HAL Id: jpa-00241125
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Submitted on 1 Jan 1906
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The Astrophysical Journal; T. XXI ; 1905
J. Baillaud
To cite this version:
J. Baillaud. The Astrophysical Journal; T. XXI ; 1905. J. Phys. Theor. Appl., 1906, 5 (1), pp.438-448.
�10.1051/jphystap:019060050043801�. �jpa-00241125�
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nombreuses observations antérieures. Pour certains aciers au nickel.
l’irréversibilité des courbes de l’aimantation en fonction de la tem-
pérature conduit à ce résultat curieux qu il est possible de donner à
un échantillon une valeur d’aimantation quelconque à la tempéra-
ture ordinaire, à la condition de lui faire parcourir un cycle conve-
nablement choisi.
Il existe donc pour ces aciers, non pas seulement deux états
d’équilibre stable, mais une infinité. C. TISSOT.
-THE ASTROPHYSICAL JOURNAL;
T. XXI ; 1905.
Ai.tHLh ~CHUSTER. 2013 Radiation through a foggy atmosphere (Le rayonnement à travers une atmosphère brumeuse). - P. 1-22.
Dans l’étude de la transmission de la lumière à travers une masse
de gaz, on ne considère d’habitude que les effets d’absorption et
d’émission et l’on néglige ceux de diffraction. Cependant, quand la
masse absorbante contient de fines particules en suspension, la dif-
fraction que celles-ci produisent change le caractère de la radia- tion transmise. M. Schuster discute les conditions suivant les-
quelles une masse de gaz rayonnante produit des spectres de raies brillantes ou sombres si l’on tient compte de cette influence.
Les équations de M. Schuster réduites à des cas simples montrent qu’une couclie infiniment épaisse d’un gaz lumineux, à température uniforme, donne toujours un spectre de raies brillantes, et ne peut
pas s’assimiler à un corps noir comme cela serait en l’absence de
-
diffusion,. Voici une démonstration élémentaire de ce fait en contra- diction avec la théorie ordinaire :
Soit deux radiations homogènes ayant des pouvoirs émissifs et
absorbants très différents. Celle pour laquelle ces pouvoirs sont les plus grands ne provient que d’une mince couclie de gaz, le rayon- llt’I11~’Llt des autres couches étant absorbé ; la deuxième proviendra
d’une couche beaucoup plus épaisse. La tliéorie indique d’ailleurs
que, quel que soit son pouvoir émissif, en accroissant son épaisseur,
le gaz donne la même radiation qu’un corps noir à la même tempé-
rature : mais introduisons 1 effet de la diffraction en plus de celui
de l’absorption, La première radiation en sera peu affectée, puis-
Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphystap:019060050043801
439
qu’elle provient d’une couche mince; l’autre, au contraire, provenant
d’une couche épaisse, sera beaucoup plus ad’aiblie par la perte de la lumière di~ractée. La radiation sera donc d’autant plus forte que son
pouvoir émissif sera plus grand, et le gaz donnera un spectre de raies brillantes.
Dans le problème de l’absorption tel qu’on le pose d’ordinaire, on
place un milieu froid de température uniforme devant un milieu
plus chaud, et le changement de température se produit brusque-
ment. Il ne peut en être ainsi dans les corps célestes, aussi 1%1. Schus-
ter étudie-t-il l’émission d’un gaz dont la température varie d’une
façon continue dans sa masse. Cette étude ne peut être faite que dans des cas très simples ; elle montre que l’élément important est
le gradient clu rayonnement, qui dépend non seulement du ~Tadit’llt
de la température, mais aussi de la longueur d’onde. I,e même
accroissement de température produit un gradient de rayonnement,
moins rapide à l’extrémité violette du spectre qu’à l’extrémité rouge.
Cln en conclut qu’avec un faible accroissement de température à
1 intérieur d’un gaz les raies de courtes longueurs d’onde ont beau-
coup moins de tendance à devenir brillantes que les autres.
