Photographie du soleil

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Submitted on 1 Jan 1878

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Photographie du soleil

M. Janssen

To cite this version:

M. Janssen. Photographie du soleil. J. Phys. Theor. Appl., 1878, 7 (1), pp.190-194.

�10.1051/jphystap:018780070019001�. �jpa-00237396�

I90

laisse refroidir sans le

diviser,

^son aimantation subit

toujours, pendant

^le

refroidissement,

^une diminution

considérable ;

^{mai s}

quelquefois

^cette aimantation s’affaiblit sans cesser de rester di- recte, ^et

quelquefois

^elle

change

^de

signe après

^être devenue nulle.

Dans le

premier

^{cas un} réchauffement du

système

^ne

produit qu’une

recrudescence

d’aimantation ;

dans le second cas l’aimanta- tion est intervertie par le réchauffement ^et redevient directe à une

certaine

température.

^Les

^choses,

^{comme on le}

^voit,

^se

passent

absolument delà même manière que

lorsqu’on opère

^{sur un bar-}

reau

plein n° 1).

Or,

pour ^un

S)’stè17ze

^{formé d’un tube et de son noyau, on ne}

peut guère

douter que l’interversion ^du

magnétisme

^{ne soit due à l’ai-}

mantation inverse du

tube ;

^il

paraît

^donc

probabl’e

que, pour ^un barreau

plein,

^{la même} interversion est

également

^{due à la}

pré-

sence d’une couche de

magnétisme

inverse résidant dans une cer-

taine

partie

^{du barreau.}

5. Dans le cas d’un

SJÍstèlne

lès modifications que la chaleur fait

éprouver

^{soit au}

magnétisme

direct du noyau, soit ^au

magné-

tisme inverse du

tube, dépendent

^{de la}

température

^à

laquelle

^{a été}

développée l’aimantation ; lorsque

^cette

température

^est

comprise

entre 3ool et

400°,

le réchauffement du

systè7iie

augmente ^le

magnétisme

diiect du noyau ^{en même}

temps qu’il

diminue le ^ma-

gnétisme

inverse du tube. Ces deux modifications tendent l’une

et l’autre à

augmenter

l’aimantation du

système

^{et rendent}

compte

des résultats

indiqués

^{dans le numéro}

précédent.

PHOTOGRAPHIE DU SOLEIL;

PAR M. JANSSEN,

Directeur de l’Observatoire d’Astronomie physique ^{de Meudon.}

Jusqu’ici

^la

Photographie ^solaire,

considérée ^comme moyen de

description

de la surface de

l’astre,

^{est restée} très-inférieure à l’observation

optique

^{dans les}

grands

instruments.

En étudiant les conditions dans

lesquelles

^les

photographies

solaires étaient obtenues

jusqu’ici, j’ai

^{été conduit à} reconnaître que la ^cause

principale qui s’opposait

^{à la}

reproduction,

^{sur ces}

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphystap:018780070019001

OBSERVATOIRE

_{DE MEUDON.}

Surface solaire, ^la octobre I877, 9h36m (diamètres ^du disque om,92).

ÉPREUVE PHOTO GLYPTIQUE,

obtenue sans aucune retouche

I9I

photographies,

des détails de la surface

solaire,

^{tenait à un}

phéno-

mène

qu’on peut

^nommer

I’irradiation photographique (sans rien

^rien

préjuger

^{sur sa}

cause)

^{et en vertu}

duquel

^une

image photogra- phique, quand

^{elle est} formée par ^une lumière

très-vive, prend

sur le cliché des dimensions

plus grandes

que ^ses dimensions r éetles. Ce

phénomène

^est

très-frappant

^{dans toutes les}

photo- graphies d’éclipses

^totales

qui

^{ont été obtenues}

depuis ^I860;

^on

voit les

images

^des

protubérances empiéter

^{sur le}

disque

^lunaire

d’une

quantité qui

^s’élève

quelquefois

^à

10",

20" d’arc et

plus.

On

comprend

que si les détails de la surface

solaire,

les granu- lations par

exemple,

^sont d’un ordre de

grandeur

^{inférieur à la}

valeur de cette

irradiation,

^{il doit être}

impossible

de les obtenir

avec

quelque

^{netteté. Or on} sait que les

granulations

^{ont en}

général

^un diamètre moyen d’environ il’

d’arc,

^et nous venons

de voir l’irradiation

atteindre,

^uême pour la lumière

beaucoup plus

faible des

protubérances,

^{une valeur 2o fois}

plus

^considé-

rable.

Il m’a paru que la solution de cette difficulté était dans

l’agran-

dissement de

l’image,

^{combiné avec une} diminution dans le

temps

de l’action lumineuse ^sur la

plaque

^sensible.

Dans cette

voie ,

^{on rencontre une}

triple

chance de succès.

D’une

part,

l’irradiation diminue

rapidement

^avec

l’augmentation

des diamètres des

images,

^{surtout si le}

temps

de pose diminue ^en même

temps;

^d’autre

part,

les dimensions des détails à

reproduire

augmentant,

^{ces détails doivent s’obtenir}

beaucoup plus

^facile-

ment. Enfin les

imperfections

de la couche sensible prennent moins

d’importance

^relative.

