permettait

la lecture et

Fig. 1.

la

_charge

toutes _{les heures. La moyenne de 40}

lec-tures donna le

_point

P de la

_fig.

4,

qui correspond

à

une intensité de ~ _

2,81

I au niveau de la mer. La

figure

7

_reproduit

une courbe diurne montrant la

grandeur

de la fluctuation horaire. Celle-ci atteint

3/4

1 soit 25 pour 100

(’).

La

_précision

des mesures

(1) Le « Mont Blanc ~’.

(2) Il faut retrancher la fluctuation due aux rayons a _qui

est _{démontrée par les}

_points

_{représentant}

les lectures initiales horaires de l’électromètre. Celles-ci sont

cons-tantes à

_1/2

_{pour 100}

_près.

La tension était fournie par des accumulateurs au nickel-cadmium.

On

_peut

se demander

si,

dans ces

_conditions,

la

mesure n’est pas encore entachée de

_quelque

cause

d’erreur : la radioactivité de l’air par

exemple.

Durant les mesures le vent soufflait du

nord-est,

c’est-à-dire du

_{large :}

le Hvide

_Fjeld

n’est

_séparé

de

l’Océan,

dans cette

_direction,

_{que par de}

_grands

gla-ciers. La mer était elle-même couverte de

_glaces.

Ces conditions sont celles dans

_lesquelles

se trouvait Béhounek

_{(loc. cit.)}

à bord de l’ « Italia » et la mesure

de

la radioactivité de

_{l’atmosphère,}

à la même altitude

ne lui donna

_{régulièrement}

_{guère plus}

de curie em3 d’émanation du

radium,

quantité négligeable,

cinquante

fois

_plus

_{faible que} sous nos latitudes.

La droite D de la

_{figure 4}

donne,

par

ailleurs,

une

limite inférieure de l’intensité

_(J,

_

2, 3

1)

du rayon-nement

_cosmique

_pur.

_Or,

si l’on tient

_compte

de

l’absorption

exercée par la

neige (environ

1 m

_d’eau),

on retrouve sensiblement la droite C. L’intensité ne

semble pas

pouvoir

être inférieure à J -

2,7 1,

c’est-à-dire que l’effet de latitude

paraît

certain.

.~ Activité o du

rayonnement

cosmique. -

Il était

particulièrement

t intéressant

d’étudier,

au

_Scoresby

Sund,

les variations de

l’intensité,

ou « activité _»,

comparativement

aux activités aurorale ou

magné-tique

et à l’activité

solaire.

Ces mesures ont été effec-tuées d’une manière

_permanente

et sans

_{interruption.}

avec la chambre à haute

_pression,

blindée ou non,

dis-posée,

dans le laboratoire

_(du

Il décembre 1932 au

10 février

_1933);

dans la

_grotte

de

_neige

_(du

10 fé-vrier au 27

_{mai), puis,}

de nouveau, au laboratoire

(27

mai au 21

_juillet).

_L’appareil

était lu et

_chargé

toutes les 12

_heures,

à 0 h et 12 h G. 112. T. Les varia-tions

_{d’enneigement ôtent,}

bien

_entendu,

toute

signi-fication aux variations mensuelles et seules les variations

_portant

sur

_quelques

_jours

consécutifs sont

à considérer. Les valeurs ont été

_corrigées

de

_l’effet

barométrique

et sont

_rapportées

à la

_pression

de 760 mm au niveau de la mer.

’

La

_figure

8

_reproduit

la

_partie

la

_plus

intéressante de ces variations : celle

commençant

au début de

jan-vier 1933 et

_{correspondant}

à l’évolution d’un

_foyer

unique

d’activité solaire

_ayant

_présenté

son maximum

(nombre

de WoH

_égal

à

₆₇₎

au début de février. Nous

avons vu

₍₁₎

_{que les activités aurorale} et

_magnétique

étaient, pendant

/cette

période,

en

_opposition

de

_phase

avec l’activité

_solaire,

le début de février

_ayant

été extrêmement

calme,

tandis que des aurores d’une intensité

_{exceptionnelle}

s’étaient

_répétées

régulière-ment les

20,

21 et 22 février.