L’auteur indique, en conclusion, l’importance de ses résultats dans
les problèmes d’astrophysique. Ils donnent l’explication de l’exis- tence des étoiles à raies brillantes et des étoiles présentant à la fois
des raies brillantes et sombres.
L~uns-~. J~:~1-EI.I~. - The revision of Ro«-land’s System of standard wave- ten~ths (La revision du système des 1()1l~lleli/’--’ d"II1IBI’ l’talons de How!and). 2013
P. 23-~34.
Cette note a été écrite, pour la conférence des recherches solaires
tenue à Saint-Louis en l90~~, par le collaborateur de Rowland dans son oeuvre spectroscopique. Il indique pour la première fois
une cause d’erreur assez importante : l’obturateur permettant de
mettre plusieurs spectres sur la même plaque pouvait par sun mouvement déplacer la plaque et introduire ainsi des erreurs par- fois bien supérieures à 0,01 U. A. De plus, si la vis de l’appareil de
mesure était excellente, son microscope laissait à désirer.
Rowland ne s’intéressait pas à la mesure des raies du spectre solaire, ne comprenant pas leur importance a venir pour les rnt,.ar~fl.
des vitesses radiales des étoiles ; il ne cherchait il obtenir qu’ ta précision suffisante pour leur identification avec celles des métaux,
440
et presque aucune des plaques ne portait les données nécessaires pour les corrections provenant du mouvement de la Terre et de la pression atmosphérique. Au début du travail il voulait même utili-
ser les plaques à gros grains du commerce, et ce n’est pas sans
peine que Jewell parvint à lui faire employ er les plaques à grains si
fins qu’il avait faites lui-même pour sa carte du spectre solaire. Les épreuves du spectre solaire sont excellentes, mais celles qui ont
servi à la comparaison des spectres solaires et métalliques sont beaucoup moins bonnes.
L’auteur termine en annoncant que, pour l’étude de la rotation du
Soleil, il avait entrepris une nouvelle détermination plus précise d’étalons, qui est en bonne voie d’exécution.
E. B.BHB.BHD. - The I3rnce photographie telescope (La lunette photographique Bruce). - P. 35-49.
Cet instrument, dû à la générosité de miss C. Bruce, se compose de deux chambres photographiques munies de doublets de I:)etz,,-all de 10 et El pouces d’ouverture et 50 et 31 pouces de foyer. C’est
avec un instrument de ce genre que l’auteur a découvert ces faibles luminosités qui occupent de si vastes étendues de l’espace et dont
son mémoire contient quelques photographies.
P. KEMPF. 2013 The spectroheliograph of the Potsdam Observatory (I,e spectro-héliographe de l’Observatoire de Potsdam). - P..~0-~5.
Dans ce spectrohéliographe, analogue à celui que Hale a employé
au mont Etna, le collimateur et la chambre photograplrique sont parallèles et l’appareil spectroscopique se déplace d’un seul bloc
devant l’image focale fixe et la plaque photographique. La disper-
sion est prodmite par un réseau ; un prisme à réflexion totale et un
miroir plan renvoient le faisceau lumineux dans sa direction.
J.BMES l3AItBES. - On the spectrtiiii of magnésium (Sur le spectre du myr~~~mucu . P. 7.~-aU.
On sait que ce spectre, que l’on retrouve dans beaucoup d’étoiles,
y présente cette particularité que la raie A 4481 y est de beaucoup la plus intense, tandis que dans les sources terrestres elle est relativement faible ou même absente. Scheiner avait cru pouvoir
tirer de ce fait des données sur la température des étoiles, cette
441 raie étant une raie de l’étincelle, mais Ilartmann et d’autres ont montré que l’on pouvait aussi la voir dans l’arc sous certaines con-
ditions électriques, et que l’on ne pouvait ainsi tirer de sa présence
aucune indication sur les températures. lt. J. Barnes arrive à la même conclusion ; en effet, dans l’air à la pression atmospliérique les
raies de l’arc s"affaiblissent quand l’intensité de courant diminue,
tandis que la raie d’étincelle i,~~8s s’accroît en intensité ; *. pour toute intensité de courant les raies de l’arc s’affaiblissent quand la pres- sion décroit, tandis que l’inverse a lieu pour A 4481. Les mêmes
phénomènes arrivent dans l’hydrogène, mais à un moindre degré.
