Recherches sur le spectre continu de quelques étoiles des premiers types spectraux

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Recherches sur le spectre continu de quelques étoiles des

premiers types spectraux

Damien Barbier, D. Chalonge, E. Vassy

To cite this version:

LE

JOURNAL

DE

_PHYSIQUE

ET

LE RADIUM

RECHERCHES SUR LE SPECTRE CONTINU DE

_{QUELQUES ÉTOILES}

DES PREMIERS TYPES SPECTRAUX

Par D.

_BARBIER,

D. CHALONGE et E. VASSY.

Travail fait à la Station

_Scientifique

du

_{Jungfraujoch.}

Sommaire 2014 Dans une _{première partie,} les auteurs décrivent une méthode et un appareillage

per-mettant de faire correctemeat l’étude _{spectrophotométrique} des _spectres continus stellaires. _L’emploi d’un spectrographe à _{prisme objectif,} doué _{d’astigmatisme, permet} d’obtenir des _{spectres élargis,} faciles à étu-dier au _{microphotomètre.} Ces spectres stellaires sont comparés à une étoile artificielle constituée par un

tube à _{hydrogène éloigné,} donnant un _spectre continu riche en ultraviolet et de _{répartition énergétique}

connue. _{L’absorption atmosphérique} est déterminée directement, pendant la nuit d’observation. L’étude photométrique est faite sur les _{enregistrements} au _{microphotomètre,} qui permettent de définir nettement le _spectre continu.

Une seconde _partie est consacrée à l’exposé des résultats de l’étude de 18 étoiles des types B, A et _F,

faite à la Station Scientifique du _{Jungfraujoch.} Les températures de couleur et _{l’absorption} continue de

l’hydrogène qui fait suite à la série de Balmer ont été mesurées avec une _{précision beaucoup plus grande} qu’on ne l’avait fait _{jusqu’ici. L’importance} de _{telles données pour les recherches} sur la constitution des

atmosphères stellaires est sommairement montrée.

1. Introduction. - La connaissance de la

réparti-tion de

_l’énergie

dans le

_spectre

continu des étoiles est

une donnée d’une

_importance

très

_grande

en

astro-physique.

Aussi

_{depuis longtemps}

des recherches

nom-breuses ont-elles été faites dans le but de la déterminer pour le

plus grand

nombre

possible

d’étoiles. Les résultats de ces études ont été

_exprimés,

_pour

_chaque

étoile,

par un

_nombre,

la «

_température

de couleur » de

l’étoile,

ou

_température

du corps noir dont le

rayonne-ment se

_rapproche

le

_plus

de celui observé : au

_degré

de

_précision

de la

_plupart

des mesures faites

_jusqu’ici,

il _a, en

_effet,

semblé

_possible

d’assimiler ainsi les

rayonnements

continus stellaires à ceux de corps noirs.

Mais si l’on compare les résultats obtenus par les divers

auteurs,

on est

_frappé

de leur extrême

disper-sion

_~1).

Cette

_{dispersion s’explique}

par la

grande

com-plexité

du

_problème

et les difficultés _{nombreuses que}

soulève son étude : des méthodes très diverses ont été

proposées

pour les

résoudre,

malheureusement beau-coup n’ont

qu’une

précision

insuffisante,

certaines même sont incorrectes.

Aussi nous a-t-il semblé

_important

_{d’entreprendre}

une étude de deuxième

_{approximation}

_permettant

de fixer avec

_plus

de certitude les

_{caractéristiques}

de ces

rayonnements

continus. Nous nous sommes efforcés de mettre au

_point

une méthode de

_{spectrophotométrie}

(l) Voir à ce _sujet l’articlp, de Brill _(1).

stellaire à la fois correcte et

_simple.

_{Le but que} nous

nous sommes

_{proposé n’était pas}

de

_reprendre

l’examen

de toutes les étoiles dont le

_rayonnement

a été

_étudié,

mais de choisir un certain nombre d’étoiles aussi

régu-lièrement distribuées _{dans le ciel que}

_possible,

et de

déterminer,

directement et avec

_précision,

la

réparti-tion de

_l’énergie

dans leur

_spectre

continu : il sera

pos-sible,

par la

suite,

d’étudier un

_{plus grand}

nombre

d’étoiles en les

_comparant

à ces étoiles

_types,

ce

deuxième travail étant notablement

_plus

_{facile que le}

premier

Il est

_indiqué

de choisir comme étalons des

étoiles des

_premiers

_{types spectraux}

_{par suite de la} rareté des raies dans leurs

_spectres

_(4).

Dans ce

pre-mier

travail,

nous nous sommes

_{occupés plus}

spéciale-ment du domaine

_spectral

de

_longueur

d’onde infé-rieure à 4 500

1, et,

en

_particulier,

de l’ultraviolet de courte

_longueur

d’onde

_qui

n’avait

_pratiquement

_pas été étudié

_jusqu’ici

_(-).

Avant de décrire la méthode

employée,

qui

s’appliquera

non seulement à cette

_région

spectrale

mais à tout le domaine

_{photographique,}

il

est bon de bien mettre en évidence les

_{grandes lignes,}

etenmême

_temps

les

_principales

difficultés

_duproblème.

2.

_Principales

difficultés à résoudre. -

_a)

Néces-sité de bien connaître

_{l’absorption}

_{atmosphérique.}

(1) L’intérêt d’un travail de cette nature avait été montré par Gerasimovic _(2).

(~) Un travail _ayant un but voisin du nôtre est engagé à la Cornell _University (1’1).

LE JOURNAL DE _PHYSIQUE ET LE RADIUM. - SÉRIE

VII. -

T. VI. - N° 4. - _AVRIL ~93~. 10.

- Les

rayonnements

stellaires ne nous

_parviennent

qu’après

avoir traversé

_{l’atmosphère}

terrestre et subi ainsi une

_absorption

_{qui peut}

être très

_grande

dans certaines

_{régions spectrales.}

Il

_importe

d’abord de

cor-riger

les

_rayonnements

observés de cette

_absorption

et de déterminer

_quelle

était leur

_composition

avant

leur entrée dans

l’atmosphère.