La courbe

représentant

la variation de l’intensité des rayons

cosmiques,

se _{compose de}

_{quatre parties.}

Les deux

_{premières, L}

1 et L

_{2, représentent}

les

mesures

_{biquotidiennes}

effectuées dans le laboratoire.

A. DAUVILLIER, J. _Phys., aoîzt 493., t. _5, p. 398.

Elles se

_rapportent

à deux droites

_{d’étalonnage}

dis-tinctes et décroissent

régulièrement

du fait de

l’ennei-gement.

Les

_suivantes,

L 3 et G

_{représentent}

l’inten-sité moyenne

quotidienne

de 12 h à 0 h

_{(les périodes}

de 0 h à 12 h

_{correspondant}

à des mesures effectuées

sans

_{blindage), respectivement}

dans le laboratoire

et la grotte

de

_neige.

Les variations

_atteignent

8

_pourl(,,O.

Fig. 8

On

_{voit, qu’en}

_{première approximation (à}

_{1 pour 100}

près),

il n’existe aucune relation entre l’intensité moyenne des rayons

cosmiques

et les activités solaire

ou aurorale Les

_points

_{expérimentaux (L 1}

et L

₂₎

ne sont _{pas distribués} au

hasard,

mais montrent des variations lentes évoluant

_{régulièrement}

durant

plu-sieurs

_jours.

Ces variations ne sont _{donc pas}

attri-buables aux

_gerbes

ni i aux

_{explosions (Hoffmann}

Stôsse),

la durée de la mesure

₍₁₂

_h)

étant suffisante pour dissimuler ces accidents.

La

_période

s’étendant du 4 au 9

février,

constante a

f/2

pour 100

près,

est

_{également remarquable.}

Elle

montre,

en _outre, le

_degré

de

_précision

des mesures.

Cette

_question,

d’une relation

_possible

entre l’inten-sité moyenne des rayons

cosmiques

et les activités solaire et

_magnétique,

a été

_l’objet

d’observations récentes de Hess au Hafelekar

₍₂

300

_{m) près}

d’Ins-brück, et de Corlin

_{(loc. cit.)}

à

Abisko,

utilisant tous

deux

_{l’enregistreur}

sensible et

_précis

de Steinke. Des influences trés faibles mais contradictoires ont été observées : Ainsi Corlin avait trouvé en

_1929-30,

avec

un

_appareil

de

Kolhôrster,

une intensité

_plus

forte durant les aurores, tandis

_qu’en

1932-33,

avec

l’appa-reil

_{plus précis}

de

_Steinke,

cette corrélation

_disparût.

Par contre, l’intensité variait durant cette dernière

période

avec l’activité

solaire,

ce

_qui

_indiquerait

l’émission 4’un faible

_rayonnement

_cosmique

(quel-ques

millièmes)

par le soleil sous forme de

_photons.

Ce résultat est en accord avec la variation diurne

(ma-ximum)

de

_2/1000

à 12 h de

_{temps local,}

au niveau de la mer, trouvée par Hess et ses collaborateurs.

D’autre

_part,

Hess et Steinmaurer

_(s),

ne trouvent

aucune relation avec l’activité solaire et

_observent,

contrairement au résultat de

Corlin,

une très faible diminution de l’intensité au début

des

orages

647

tiques. (2 i

orages de 1931 à

1933).

Il faut attendre de

nouvelles recherches avant de

_pouvoir

conclure. Il en

est de _{même pour} d’autres

_sujets

controversés tels que

l’effet

barométrique

de second

_ordre,

l’influence de la

tem-pérature

extérieure,

de

_{l’humidité,}

de la

nébulosité,

etc. . Les faibles variations observées _au

Scoresby

Sund ve retrowTent-elles sous d’autres latitudes ? Corlin a

publié

une courbe

_analogue

_{pour l’Année}

_polaire

à

Abisko.