HAHKY-W. MORSE. 2013 Spectra ofweak IUnlinf>scrnl’(>’ Spectres des faibles lumincscences). - P. 83-! "1 ’ t !111-ilj,
Ce travail contient dans sa première partie l’étude spectroscopique
de la fluorescence excitée par des étincelles dans des cristaux de fluorine de Weardale (Angleterre). Tandis que jusqu’ici on avait cru
que les spectres de ces faibles lueurs étaient presque continus, C0I11-
posés de deux ou trois bandes très larges dans le rouge et le bleu,
la fluorescence des écllantillons étudiés contient au contraire d’assez nombreuses raies étroites.
Cette étude a été faite avec un spectrograplie de grand pouvoir lumineux, comprenant un large prisme et pour collimateur et objec-
tif deux-anciens objectifs à portrait de BT oigt1Ünùer de :~ centimètres de diamètre et d’ouverture -. La lumière de l’étincelle éclatant entre
3
des métaux divers, magnésium, fer, cadmium, plol11b. ... , c_’11;c i t con-
densée par un miroir de t 7 centimètres de diamètre et de i~3 cellti- mètres de foyer sur le cristal placé devant la fente du spectroscope
et protégée de toute autre lumière,. Les poses variaient de 2 a 8 lieures suivant le métal employé aux électrodes. Voici comment l’auteur résume les faits observés :
« La fluorescence excitée dans un cristal de spath fluor par la lumière de certaines étincelles métalliques peut montrer dans son spectre beaucoup de raies fines et de bandes étroites. !1 l ;>iiil >1>riil q1111 1(, spectre entier contient un très grand nombre de ces maxima
droits dont une partie est excitée par l’emploi d’un métal particu-
lier comme électrodes, d’autres par celui 1’;iiili>, Il1,’t.IH~.
« Certains de ces maxima semblent communs aux sp~~~~tr,~~ de fluorescence excités par différentes étincelles, mais le peu de pré-
442
cision des mesures empêche une conclusion plus ferme. Certains
autres sont certainement produits par les étincelles d’un seul m~tal.
« Le spectre de fluorescence peut varier d’un cristal à 1 autre.
non seulement par des points peu importants, mais mènie par les raies les plus intenses.
’
« Les métaux ayant un spectre ultra-violet très intense excitent des spectres de tluorescence étendus (1 a fluorescence est produite
par la partie du spectre entre A 3.()00 et ~ 2.vv0), Les raies les plus
fortes dans le spectre de fluorescence se trouvent entre À 5.700 et à 6.400. Le spectre entier s’étend de ~4.000 à î, 7.000 environ, la partie comprise entre ~, 4.000 et A 4.800 étant couverte d’une large bande bleue, celle de ).4.800 à ).5.700 comprenant beaucoup de bandes
étroites et quelques raies fines assez faibles, et la partie de A ~. i 00 à
À 7.000 contenant les raies fines les plus fortes. »
Tous les efforts de l’auteur pour aboutir à une interprétation de
ces phénomènes ont échoué. Les raies mesurées ne semblent pas
appartenir à quelque substance connue, pas même à l’yttrium, qui cependant, d’après Ilumplireys, se retrouve dans presque tous les échantillons de spath fluor. Le changement de la source excitatrice
n’apporte pas de changement notable dans la distribution des raies étroites dans le spectre. Il avait semblé de prime abord qu’il pût
exister une résonance optique entre le spectre de la fluorescence et
celui de la lumière excitatrice, mais on n’a pas trouvé de relations entre les fréquences des raies de la fluorescence à ~ 5.732, )B ~.800,
X 6.056, î, f . ~~0, A 6.195, î, 6.3~0, et les plus fortes de celles du magné-
sium qui l’excite a ), 2.300, À 2.852, À 2 929, A~.937. Une raie forte entre X 5.730 et ), ~. î ~~0 se retrouve dans la fluorescence produite,
dans les cristaux polis, par les Fe, Al, Cd, i~ln, Sn, quoique les spectres ultra-violets de ces métaux soient aussi différents que pos-
sible ; elles pourraient peut-être être causées par certaines raies de l’air communes à tous ces métaux, mais cela semble peu probable,
car l’introduction d’une self n’a pas d’action sur elles.