Il

_faut,

pour

cela,

con-naître très exactement les coefficients

_{d’absorption}

de

l’atmosphère,

et comme cette

_absorption

est très

va-riable,

surtout dans

_{l’ultraviolet,}

il est nécessaire de les déterminer au moment des observations. Cette difficulté est commune à toutes les méthodes

_(’)

et elle

a été assez rarement résolue

_{complètement,}

certains

auteurs se bornant à calculer les coefficients

_(méthode

d’ailleurs

_inapplicable

dans la

_région

où l’ozone

ab-sorbe),

d’autres utilisant les valeurs diurnes mesurées

pendant

des

_jours

voisins.

b)

Mesures des

_rayonnements

au sol. - Mais le

point

Je

_plus

_important

est la mesure même des rayon-nements au _{sol. Le manque de} sensibilité des

récep-teurs _{absolus tels que le}

_bolomètre,

la

_thermopile,

le radiomètre les a fait

_{rejeter jusqu’ici}

_{par la}

_plupart

des auteurs

_(’).

Restent les

_récepteurs

sélectifs : cellule

,photoélectrique,

plaque photographique. Jusqu’ici

la

plaque

photographique

a été

_préférée

à la cellule car

elle a sur cette dernière les deux

_{grands avantages}

de

permettre

d’atteindre à des

rayonnements

très faibles par

l’emploi

de

longues

poses et de fournir

l’enregis-trement simultané de toutes les radiations

_~~)

Malheu-reusement la détermination des courbes de

_gradation

de la

_{plaque, qui}

permettent

de passer des densités

photographiques

aux intensités

_{relatives, présente}

des

difficultés réelles et de nombreuses

_{critiques peuvent}

, être faites à la

plupart

des

_{procédés qui}

ont été

employés

pour les obtenir.

En second

lieu,

la mesure des noircissements le

_long

des

_spectres

stellaires est très

délicate,

étant donné l’étroitesse de ces

_spectres.

Pour

_pouvoir

la faire avec

quelque précision

il est bon

_{d’augmenter}

la

_largeur

du

_{spectre. Mais,}

_{ainsi que} nous le verrons

_plus

_loin,

cpt

_{élargissement}

a en

_général

été fait d’une

façon

qui

ne

_permet

_pas

_{d’appliquer}

correctement les lois de la

photométrie photographique.

c) Source

terrestre de

_comparaison.

- La troisième

difficulté n’existe que par suite de la sélectivité du

récepteur :

il est nécessaire de

_disposer

d’une source

de

_référence,

au

_rayonnement

bien connu,

_permettant

d’éviter,

par des mesures

_{comparatives,}

d’avoir a tenir

compte

de cette sélectivité. On

_{évite, d’ailleurs,}

en

même

_temps

les corrections due transmission et de dis-(1) Elle est évidemment beaucoup moins grande dans la com-paraison des _spectres dune étoile inconnue et d’une étoile type pr;,alablp,m(,nt étudiées, car cette correction devient une

diffé-ipnee et _peut être faible si les étoiles sont voisines. Mais dans la discussion _présente nous n’examinons pas ce cas

(2) Il faut excepter Abbot qui a _pu étudier au radiomètre les rayonnements infrarouge et visible de 18 étoiles brillantes, avec une précision d’ailleurs faible _{10 pour tlio} (3)

ej La cellule n’en _permettrai[ que l’en1-;gistrement successif

et les perturbations que pourrait subir Faimo"pbere pendant la

durée de cet _{enregistrement pourraient} introduire des erreurs.

persion

du

_{spectrographe}

_qui

_{seraient nécessaires pour} des mesures absolues. Cette source de

_comparaison

doit émettre, autant que

possible,

un

_rayonnement

ne

différant pas

trop

de celui des

étoiles

considérées :

comme

_certaines,

et en

_particulier

_{celles que} nous nous _proposons

_{d’étudier,}

ont des

_{températures}

effec-tives

_{dépassant parfois 200000,}

il faut que le

spectre

de la source soit très riche en ultraviolet. ur les

sources

_{employées jusqu’ici}

ont été des sources

incan-descentes, flamme

_{d’acétylène, lampe}

à incandescence

ou cratère d’un arc au

_charbon,

dont le

_rayonnement,

pas

toujours

très bien connu, est pauvre en

ultra-violet par suite de leur basse

température.

Il en résul-tait une moindre

_précision,

notamment dans l’ultra-violet.

Il faut dire

_également

que

l’emploi

de sources de

dimensions finies et à distance finie a en

_général

con-duit à ne _pas

_employer

exactement la même

_optique

pour l’obtention des

spectres

de la source _{que pour}

l’obtention des

_{spectres stellaires ;}

il devenait

ainsi

nécessaire d’introduire des termes

_{correctifs, parfoi}

quelque

peu incertaines

(1).

Dans le méthode

_qui

i va être décrite les difficultés

précédentes

ont été résolues :

a)

Par la mesure des coefficients

_{d’absorption}

jus-qu’au

voisinage

de la limite de

_transparence

de

l’atmosphère, pendant

les nuits mêmes d’observa

tions ;

1))

Par

_l’emploi

de méthodes correctes _pour

l’éiar-gissement

du

_spectre

et la

_{photométrie photographique ;}

c)

Par l’introduction d’une source de référence riche

en

_ultraviolet,

sous forme d’une étoile

artificielle,

bien

comparable

aux étoiles réelles.

3. Méthode et

_{appareillage. -}

Nous décrirons sommairement la méthode et

_{l’appareillage}

car ils

sont _{à peu}

_près

_{les mêmes que} ceux

_qui

ont

_déjà

été décrits dans de

_précédents

articles

₍₄

et

₅₎

Spectrographe. -

Le

_{spectrographe}

est à

_prisme

objectif

et sa

_{caractéristique}

_principale

est de fourn ir des

_spectres

stellaires

_élargis

par

astigmatisme.

l,es méthodes

_{d’élargissement}

des

_spectres

stellaires

géné-ralement

_{usitées, élargissement}

par

trainage

(défaut

de

_suite),

petites

oscillations alternatives du

spectro-graphe

par

rapport

au faisceau

_incident,

_déplacement

du chassis dans son

_plan,

ne

_permettent

_{pas de définir} un

_temps

de pose

_ayant

une

_{signification}

en

photo-métrie

_{photographique :}

le

_{temps pendant}

_lequel

la lumière a réellement

_{impressionné}

_{chaque point}

du

spectre

reste très mal

déterminé ;

or il

_joue

un rôle

primordial

en

_photométrie

_(2).

La méthode

_C:i)

que nous

employons permet

au contraire

_{d’impressionner}

simul-tanément tous les

_{points du spectre}

et le

_temps

de

(i) De nombreux auteurs ont évité la difficulté précédente en prenant comme source de référence une étoile au rayonnement

supposé connu mais ils nP faisaient ainsi que dPs études compa-ratives et nous nous attachons ici aux mesures directes des

rayonnements stellaires.

(2) Il n’est _{cependant pas} impos~i111(’ de tourner cette difficultè.