Quelques

détails semblent se retrouver, mais la ressemblance demeure incertaine.

, Corlin a trouvé un accord

approximatif (les

explo-sions d’Hoffmann le

_perturbent),

entre _{les moyennes} mensuelles observées à

Abisko,

et _{celles trouvées par}

Steinke à

_Kônigsberg

_(1932-1933).

Il est donc néces-saire

_{aujourd’hui}

d’effectuer des

_{enregistrements}

pro-longés

de haute

_précision

dans des conditions aussi pures que

possible,

et en de nombreux

_points

du Globe. , Les meilleures mesures seraient t évidemment ef-fectuées dans une

_grotte

de

_{neige d’épaisseur}

constante.

Pour nous

_rapprocher

de ces conditions idéales, nous avons.

_grâce

au concours de la Caisse des Recherches

scientifiques

et du Directeur de l’Observatoire de fait édifier sur la terrasse

_supérieure

de

l’Ob-servatoire de Meudon

_(à

défaut du Pic du

_Midi),

une

cambre d’observation

_métallique

_(h

- 2

_{m, d}

# 2

_m),

complètement

entourée par une

_épaisseur

d’un mètre

d’eau distillée. Ce

_réservoir,

_calorifugé

et de

_grande

,inertie

_calorifique,

sera

maintenu,

en

_outre,

à une

température

constante au _moyen d’un thermostat

électrique.

Cette chambre recevra

_{l’enregistreur}

précé-demment décrit.

.

L’origine

des

rayonscosmiques.-Nousallonsexa-minerrapidement

dans

_quelle

mesure ces résultats

expé-~rimentaux

s’accordent avec la théorie de

_l’origine

des

’rayons

cosmiques

que nous avons

_proposée

en 1931

(1).

Tout

_{d abord,}

et comme Millikan l’a fait remarquer, "ces _{rayons, par suite de leur}

_grande

absorbabilité

(l’atmosphère

en absorbe _{98 pour}

₁₀₀₎

ne

_peuvent

pro-venir que de

régions

très raréfiées de

_l’espace,

comme

les conlins des

_atmosphères

stellaires ou terrestre. Cette

_remarque

écarte la théorie de C. T. R. Wilson

qui

les attribue à la foudre. La

_répartition

géogra-phique

des orages est d’ailleurs

opposée

à la variation

’géomagnétique

des rayons

cosmiques.

Bien

_qu’aucun

orage n’ait été observé au

_Scoresby

Sund durant

l’Annèe

_polaire,

nous avons vau _{que l’intensité des}

rayons

cosmiques

y était forte et constante. "

L’origine

stellaire de ces _rayons se heurte

_également

à des

_{impossibilités.}

La valiation diurne sidérale ne

s’est pas

confirmée;

1P Soleil n’en est _pas une source

directe

_{notable ;}

des

_photons

ne sauraient montrer l’effet de latitude et des électrons

_isotropes

donneraient

une très forte intensité dans la

_région

du

_pôle

de Gauss. La

_{perte d’énergie}

_{subie par les électrons}

cos-miques

dans les chambres de Wilson

_{(HO paires}

d’ions

ou

_108eV,

_{par centimètre de parcours dans l’air à la}

pression

atmosphérique) correspond

aussi à un

_trajet

(1) A. _DAUvtLUER, C. R., août 1931. t. 193, p. 348; Rev. gen.

Eleclr.. t. 31, 5 marR, 2 et 9 avril, 193~.

(10

km d’air

_{normal) dépassant}

à

_peine

la traversée radiale de

_{l’atmosphère,}

_par

_conséquent

hors de

pro-portion

avec le

_pouvoir

de

_{pénétration}

du rayonne-ment _{suivi par}

_Regener

_jusqu’à

250m de

_profondeur

dans l’eau

_(1).