Ces raies nouvelles peuvent peut-être provenir de quelque impu-
reté du cristal ; les cristaux qui les donnent présentent en effet des
strates colorées.
La seconde partie du travail s’occupe du spectre fourni par la thermoluminescence de deux échantillons de spatli fluor. Le premier,
dit t « clilorophane, d’Amelia Court Ilouse ». présente mne bande con-
tinue dans le vert jaune sur laquelle se superpose un spectre de
443 raies ,ti,,bites-. le deuxième, de BB~e:,tn1oreland, possède plusieurs
baii,l.~, diffuses avec, aussi, par-dessus, un spectre de raies étroite.
L auteur a mesuré dans chacun des deux spectres une vingtaine
de raies dont les trois quarts paraissent communes aux deux
corps. Il n’y a donc guère de doute que ces spectres ne soient composites, et que les sources de luminescence, quels que soient leurs caractères, ne soient capables de donner deux espèces de
vibrations. L’une doit donner naissance aux spectres de bandes
diffuses, entièrement différents dans les deux cristaux, tandis qu’une
autre commune aux deux corps est capable de donner un spectre de
raies étroites, en tout semblable a ceux qui sont associés en général
avec les gaz incandescents.
E.-BB’BLrF)! MAL~hER. 2013 The solar origin of tcrrcstnal 11¡’1~lli lIt’ ,ii,iii 1>,ii>>.s
(L’origine solaire des perturbations dn magnétisme tte’I -fi,- Il. !0!im.
L’examen des observations magnétiques et solaires faites à Green- wich de 1875 à 1894 conduit l’auteur à cette remarque importante
que les perturbations magnétiques se reproduisent à des intervalles
égaux à la période de rotation solaire. Celles qui ne sont pas conco- mitantes à de larges groupes de taches se produisent au passage au méridien central d’une portion de la surface solaire où se trouvait
un groupe important dans la période précédente ( ~ ). Les diverses
séries de perturbations ne donnent pas toutes exactement la même
période de rotation pour le centre d’activité, mais indiquent un
mouvement diurne de 1 Il 32à 13° 39’, ce qui correspond aux mouve-
meuts trouvés par Carrington pour les taches situées à Fèquateur et
à la latitude de 30°.