C’est ce _qu’a fait )1. J Bail!aud (b).

139

pose se

trouve,

par

suite,

parfaitement

bien connu. Le

spectrographe

S est

_constitué,

comme

l’indique

le schéma de la

_figure

1 : les 2

_prismes

de

_301,

sont les 2 moitiés d’un

prisme

de Corllu

_(hauteur

îU mm, lon-veneur de la base 7ii

mm)

(1) :

la

_{disposition figurée}

a

-été

_préférée

à la

_disposition

habituelle

_(deux

_prismes

,-contigus

par la

grande

face de

l’angle droit)

pour des raisons de luminosité : la section du faisceau

_qui

con-court à la formation du

_spectre

est

_ainsi,

environ 1,4

lois

_{plus grande}

_qu’avec

la

_{disposition classique.}

L’objectif

0 est une lentille

_simple,

en

_quartz,

de

60 cm

de distance fo-cale moyenne et de 90 mm de

_diamètre,

satisfaisant à la

con-ditiondes sinus. Grâce à une inclinaison de

la lentille autour de

sondiamètreparallèle

à l’arète du

prisme,

qui

lui fait faire un

angle

d’environ 8°

avec la

_position

nor-male au faisceau

moyen, les diverses

images

monochroma-tiques

ponctuelles

de ~ 1

_{étoile, qui,}

_pour une

position

normale de

0,

composeraient

le

spectre,

sont

rempla-cées _{chacune par} un

système

de 2 focales : Flâ. L

les diverses focales

tangentielles,

ali-zonées

côte à

_côte,

constituent un

_spectre

parfaitement

net,

de 1 mm de _{hauteur moyenne, que l’on recueille}

sur la

_plaque

_{photographique}

_(2).

Le faisceau

incident,

dont la section est déterminée par les

prismes,

s’inscrit dans la lentille sans subir de

_{diaphragmation}

appré-ciable : cette section est

_{rectangulaire.}

Il en résulte que

éclairement est uniforme le

_long

d’une focale

_(3),

fait très

_important

_{pour l’étude}

_{microphotométrique qu’il}

faut faire des

_spectres.

La

_longueur

d’un

spectre

entre 4 861 et 3 000 A est de 30 mm. On

_peut

obtenir de bons

_spectres

d’étoiles B

jusqu’à

la

_magnitude

3 avec _{des poses} ne

_dépassant

pas 10 minutes sur

_plaqùe

Guilleminot

_Fulgur.

Le

_réglage

du

_{spectrographe}

_{n’est valable que}

(1) Nous remercions vivement M. P. Lambert _qui a bien voulu

nous _prêter ces prismes.

~1) La hauteur de ce _spectres varie avec la longueur d’onde : ’elle va en décroissant vers l’ultraviolet par suite d’une diminu-tion de _{l’astigmatisme.} C’est là une circonstance favorable : la faible _dispersion dans le bleu est compensée par un _{plus grand}

étalement en hauteur, et la grande dispersion dans l’ultraviolet

par un _plus faible étalement en hauteur. De la sorte, les noir-crissements se trou vent plus régulièrement répartis d’un bout à

Vautre du spectre.

(3) Sauf sur l’extrême bord du spectre.

lorsque

l’étoile étudié0 se trouve dans une direction

déterminée,

définie par la lunette L

_(distance

focale de

l’objectif :

1,50

m)

rigidement

liée au

_{spectrographe.}

L’ensemble

_{lunette-spectrographe}

est fixé sur un

_petit

équatorial.

Source de

comparaison. -

Pour

_pouvoir

obtenir

avec le même

_{système optique,}

le

spectre

de l’étoile et

celui de la source terrestre choisie comme étalon de

répartition énergétique,

nous réalisions une étoile artificielle en

_plaçant

la source à une distance

suffi-sante,

600 m, pour que le

spectrographe réglé

pour

l’infini,

puisse

en donner un

_spectre

net

(1).

Le

_principal

inconvénient de cette méthode est

qu’elle exige

une

_atmosphère

bien constante

_pendant

la durée de

_prise

des

_spectres.

La correction à intro-duire pour tenir

compte

de

_{l’absorption}

_apparente

_par diffusion que subit la lumière avant d’atteindre le

spectrographe,

est très

_petite,

la différence des densités

optiques

de 600 m d’air pur à la

_pression

atmosphé-rique normale,

pour les radiations 4 500 et 3 100

n’atteignant

pas

0,025

dans le domaine

spectral

étudié. Pour l’étude de la

_{région spectrale}

4500-3000 À nous avons

_adopté

comme source le tube à

_hydrogène

de

Chalonge

et

_Lambrey

_(2).

Les

_propriétés

du

_spectre

continu donné par ce tube ont été

_longuement

étudiées dans des travaux antérieurs

_{(8) :}

il a les

_avantages

d’avoir une

_{répartition énergétique}

_presque

indépen-dante du courant d’excitation et d’être très riche en

ultraviolet. La courbe

_d’énergie

a

déjà

obtenue

₍₈

et

_9),

mais nous l’avons déterminée une fois de

_plus,

dans

des conditions aussi _{voisines que}

_possible

de celles de

l’emploi ;

le

_tube,

alimenté _{par le mème}

courant,

9

_{milliampères}

sous 1 000

_volts,

_{que pour les études}

stellaires,

était

_disposé

derrière un

_petit

trou

_placé

à 50 mètres du

_{spectrographe qui}

vient d’être décrit

_(ce

dernier étant mis au

_point

_{pour cette}

_distance).

Son

spectre

était

_comparé

_par

_photométrie

photogra-phique

(1)

à celui d’une

_lampe

étalon de

_Iiipp

et Zonen à ruban de

tungstène

7" === 2 700°

_K)

sous

_enveloppe

de

quartz :

on substituait cette

_lampe

au tube derrière le

trou. La

_{figure 2}

donne la courbe

_d’énergie

du

_spectre

de

_{l’hydrogène}

ainsi obtenue dans l’intervalle

_spectral

qui

nous intéresse ; elle diffère très peu de celle

qui

avait été trouée antérieurement par

Chalonge

et

_Ny

Tsi-Zé

_{(9) 1’).}

Pour bien montrer

_l’avantage

de ce

spectre

sur celui des _{corps noirs}

_{réalisables,}

on a

représenté

sur la même

_figure

les courbes

d’énergie

de

corps noirs à 2 7U0°

(lampe

de

_Iiipp

et Zonen

_qui

a

servi à la

_comparaison)

et à 3 800°

_(caractère

_positif

de l’arc au

_charbon)

et _{celles de corps noirs à 7} 000",

140000 et 95 OOU’ dont se

_rapprochen

t

_beaucoup

les (1) On fait au be;oin une _légère correction de mise au _point. (2 ) ModèLe Dunoyer, construit par la (Voir 7 et _8.)

j3) Voir plus loin la méthode employée (p. 140).

rayonnements

stellaires

_(~).