Si nous ne _{voulons pas faire}

_appel

à

d’hypothétiques

électrons

_d’énergie

colossale

₍₁₀₁₁

eV,

électrons de

_Swann),

nous devons donc admettre que

les rayons

cosmiques

traversent notre

_atmosphère

sous

forme de

_photons,

excités dans les confins de

l’ionos-phère,

par

uni flux

de

corpuscules

se

_propageant

au

voi-sinage

du

_plan

de

_{l’écliptique,}

_par

_conséquent

_d’origine

solaire,

et _{influencés par le}

_champ

_magnétique

terrestre.

En

réalité,

les rayons

cosmiques ne

doivent pas être considérés isolément dans

_l’Univers,

mais en liaison

avec les autres

_phénomènes

_{géophysiques}

associés au

champ magnétique

terrestre

_et,

_puisque

toutes les

éner-gies

que nous connaissons sur la Terre

_{(à l’exception}

de l’infime

_rayonnement

_{thermique stellaire), proviennent}

du

Soleil,

c’est dans cette _{étoile que} nous devons cher-cher la source et une source actuelle de leur

_énergie.

Mais nous devons d’abord nous demander

_pourquoi

l’intensité _{des rayons}

_{cosmiques n’apparaît}

pas liée au

cycle

solaire comme le sont les

_phénomènes

électroma-gnétiques (magnétisme,

tellurisme,

aurores,

etc...)

produits

sur notre _{Globe par le}

_Soleil,

mais

_paraît,

au

contraire,

tout aussi constante

_{que,le rayonnement}

thermique

solaire ; la constante n-olaire

_qui,

elle

_aussi,

varie d’une manière

_apparemment

désordonnée.

Or les mesures

_magnétiques

se font avec une

ap-proximation

de 10-5 gauss, soit à 2.10-5

près.

Les

plus

violents orages

magnétiques

correspondent,

tout

au

_plus,

à une variation de _{pour 100. Ces} per-turbations

_peuvent

d’ailleurs être

_dues,

en

_partie,

à des

_{trajectoires électroniques}

extérieures à

_{l’ionosphère}

Les aurores

_polaires

les

_plus

intenses ne

_du:rent,

en une

_région

donnée du

_{Globe, qu’un temps}

très court

_{(quelques secondes),}

elles

_n’occupent

_qu’un

très

_petit

volume

de

_l’espace

et leur brillance est très faible. Elles ne

_{représentent,}

au total

_qu’une

variation infinie de

_l’énergie

_dépensée

d’une

_{façon permanente,}

par

l’aurore mondiale. Les données relatives aux

va-riations de celle-ci

_manquent

encore totalement. D’autre

_part,

l’activité solaire est

caractérisée

par les « nombres de "r olf », coefficients

empiriques

calculés en estimant la

grandeur

et le nombre des taches

so-laires ;

Ceux-ci ne mesurent nullement

l’intensité

du flux

_{électronique}

solaire. Au

contraire,

l’intensité lu-mineuse de la couronne, durant les

_éclipses

totales,

semble assez constante et

_{indépendante}

de l’activité solaire

_{(’), comme}

si celle-ci

avait

_{surtout pour} effet de modifier dans

_~’espace

la

distribution

_des

_{jets coronaux.}

Cette

_analyse

montre

_donc,

_qu’au

_total"

si les rayons

cosmiques dépendent

de l’activité

solaire,

la (1) Il est de _{même impossible} de faire traverser la _troposphère

à des _{positrons cosmiques. L’atmosphère} étant _équivalente à 8 km d’air, un _positron, même animé de la vitesse c, mettrait,

sous l’incidence radiale : 8 : 300 000 = 27 microsecondes pour la

traverser, alors que sa _{vie moyenne} ne _{dépasserait pas, d’après}

Dirac, une nucroseconde dans ce milieu.

(1) A _{DAUVII.LEA, L.JAstronornie,} mars 1934, p. 105 ; avril 163S,