Ces coïncidences entraînent la conclusion que 1 origine lu magné-
tisme terrestre réside dans des régions bien définies du Soleil et non
- - - ~ - ~--~ --
’,>ii, 1 W~rl· ~lrinaier un 1I1t’1110i[’,’ jii’>iil>li>iit trup l,’’; :UItt’t1I" r~lll ·,’ ·"Ut
B.1 t 1 U l" ...¡! t,... , q 11t>...1 ion s St)~~111’t’1 l’ t IIl~t~rllr~~tlyllt’~ depu:~ ,ju,>1jii., ,III ¡ 1 t (’ ... l’t"~
EÎ~’IQlt~m~ /’’~ f~ltt’ttt~mt~’ttt’,~ wfrltt’rw E’f rit’, ytn fiW fmlltt~IlS (lit ttitlE/lit’lt~tm~’ !t’~ nt’,5l1’P., par M. L. B 1 U’,’ 1 j , l n tB, m tm’1It’ttlt’Ilt t d 1 ( t’ ( , k III’ d t ’ t’Ohservatcin- d Il l’i, 1 ~1 ~ i ilitli,
>ti,1> 1’11 tl,’ .i.u~ Ir ~ 11~ irr ~i , , Il, / 1~ ,t~fr’rrtta 1/’" ~~ ,r rr, 1888- 1) ,qll"" "l’"
1’I,IIU’t’’’’ ,,1,...t’l’Bal1tlIl’" 1;iit», 1 n!""I’B.ltll1I’t’ .1 ~ t4t~Ilt
anlB t’ .t t1" t tlndu5iuns les plus import:)! i plus sures du uiemuire pré-
cttitnt t f B11" 1 l’’; perturbations magnétiqii, ’duisent par périodes égales à
ceuc~ ~ ! ’ 1 n’t i t i >Ji solaire, et qu’elles ont j~t~~r in nu’ment où passent au Ioéri- dien ’nh t! 1,,, 1 ,>cions d’activité déùnie> fillIl pu ,1 s taches qui ne sont qu’ac- cessoir~.’s, mais par des facules.
444
dans un> cause extérieure à lui qui régirait en même temps, comme
le croit le Père Cortie, ses manifestations d’activité.
-~IIDI)LEI-1.~UFF. - The e ffect of capacity and self induction upon
~~ ~ v e 1>iiitli in the ~p;~rk speetrn111 (L’iniluence de la rapacité et de la self- iiilii tll’Il ,iir lu 1>ii u;iii d’cnde dans le spec tre 1"étincelle , - P. 11ti-lii.
Exner et Hascliecl,- 1 ~, dans le cours de leur étude sur la partie
ultra-violette des spectres métalliques, ont observé plusieurs fois
que les longueurs d’onde des raies des spectres d’étincelle différaient considérablement de celles des raies correspondantes de l’arc. Ils mettaient ce fait sur le compte de la pression produite par l’étin- celle dans l’atmosphère environnante. Cette opinion a été plus ou
moins confirmée et combattue par Hascheck et I~~Zache(2), Mohler :3 ,
Eden et Valenta (1), Kent Ce dernier avait trouvé dans le cas du titane un déplacement produit par le changement de capacité.
M. Middlekatiff a cherché alors s’il se produirait des changements
de raies sous l’influence des plus grandes variationspossiblesde self-
induction et de capacité. Il a employé pour cela un réseau de 1-~ow-- land très puissant, l’appareil même qui avait servi à llumphreys et
Mohler dans leurs recherches sur l’influence de la pression. Ses capacités variaient de 0,0085 à 0,0739 microfarad et ses self de
0,00007 à 0,0012 henr~-. Avec ces moyens, il n’a trouvé aucune varia- tion de longueur d’onde dans les spectres du fer et du titane.
R.-«’. ~4’OOD. - Intcnsity of grating spectra (Intensité des spectres
. des réseaux). - P. 113-l-j6.
Etude expérimentale de la distribution de la lumière entre les différents spectres d’un réseau-type qui ne montrait pas d’action sélective pour les différentes couleurs, mais dont un des spectres du premier ordre était extrêmement brillant. Cette étude ne vaut natu-
rellement que pour le réseau particulier sur lequel elle a été faite.
(1) ~itzuogsGc~nichtf· rlen Imr,..1/,cel. le,- ili Hien. ’1597 et suiv.
(~) Id.. 1898 : - et _l.,l~,~f,lc~~~..l«umr., t. 11, p. :~;~1 ; U~99.