On

_peut

voir ainsi la

grande

supériorité

de

_{l’hydrogène}

dans l’ultraviolet.

Fig. 2. - Pour des raisons de commodité, on a _porté en ordon-nées les _log des intensités et on a amené toutes les courbes à

passer par un même _point.

L’inconvénient du tube à

_hydrogène

_{est que} son

rayonnement

devient très faible au-dessus de

4500 À ;

de

_plus

les raies du

_spectre

de la molécule

_{d’hydrogène}

le recouvrent en

_grand

nombre dans cette

_région.

Mais dans ce domaine

_spectral

de

_{plus grande longueur}

d’onde les sources incandescentes

_peuvent

constituer de bonnes sources de référence. Aussi nous

proposons-nous, pour des études futures d’utiliser simultanément

comme étalons le tube à

hydrogène

et la

_lampe

à

incandescence constituant deux étoiles artificielles voisines : il sera ainsi

_possible

d’étudier simultané-ment tout le domaine

_{photographique.}

Courbes de

_{gradation. -}

Nous avons utilisé la

mé-thode très correcte de

_{photométrie photographique}

à

temps

de _pose constant : le

_temps

_{de. pose était le} même _pour tous les

_spectres

_pris

sur une même

_plaque.

Les courbes de

_gradation

étaient déduites d’une série de

_spectres

de l’étoile artificielle dont la

_magnitude

était

_{progressivement}

modifiée. Pour cela l’extrémité

du

_capillaire

_(diamètre

6

_mm)

du tube à

_hydrogène

était

_placée

au

_foyer

d’une lentille de

_quartz

de 25 cm

de distance focale moyenne et de 30 mm de diamètre : le diamètrE de la zone

_éclairée,

à 600 m de

_distance,

était d’environ 15 mètres et il était facile d’orienter (i) En réalité le tube à _hydrogène étant étalonné au moyen d’une _lampe à incandescence, c’est bien cette lampe que l’on compare indirectemen t aux étoiles, mais, alors qu’une seule pose permet d’obtenir un bon _spectre de l’hydrogène utilisable due 4 500 à 3 000 -1 pour les comparaisons steilaires, il faudrait

toute une série de spectres de la lampe à incandescence, diver-sement affaiblis dont les uns seraient très _{sous-exposés} dans un

certain domaine, les autres très _surexposés dans un autre. De plus la surveillance du tube est bien plus facile que celle de la lampe à incandescence : une petite variation de la tension

d’ali-mentation, modifie _beaucoup le _spectre de la _lampe et très peu celui du tube.

l’axe de ce faisceau exactement sur le

_{spectrographe.}

L’éclairement de la

_première

face du

_prisme

était alors

exactement le _{même que si la lentille condensatrice} avait eu une brillance constante

_égale

à la brillance moyenne du

capillaire.

En

_plaçant

tout contre la len-tille condensatrice des

_diaphragmes

circulaires de

sur-face variant en

_progression

_{géométrique}

_(diamètre

variant de

1,65

mm à 9,5

_mm)

on faisait varier suivant la même loi l’éclairement du

_prisme

du

_{spectrographe}

et l’intensité du

_spectre

_{photographié.}

On

_prenait

ainsi 6

_spectres

de

_gradation

_(rapport

des éclairements extrêmes :

32).

Ces

_spectres

ont un noircissement très

_régulier

et presque uniforme dans toute leur

longueur.

Leur den-sité est _{mesurée pour}

_chaque

radiation sur leurs

enre-gistrements

au

_{microphotomètre.}

La

_figure

3

_représente

les courbes de

_gradation

_{que l’on}

_peut

en _{déduire pour}

diverses

_longueurs

d’onde

_comprises

entre 4 500 et

3 000 Â. Les

_{points expérimentaux}

se

_placent

très bien

sur les courbes ce

_qui

est une _preuve en faveur de la

précision

de la méthode. Ces courbes varient

_beaucoup

avec la

_longueur

d’onde et l’on voit

_qu’il

est absolu-ment nécessaire d’en tracer le réseau aussi

_complet

que

possible

(1).

Fig. 3. - Pour tracer

ces courbes de gradation on a _porté en

abscisses les log des intensités, en prenant pour unité d’inten-sité pour chaque radiation, l’intensité qu’elle a _lorsque le diaphragme a l’ouverture maximum. En _ordonnées, au lieu de porter les densités _{photographiques} d, on a _porté Je _log des. déviations y du spot du microphotomètre : ceci est parfaite-ment _{justifié puisque} cl -- Cte - log y.

~

Le _{fait que les courbes de}

_gradation

sont faites à.

partir

d’une source intermittente

_(tube

à

_hydrogène

excité en courant

_alternatif)

et

_qu’elles

sont utilisées pour étudier des sources constantes dans le

temps-(étoiles)

n’a pas

d’importance : Chalonge

et

_Ny

Tsi Zé

ont _{montré que le}

_rayonnement

du tube était

assimi-lable,

au

_point

de vue de son action sur la

_{plaque, à}

celui que donnerait le tube excité par un certain courant continu

_(18).

(~) Le réseau que nous _{utilisons pour} nos déterminations est

141 4. Observations et réduction des clichés.

-Mesures des coefficients

_{d’absorption}

de

l’atmos-phère.

- Il est

indiqué

de réduire le

_plus

_possible

l’importance

des corrections

_{d’absorption}

en faisant

les observations dans une station élevée.

_C’est

pour-quoi

ce travail a été

_accompli

à la Station

_Scientifique

du

_{Jungfraujoch (alt.}

3 457 m,

pression

moyenne 505

_mm)

_(1).

Les coefficients

_{d’absorption}

étaient déterminés à

partir

de

_spectres

de

_{Véga pris}

à des distances zéni-thales croissantes, tous avec le même

_temps

de pose,

5 minutes. Pendant

_chaque

nuit d’observation un

cliché était réservé à ces

_{spectres ;}

ils étaient

_pris

à des heures telles que la masse d’air traversée

_{(séc ~)}

0, croissait d’environ

0,2

de l’un à

l’autre,

ses

valeurs

extrêmes étant

_1,01

_(passage

au

_{méridien, 1}

8’>

_env.)

et

2,55

(Aube ~

= û’ΰ

environ).

Après développement (2)

et

_{enregistrement}

au

micro-photomètre

de tous les

_spectres

_(spectres

de

_Véga

et o,

spectres

de

_gradation)

on calculait le

_{rapport il}

de

l’in-tensité de

_chaque

radiation ), du

_spectre

de

_Véga

à celle de la radiation

_{correspondante}

de l’étoile artifi-cielle. Les courbes

_donnant,

_pour

_chaque

1, ,

la

_{varia- 0}

tion de

_{log 1,}

en fonction de la masse d’air ont été

trou-vées

_{rectilignes pendant}

les trois nuits d’observation

(16-17, 17-18,

18-19 août

_~.93~).

Les

_pentes

de ces droites

_{représentent}

la densité

optiques

de

_{l’atmosphère}

au

_{Jungfraujoch,}

_{pour les}

diverses radiations. A

_partir

des valeurs des densités

correspondant à

deux

_longueurs

d’onde

_inégalement

absorbées par l’ozone

(par exemple

3 268 et 3130

_A)

il cst facile de

_calculer,

comme il a été

_indiqué

dans un

autre travail

_{(1~), l’épaisseur}

.x d’ozone. Connaissant x

et les coefficients

_{d’absorption}

de

l’ozone,

on

_peut

calculer la densité

_optique

de l’ozone et la retrancher des densités

_optiques

déterminées

_(1).

On obtient ainsi pour

chaque

longueur

d’onde la valeur de la densité

optique

a~ résultant des

_pertes

de lumière _par diffusion

et _par

_absorption

_{par les}

_poussières,

cristaux de

neige,

etc.

La

_{figure 4}

_représente,

_{pour la nuit du 16} au

17

août,

la variation de d en fonction de 101a ~,-~

{où

~, est en

_{À) :}

les

_{points expérimentaux}

s’alignent

bien au

_voisinage

d’une droite. Pour les deux autres

nuits il en est de mêmp. Les trois droites ont le même coefficient

_angulaire,

mais leurs ordonnées à

,l’origine

a diffèrent

_{légèrement.}

La valeur du coeffi-cient

_angulaire

est

_0,300

_{pour la}

_pression

505 mm.

(1) L’équatorial était installé sur la terrasse supérieure du

bâtiment. Pour l’obtention des _spectres de graqation nous opé-rions dans le tunnel du Jungfraubahn qui présente une longue partie rectiligne entre Eismeer et les Môneli-SLollen Les rails

constituaient des bancs d’oplique très précieux pour l’orienta-tion du _{spectrographe} et du tube à _hydrogène.

Nous remercions très vivement àI. Liechti directeur de Jung-fraubahn, qui nous a donné toutes les facilités pour le transport

et l’installation de nos appareils.

(2) Les plaques étaient toujours développées un _jour au moins après la _prise du dernier _spectre. Le développement était fait à

18o C environ, pendant 5 minutes, dans un révélateur à grand

contraste _(il).

(v) Dans un _prochain article nous reviendrons sur les détails de ce calcul et sur _quelques difficultés _qu’il soulève.

Elle serait donc

_O,44~

sous la

_pression

normale,

valeur voisine des meilleures déterminations

_(1).

8

représente

l’absorption,

indépendante

de

_À,

due aux

poussières,

etc., en

_suspension.

Ses valeurs

succes-cessives ont été 0

_pendant

la nuit du 16 au 17

août,

(atmosphère purifiée

par de nombreuses

précipita-tions au cours d’une

_{période orageuse),}

_0,03

du 17 au

18

_(très

_grand

vent soulevant des cristaux de

_{neige) (1)}

et

_0,025

du 18 au 19.

Fig. 4.

°

Spectres

stellairps. - Pendant

chaque

nuit

d’ob-servation,

les

_spectres

stellaires étaient

photogra-phiés

sur

_{plusieurs plaques,}

_réservées,

les unes aux

poses de 5

minutes,

les autres aux _{poses de 10 minutes.}

Chaque plaque (9

X

_{9 ~) pouvait}

contenir une

dizaine de

_spectres,

en

_plus

des six

_spectres

_de gra-dation. Les étoiles étudiées

_{appartiennent}

toutes aux

premiers

types spectraux,

principalement

aux

_types

A

et B.

L’étude de ces

_spectres

se faisait sur leurs

enregis-trements au

_{microphotomètre (fig. 5).}

Grâce à ces

_{enregistrements,}

il est

_possible

de définir

_plus

exactement le

_spectre

_{continu que l’on}

veut étudier. Les

_spectres

des étoiles des

_premiers

types spectraux ayant,

en

_général,

_{relativement peu}

de

_raies,

le fond continu

_apparaît

en de nombreux

points

et les courbes

_enveloppes

tracées en trait

dis-continu sur les

_{enregistrements, joignent}

ces

_points

et

représentent,

de

façon

très

vraisemblable,

la courbe

qu’aurait

donnée

_{l’enregistreur}

si les raies n’avaient pas existé. Cette méthode

simple

de détermination du fond continu rencontre toutefois deux difficultés.

La

_première

se

_présente

dans la

_région

où les raies de Balmer se serrent et où leurs ailes se

_rejoignent

et

empêchent

de voir le fond continu : du

_point

B à (’) 0,434 en moyenne d’après LANGLEY et ABBOT (1).

(*2) Cette valeur de ~ est une _{valeur moyenne :} 8 a dù varier

3 700 _~ environ. Il n’est

_{plus possible}

alors que de faire une

_{extrapolation}

BC assez incertaine et _peu

utilisable.

La deuxième difficulté tient à

_{l’absorption}

tellu-rique.

Dans les

_{régions spectrales}

où

_{l’absorption}

de

l’atmosphère

terrestre se réduit à

_{l’absorption}

appa-rente _{par diffusion}

_jet

c’est

_pratiquement

le cas dans

une

_grande

étendue

_spectrale

visible et

ultraviolette,

ici entre A et

_E),

cette

_absorption

étant une fonction continue et

_{régulièrement}

décroissante de la

_longueur

d’onde,

le tracé de courbes continues telles que ABC

et DE est

_parfaitement

_justifié.