(3) ~l,f,-~~~I, .l-~ur~rr.. t. X. p. -?U~; 1899.
fi) hil 1’1" Il~rrml~rrr~~lr clre ~~mclc~oscopie, t. Il. p, 308.
’
l, l, ./ ~mr r~ , f. XIB-. II 2()l , 1901.
445
A 1?~>XN"I,ER. - Note on additional triplets in the arc spectrum of strontium B"te ,ur de nouveaux triplets 1;in, le spectre 4rarc du strontiunl)- - P. 81.
A - ~ 1 B DER. - Note on nnrroBY triplet- in tht’ ’pcl’lra of -In-1 stron-
t;mn N>te sur des triplets serr’ - d m. les spectres de cakluIll et du strontium)
- Il. 1 ~j~j-f96.
Ces auteurs signalent deux nouveaux triplets dans le spectre du strontium et trois dans celui du calcium qui continuent les séries
indiquées par Kitvser et Runge. Voici les séries complètes suivies
des différences de fréquence.
A):H)rhS(;HL’~TKn.2013Th-";’tt~"jt))~ju..tr~cope )- C,¡,tlqll" dl1 ~[H,(.tr"~(’I’ilB’ - l’, l’I~ ":!II
Les recherches de lord Ilay lcigll sur les prismes et les réseaux
ne permettent de calculer l’efficacité d’un spectroscopt 11111’ pnur des fentes assez étroites. Arthur Schuster. reprenant >t complétant l’ex- posé qu’il avait fait dans l’l:’o~~?~~~n~~~~~~ y~r 7~/ /~//~~ art,..~~»~- t,v~, _ cop~~), étudie le cas des rcnteslal’~e... N’>1.i 1,’’’’’ 1~fiiiili>ii, 1111 il ;~~1~ ~~~t~y
et qu’il est nécessaire d’indiquer pour la compréhension des tableaux
qu’il a calculés.
446
L’i::aa~e seiisible d’une fente de largeur finie s’étend de chaque
côté de son centre jusqu’à une distance 1 telle que l’intensité luiiii-
neuse à la distance ~ est le 0,40528 de celle au centre ~à la distance ainsi définie, pour une fente infiniment mince, l’intensité lumineuse est nulle).
~O~t2’OLI’ résolvant. - La résolution visuelle de deux raies com- mence lorsque leurs centres sont à la distance ~ ; c’est là la distance
adoptée comme critérium de résolution.
7~/’~e. - Si, sur un point du spectre défini par la longueur
d’onde À, empiètent des ondes de longueur ), + dX, À - dî,, P = r~~
s’appelle la pureté du spectre. Les raies sont complètement séparées
c~ ’ 1
à une distance dî, .- ~~, et la résolution visuelle commence a -, La
p p
pureté est l’analogue du pouvoir résolvant R employé pour les fentes étroites. P est proportionnel à R, mais dépend aussi de la largeur de
la fente,
P=pR,
p peut être appelé le facteur de pureté.
On voit que, dans les définitions précédentes, on néglige toutes les images latérales de la fente données par la diffraction. Un premier
tableau indique les pertes de lumière qui en résultent ; un deuxième tableau, la distribution de la lumière dans l’image de la fente pour différentes largeurs de fente.
Le troisième tableau, reproduit ci-dessous, contient les données nécessaires pour établir un spectroscope. L’unité de distance est la
demi-largeur de l’image centrale de diffraction de la fente infiniment mince. La première colonne donne la largeur de la fente exprimée
avec cette unité; on obtient sa largeur en centimètres en multipliant
ses nombres par où ~ est l’angle que sous-tend le collimateur vu de la fente. Mais il vaut mieux rapporter les largeurs de fente à
l’iiiie d’entre elles prise pour largeur normale : celle-ci est telle qu’il existe une différence de marche d’un quart de longueur d’onde
entre les rayons allant d’un bord de la felite aux bords le plus rap-
proché et le plus éloigné de la léntille du collimateur (dans ce cas, d’après lord Rayleigh, les images sont aussi bonnes que si la fente était infiniment étroite . I,a colonne Il contient les largeurs de fente exprimées avec cette unité. La colonne III donne les distances de résulutiou distance égale a 1 par def1I11t1oI1 potir une f¡’rIlt, inHni-
447 ment étroite). La colonne IV donne les facteurs de pureté, réciproques
des distances de résolution ; cette colonne exprime quelles fractions
du plus grand pouvoir résolvant possible conservent les différentes fentes. Les colonnes V et 1"1 donnent les intensités au centre des
images en prenant pour unité celle de la fente normale uu celle d’une fente infiniment large.