Mais à cette

absorp-tion par diffusion se

_superposent

des

_absorptions

très sélectives dues à

_{l’oxygène,}

à _{la vapeur d’eau et}

sur-tout à l’ozone. Dans le domaine

_spectral

étudié,

seule est à considérer

_{l’absorption}

_{par l’ozone : cette}

absorp-tion est formée de bandes très accusées et rendrait.

absurde le

_prolongement

vers les courtes

_longueurs

d’onde de la courbe

_ponctuée

_{DE par} une courbe

con-tinue

_tangente

aux maxima de la courbe

_{enregistrée.}

Pour la

_prolonger

de

façon

correcte,

nous

_procédons.

ainsi : nous commençons par

corriger

le tracé du

microphotomètre

de

_{l’absorption}

due à l’ozone. Il est

très

facile,

connaissant les courbes de

_gradation

de la

plaque,

de déterminer

_quelle

serait la forme de la courbe tracée par le

microphotomètre

si la densité.

optique

de

_{l’atmosphère}

était

diminuée,

pour

chaque À

>

d’une

_{quantité égale}

à la valeur de

_{l’absorption}

_par l’ozone séc. ~. Cette courbe

_passerait

_{par les}

points

portés

sur les

_{enregistrements (petits cercles}

on

_peut

alors aisément

_prolonger

la courbe

_DE,

en EF.

La courbe

_{représentant}

le fond continu

_peut

ainsi se

tracer

_{complètement}

et d’une

_façon

assez sure

_(sauf

en

BC).

On voit

_qu’elle

se _{compose de deux branches}

ABC et DEF. La discontinuité entre C et D est attri-buable

_(pour

toutes les étoiles

_{sauf y}

_Cassiopeiae)

à

.

l’absorption

cootinue

_qui

_{accompagne la série de}

Bal-mer. Le

_spectre

continu d’émission DEF diffère

donc-du fond continu ABC _{par le fait que les radiations}

_qui

le

_composent

ont

_subi,

avant de

_quitter

_l’étoile,

une

absorption supplémentaire.

Le

_spectre

DEF n’est donc certainement pas le

spectre

de la

_{photosphère.}

Ce der-nier

_spectre

n’a de chances

_{d’apparaître}

_qu’en

ABC : il est

_cependant

_possible

_{que même dans} cette

_région

. il soit modifié par une

_absorption

de

_{l’atmosphère}

.

stellaire,

par

exemple, ainsi

que le

suggère Dufay (I3),

par le

spectre’d’absorption (probablement faible)

lié à

.

la série de Paschen.

:

Pour _i

_Cassiopeiae,

c’est t en _{émission que} se

mani-!

feste le

spectre

continu lié à la série

_{de Balmer,}

mais : des _remarques tout à fait

_analogues

aux

_{précédentes.}

:

s’appliquent

à ce cas : le

_spectre

de la

_photosphère

apparaît

sans doute en

ABC,

mais en DEF l’émission

continue de

_{l’hydrogène}

lui est

_superposée.

L’abscisse de la discontinuité entre les deux

_paliers

est,

dans tous les cas, voisine de 3 700 A, mais elle-varie un _peu

_(’).

Les

_opérations

successives à effectuer maintenant pour arriver aux courbes

_{d’énergie correspondant}

aux tracés ABCDEF sont t très

_simples.

Elles consis-tent à :

9.

_Déterminer,

_gràce

aux courbes de

_gradation,

le

rapport 1,

de l’intensité de

_chaque

radiation du

_spectre

continu défini par la courbe

enveloppe ABCDEF,

à

l’intensité

correspondante

de l’étoile

_{artificielle;}

2.

_Corriger

ce

_rapport

de

_{l’absorption}

_apparente

par diffusion déterminée

précédemment,

de

façon

à obtenir la valeur

io,, de i;,

en dehors de

_{l’atmosphère}

terrestre ;

3.

_Multiplier

_{par l’intensité de l’étoile artificielle}

d’hydrogène

pour la même

longueur

d’onde

_(d’après

la courbe de la

_figure

_2).

On obtient ainsi les valeurs des intensités I des diverses radiations des fonds continus stellaires défi-nis

_{précédemment.}

Les courbes

_d’énergie

ainsi déter-minées sont

_{représentées}

sur la

_figure

6 : en

ordon-nées sont

_portés

les

_log

_(décimaux)

des

intensités,

dans une même

échelle,

de sorte

_qu’il

est

_possible

de comparer entre elles les intensités des radiations des diverses étoiles étudiées.

Précision des déterminations. - La

_plupart

des courbes

_{précédentes représentent}

_{la moyenne de} deux déterminations faites à

_partir

de deux

spectres

obtenus

_pendant

des nuits différentes sur des clichés différents. Les courbes

_log

I =

f (~,)

correspondant

à

une même étoile et

_provenant

de l’étude de

_spectres

différents sont

_toujours

très sensiblement

_{parallèles :}

il en _{résulte que la forme de la courbe de distribution}

de

_l’énergie

1 en fonrtion de la

_longueur

d’onde est bien

_{déterminée,}

_{mais que} ses ordonnées ne sont

con-nues

_qu’à

un facteur constant K

_près.

Ce facteur est d’ailleurs très voisin de 1 en

_{général :}

-. en effet

_log

K

représente

la translation

_qu’il

faut

_imprimer

à chacune des deux courbes

_{f (1,),}

relatives à une

_étoile,

pour les amener à coïncider avec la courbe moyenne

représentée figure

6 ;

or, si les deux

spectres comparés

ont été

_{pris pendant}

la

_première

et la troisième

_nuit,

log

Kest en

_général

de l’ordre de

O,O l ;

pour

quelques

étoiles

seulement,

dont l’un des

_spectres

a été obtenu dans la seconde nuit

_{(vent violent) log}

K est

_{plus grand}

et

_peut

atteindre 0.05

_{(1 ).}

Dans le tableau sont

_indiqués,

en face des noms des

étoiles étudiées

_(1re

_colonne),

dans la

_quatrième

co-lonne,

les nuits d’observation

et,

dans la

_cinquième

colonne,

la valeur de

_log

lC.

Les valeurs de

_log

7C ne définissent que la

_précision

avec

_laquelle

ont été faites les

_comparaisons

entre la courbe

_d’énergie

de

_chaque

étoile et celle de

l’hydro-gène.

Pour caractériser la

_précision

des courbes

d’énergie

stellaires il faudrait surtout tenir

_compte

de

l’incertitude existant sur celle du tube à

_hydrogène

et _{par suite} sur celle de la

_lampe

à ruban de

_tunsgtène

qui

a servi d’étalon fondamental: des études

nom-(1) Cela montre _{que pendant} cette nuit les coefficients d’absorp-tion de l’atmosphère ont fluctué autour de la _{valeur moyenne} déterminée _(a a _varié).

breuses sont _{nécessaires pour fournir} ce

renseigne-ment. Elles ne _{sont pas} encore terminées

_(1).

5.