La comparaison des colonnes IV et V permet de déterminer dans
chaque cas la largeur de la fente à employer. On voit que la fente normale (facteur = 1) donne un pouvoir résolvant muitnlrt= que le maximum d’environ 1,5 0/°. Acceptant une perte de pun té de
(i i c. ~n peut choisir l’ou;,>;lui, de ieiite c >1 -1>iil>i>r ain,1 la quan- tilé de lumière. On triple la quantité de lumière en coii,>1;iint encore 80 0/0 de pureté, tandis qu’une intensité totale égale il 3,(;7
est accompagnée d’une perte de moitié du pouvoir résolvant.
Relation enttc la pureté du ~spcetre et la la~~!~csun (le la fente.
:1. Cil A ~T. - Son}B’ I1P BB ~3f~tc~rmin~tiun5 of the reflecting l" i wl’r" 41’ ii1 silvercd ~l;l"" IIIIITII¡" nouvelles détern1inati4’[}’" dl’" 1"’1. - tetir, dl’’’ 11111 ’1B1’’’ ~1~~ B 4’1’1’1’ >t tif’ i >i 1> ;lr~"lltt" . - P. il 1 2-,~
Cetteetud,. d,’ll’ rail,’ 1, > . ~1~~‘ ~~xn.~ les ti~inci~lfmtw varlant dp.1 t ,1 >
448
sur des miroirs en verres divers et en verre argenté par devant et par derrière.
Voici le tableau qui la résume :
II.B1BIBY-BB-. :1i0R5E. - Spectra fr~m t1e ’Vehnelt interrupter. Il (Spectres donnés
par l’interrupteur BVehnelt, 21 mémoire) 1.
Voici les conclusions que donne l’auteur à ce nouveau mémoire
sur le sujet qu’il étudie :
Il n’y a pas de type de spectre défini caractérisant cette méthode de production de spectre. Les variations d’intensité entre les raies de l’étincelle et du Wehneit sont tout à fait parallèles aux variations
entre celles de l’étincelle simple et de l’étincelle condensée.
Les raies appartenant aux séries de Kayser et Runge changent
peu par le changement des conditions expérimentales ; mais les
raies n’appartenant pas à des séries montrent, dans bien des cas, de
grandes variations d’intensité et d’apparence.
Il ne semble pas que les raies présentant de grandes variations
d’intensité et d’apparence soient celles qui correspondent aux plus
lautes températures.
Les bandes trouvées dans le ivelinelt se retrouvent soit dans l’arc
produit, dans l’hydrogène, soit dans l’arc à très basses pressions,
soit dans le spectre des tubes de Geissler.
.1.-S. KtBG. 2013 Son1(’ émission spectra of n1ctal~ as given by an f’1rrtri(’ ovcn
(4~tiel~lues spectres d’omission de métaux dcnn(’’s par Bt- 1°«m~ >1>.tii>jii> - P. 236.
Ce mémoire a paru dans les l~ ~i~~czler~ der Physik et a été analysé
dans ce journal (IV, p. 719). J. BAILLAUD.
(1) Astnoplc. Juu~·n., t. XIX, p. ~6~: ~90~ ; - et J. ~l~ Phys., t. IV, p. 219; 1905.