_{Interprétation}

des résultats. - Les résultats bruts

_{précédents peuvent}

être _{caractérisés par divers} facteurs. Le

_premier

est la

_température

de couleur de l’étoile : il est _{déterminé par le}

_{premier palier}

(3700-4500

_À)

de la courbe

_{d’énergie.}

Les autres définissent

l’absorption

continue de

_{l’atmosphère d’hydrogène.}

Températures

de couleur. - Sans

faire

d’hypo-thèse sur

_l’origine

du

_rayonnement

continu

_qui

se voit

entre les raies de

_Balmer,

on

_peut

_{essayer de le}

carac-tériser par la

température

du corps noir dont la courbe

_d’énergie

est la

_plus

voisine de la sienne pro-pre : c’est la «

température

de couleur » T de

_l’étoile,

L’étroitesse du domaine

_spectral

_{utilisable pour la} détermination des «

_{températures}

de couleur o, 3700-£à00 À, ne nous a _pas

_permis

de rechercher si certains

rayonnements

stellaires

_pouvaient

être assimilés

rigoureusement

avec ceux _{de corps noirs. Nous} nous sommes bornés à déterminer une valeur de T

carac-térisant ce

_domaine,

en

_comparant

le

_{premier palier}

(4500-3700 Â)

de chacune des courbes des

_{figures 6,}

avec

le réseau R des courbes donnant la variation du

_log.

de l’intensité du

_rayonnement

_{du corps noir} en fonction

de î, pour toutes les

températures

comprises

entre

5000° et 4000°,

de 1000 en 10O0’’ : au dessus de 1000003BF"

ces courbes sont très sensiblement

_rectilignes

dans la

région

spectrale

considérée. Pour la

_plupart

des

étoiles,

le

_palier

de la courbe

_{expérimentale}

est

recti-ligne

et a _{pu être amené à coïnoicler exactement} avec

une des courbes du réseau.

Les

_{températures}

déterminées sont

_portées

dans la sixième colonne du tableau I.

Une

_petite

erreur sur la

_pente

_{moyenne de la courbe}

expérimentale (fig. 6) qui

se traduirait par une erreur

de 25U° sur T à

_{â 000°,}

en entraînerait une de 3000° à

20000° et de 8000° à 30000°. La forme des courbes du réseau R varie en effet

_beaucoup

moins vite vers

3000U°

_qu’aux

basses

_{températures (voir}

_fig.

2) :

un

changement

de

_plusieurs

milliers de

_degrés

vers 300( 10°

modifie très peu la distribution de

l’énergie

dans le

spectre

d’un corps noir entre 3700 et 4 50U À.

Absorption

continue de

_{l’hydrogène. -}

Si l’on admet que la

photosphère

des étoiles étudiées rayonne effectivement comme le corps noir à

_{température T,}

on

_peut

_prolonger

sur les

_{graphiques (fig.}

6) donnant les courbes

_d’énergie

la courbe

_{représentant}

_le

rayon-nement

_{photosphérique,}

au-dessous de 3 74JO l

_(courbe

ponctuée),

L’écart entre cette courbe et la courbe

expérimentale

représente

la densité

_optique

D de (1) Une _première étude grossière de 4 étoiles avait été faite à Arosa par une méthode _analogue, mais avec un matériel

entiè-rement

diftérent _(12).

_{Les courbes}

de distribution de l’énergie en

avaient été données. précises seulement dans l’ultraviolet : .pour les deux étoiles communes aux deux étudies, Véga et y

Cassio-peiae, le second travail donne dan; l’ultraviolet des courbes

log 1 = F _{(~,) parallèles} à celles trouvées dans le _{premier (le}

régime des tubes à _hydrogène employés dans les deux cas

145

l’atmosphère

stellaire pour les diverses

longueurs

d’onde. On _{voit que cette densité}

_optique

_est,

dans la

plupart

des cas, une fonction

_linéaire,

ou _{à peu}

_près

linéaire,

de )~ : D =

Do

+ p (3

700 -

X)

où

_Do

repré-sente la valeur de D

_{pour la}

_longueur

d’onde

_{3 i001 (~).}

D

_peut

donc être _{caractérisée par les 2}

_{paramètres Do}

et p :

leurs valeurs sont données dans les colonnes 1 et 8

du tableau.

Do

représente

la discontinuité de la courbe

d’énergie.

C’est le

_plus

sûr des deux

_{paramètres :}

en

effet p dépend

de

_{la façon}

dont

_{l’extrapolation}

est faite. Au

_contraire,

Do

est non seulement

_indépendant

de

cette

_{extrapolation,}

mais même des erreurs

_qui

pour-raient être commises sur la valeur de

_{l’absorption}

atmosphérique.

TABLEAU.

Pour _y

_Cassiopeiae,

_{Do n’a}

_plus

la même

_{signification}

que pour les autres

étoiles,

puisqu’il

n’y

a

_plus

absorp-tion par

l’hydrogène,

mais émission. Il doit être considéré

_simplement

comme la différence des

ordon-nées de deux courbes : le

_signe

- lui _a été affecté

pour montrer que cette différence _{n’a pas le même}

signe

que pour les autres étoiles.

Comparaison

des résultats

_précédents

avec ceux

de Yü et de

_{Karpov. -}

Des études

_analogues

aux

pré-cédentes ont été faites à l’observatoire Lick par

Ching-Sung

Yü

₍₁₄₎

et

_Karpov

_(15).

Mais il nous _{semble que} nos résultats sont

_{beaucoup plus}

_précis

que ceux de ces auteurs. Les

_critiques

suivantes

_peuvent

être faites

aux méthodes

_employées

_par eux.

1. Leurs courbes de

_gradation

étaient insuffisantes : Yü n’utilisait

_qu’une

_{seule courbe pour} tout le domaine

spectral

étudié :

_{(5000-3400 Ã).}

L’examen des courbes de la

_figure

3 montre

_qu’il

devait en résulter de

gros-ses erreurs. La méthode de

_Karpov

était meilleure : il

déterminait en effet

_plusieurs

courbes dans la

_région

(1) Bien _{que la} discontinuité entre les deux paliers des courbes

d’énergie (fig. 6) ne se _{produise pas toujours pour la longueur}

d’onde 3 700 À, nous avons _appelé, dans tous les cas, Du la dif-férence d’ordonnées correspondant à la _longueur d’onde 3 700 1.

visible mais une seule dans

l’ultraviolet,

aussi la

pré-cision de ses déterminations dans ce domaine

devait-elle rester assez faible.

De

_plus,

les

_spectres

stellaires,

qu’ils

élargissaient

par

traînage

étaient obtenus en un

_temps

différant

beaucoup

de _{la pose}

_employée

_{pour les}

_gradations.

2. Le tracé des courbes

qui

correspondent,

pour Yü,

à nos courbes

_{enveloppés (.~}

B C D E sur les

enregis-trements),

nous semble

_{critiquable :}

il

admet,

en

_effet,

que

l’absorption

continue de

l’hydrogène

commence

avant les dernières raies de la série de Balmer

_(dans

la

_région

où se trouvent ces

raies)

et croit lentement

jusqu’à

la dernière

_(alors

_{que cette apparence} est due à

_{l’empiètement}

des ailes de ces

_{raies) :}

aussi le tracé

de sa courbe de fond continu diffère-t-il du nôtre. Il

admet,

de

_plus,

_que

_{l’absorption}

continue de

l’hydro-gène

dans le

_spectre

de l’étoile choisie comme étalon

de

_{répartition énergique . ( Ophiuchi,}

est

_nulle,

et cela doit fausser sensiblement le tracé de sa courbe

d’éner-gie.

Il est donc à

_prévoir

_{que, pour} ces deux

raisons,

les valeurs _{de D trouvées par Yü doivent ètre}

_trop

faibles : il en est en _{effet ainsi pour les 5 étoiles} com-munes à nos deux études.

classification actuelle des étoiles est fondée sur

l’as-pect

des raies visibles dans leur

_spectre.

_{L’absorption}

continue de

_{l’hydrogène}

dans les

_spectres

stellaires

présentant

certainement une corrélation avec les

raies,

on

_pouvait

_prévoir

une corrélation entre la

_quantité

Do

et le

_type

_spectrals

Cette

corrélation,

_{déjà indiquée}

par Yü et par

Karpov, apparaît

sur le

_graphique

de la

figure

7 : en abscisses sont

_marqués

des

_points

équi-distants

_{représentant}

les _{subdivisions des trois} pre-mières classes

_spectrales

B, A,

F et en ordonnées les

Fig. 7. - Les

points expérimentaux marqués Y sont relatifs à

3 déterminations de Do faites à Arosa _(1:2}, pour 0: Lyrac (AO), aVirginis (B2) et a Leonis (B8).

valeurs de

_Do.

_{Bien que le nombre de}

_points

soit très

insuffisant,

on voit bien

qu’ils

se

_placent

aux environs de la courbe

_{figurée :}

la

_{proportion d’hydrogène}

dans

l’atmo~phère

croît,

dès le

_type

BO

_(et

non _pas

seule-ment, dès B 3, comme le disait

_Yü)

et _{semble passer}

par un maximum vers AO _{pour décroître ensuite}

_~1).

Lorsque

des données

_plus

nombreuses auront

_permis

de

_préciser

le résultat

_précédent

il n’est _pas

impossi-ble que l’on

puisse,

comme l’a

_proposé

_Karpov,

baser

sur ce caractère un mode de classification des étoiles

(1) L’importance de l’absorption continue de _{l’hydrogène} liée à la série de Balmer pour les étoiles de types voisins de AO, rend

vraisemblable l’existence, au moins dans ces étoiles, d’un spectre continu, plus faible, accompagnant la série infrarouge

de Paschen : si l’existence d’un tel _spectre est _prouvée pour une étoile, sa _{températut e} de couleur ne pourra plus être _regardée

comme _{représentant} la _température c1e sa _{photosphère,} mails _Du

gardera la même _{signification.}

de

_{premiers types spectraux.}

Les

_règles

utilisées

jus-qu’ici

pour leur

classification,

sont en effet moins

nettes _{que pour les}

_types

_plus

avancés et aucune

n’utilise le

_spectre

de

_{l’hydrogène}

_malgré

le rôle fonda-mental que cet élément semble

_jouer

dans ces étoiles.

Tü a encore

_signalé

une corrélation entre

_Do,

la

température

et la

_magnitude

absolue

_(’).La

_magnitude

absolue d’une étoile est en effet étroitement liée à sa

densité. Or l’intensité du

_spectre

continu

_{d’absorption}

de

_{l’hydrogène (c’est-à-dire}

la valeur de

_Do)

mesure

plus particulièrement

la

_proportion

d’atomes

d’hydro-gène

ionisés,

_proportion

qui

doit

_dépendre

de 1~ et de la densité. Il nous aurait fallu des données

expérimen-tales

_plus

_{nombreuses pour}

_pouvoir

tenter de vérifier le résultat annoncé par Vïl :

l’imprécision

des données

qu’il

a utilisées rend ce contrôle nécessaire. Si cette

corrélation

_existe,

_{elle pourra fournir pour les étoiles} des

_premiers

_{types spectraux}

une nouvelle méthode

d’estimation des

_magnitudes

absolues,

qui

sont des données d’une

_importance

fondamentale.

Entin notre travail nous a

_permis

de mesurer la

quantité

p :

Karpov

en avait bien vu

_{l’importance}

mais aucune étude n’avait été

_{poussée jusqu’ici}

suffi-samment loin dans _{FultraTiolet pour}

_permettre

sa

détermination. Cette donnée pourra

fournir,

elle aussi.

de très utiles

_{renseignements}

sur la constitution des

atmosphères

stellaires. On

_peut

_simplement

dire

jus-qu’ici qu’il

semble exister une corrélation assez étroite

entre p

et

_Do,

en _{moyenne 1)} croît avec

_Do.

Ces

_quelques

indications montrent, toute

l’impor-tance que

présentent

des études telles que celles

qu’amorce

le

_{présent travail,}

_{pour la connaissance des}

atmosphères

stellaires

_(1).

Nous voulons en terminant, remercier très vivement

Esclangon,

Fabry

et Ni. Bosler pour l’aide

qu’ils

nous ont _{donnée pour}

_entreprendre

ces recherches.

Nous

_exprimons

_également

toute notre reconnaissance

au D, W. R. Hess et à lI. Maurain

_qui

nous ont fourni l’autorisation et les moyens de travailler à la Station

Scientifique

du

_{Jungfraujoch.}

Les

_dépenses

ont été couvertes

_grâce

à une subvention Arconati-Visconti.

(1) (~~Jj s’occupe actuellement de cette question.

(2) Les calculs et la rédaction de ce travail ont rté effectués au

cours d’une mission en Laponie. L’insulfisance de dücu-ments nous a _empêché de faire toutes les comparaisons que nous

aurions désirés entre nos iésultats et ceux obtenus anté, ieu-rement par d’autres auteur.

Manuscrit reçu le 20 février 19115.

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