Mais il est surtout une circonstance

qui

devient alors très-fav o- rable à l’obtention

d’images très-précises.

^{J’ai reconnu, en}

^effet,

que, dans les très-courtes poses, le

spectre photographique

^se

réduit à une bande

très-étroite,

c’est-à-dire que les rayons

qui agissent

alors pour former

l’image photographique appartiennent

à un

petit

groupe presque

monochromatique.

^{Si l’on considère}

que le

spectre

^{oculaire est au contraire}

très-étendu,

^{on sera}

conduit à reconnaître que la

Photographie peut donner,

^{dans les}

conditions où nous nous

plaçons,

^des

images beaucoup plus pré-

cises que l’observation oculaire.

Il est vrai que les difficultés d’ordre

photographique augmentent

I92

avec la

grandeur

^des

images,

^{mais ces} difficultés

peuvent

^être

surmontées avec du soin et de la

persévérance.

Aussi, depuis

^le commencement de ces

études,

^en

1874, ai-je

constament tendu vers l’obtention

d’images

solaires de

plus

^en

plus grandes.

^Les diamètres de nos

images

^{ont été}

portés

^successi-

vement à

om, 12, om,I5,

om,20 ^et

Om,30.

En même

temps qu’on augmentait

^les

dimensions,

^on

perfec-

tionnait la constitution de la couche sensible et le mode de déve-

loppement

^du cliché. Sur ^ces derniers

points, je

dirai que les

images

solaires dem anden t des

procédés photographiques

^d’une

très-grande perfection; ^ici,

^les

plus petits

^{défauts sont révélés}

impitoyablement,

^{et, comme} les détails à mettre en évidence sont

d’une délicatesse

extrême,

^il faut que la couche soit d’une finesse

et d’une

pureté irréprochables.

^Le

coton-poudre

^{doit être}

préparé

à une haute

température

pour donner ^une couche d’une

grande

finesse.

Le

développement

^de

l’image

^{doit être}

graduel;

^{commencé au}

fer,

^nous le terminons à l’acide

pyrogallique

additionné de nitrate

d’argent (1).

La mise au

point

^{doit être}

rigoureuse.

Elle varie avec la

saison,

et même ^avec les heures du

jour,

^{à cause de la variation de}

tempé-

rature de

l’objectif

^{et du tube}

qui

^le

porte.

^{Dans notre}

instrument,

l’oculaire est rendu

mobile,

^{et sa}

position

^est

repérée

par ^un cercle finement divisé.

Le

temps

de pose ^est

réglé

par ^un mécanisme où

l’égalité

^des

mouvements est réalisée

rigoureusement,

afin d’obtenir ^un

tcmps

de _pose

égal

^{dans toutes les}

parties

^de

l’image.

La durée de la pose se mesure au

diapason ;

^{elle doit} être extrê- mement courte. En

été,

^{la durée de cette} action pour les

images

de

30c,5

^est

comprise entre §

^et

J 010 0

de seconde par

rapport

^à la lumière directe du

Soleil, qui

^{tomberait sur la couche sen-}

sible sans être ni concentrée ni

dispersée

par ^un milieu réfrin-

gent.

C’est ^une durée d’action extrêmement courte

qui

^{nécessite un}

développement

^{lent et} soutenu ; mais alors

l’image exempte

^d’irra- ( t) J’ai été assisté ^{dans ces} travaux, pour les opérations photographiques, par 1B1. Arentz.

I93 diation sensible

apparaît

^{avec des}

^détails,

^{et montre des}

phéno-

mènes dont nous avons maintenant à nous occuper.

La Planche

ci-jointe

^{est une}

photographie

^d’une

portion

^{de la}

surface solaire.

Cette

photographie

résulte d’un

agrandissement

^au

triple

^d’une

portion

^d’une

épreuve originale

de 305mm de diamètre. Le cliché de cet

agrandissement

^{a servi à faire un}

contre-type qui

^{a ensuite}

été

reproduit

par la

photoglyptie.

, Ce

qui

^est ici d’un haut

intérêt,

c’est que ^la main humaine n’est intervenue en rien pour la

production

^{de cette}

image, qui

est entièrement due à l’action de la lumière.

On a

beaucoup

étudié la surface

photosphérique

^{dans les}

grands

instruments

d’optique.

Cette étude ^a conduit à admettre dans

cette couche solaire la

présence

d"éléments

granulaires

^{sur la forme}

et les dimensions

desquels

^on n’est pas ^encore d’accord . Nos lecteurs

se

rappellent

les discussions

qui

^{sc sont élevées sur} des formes

rappelant

^les

grains

^de

riz,

les feuilles de

saule,

^{etc. Nous ne re-}

prendrons

pas ^cette discussion. La

Photographie

^{esL maintenant}

en état de résoudre la

question. ^Aussi,

dans le travail que ^nous

poursuivons,

^{et dont nous} donnons seulement ici les

pr émisses,

nous attachons-nous surtout à l’étude des

clichés, qui

^{sont désor-}

mais les documents les

plus importants

^{à consulter.}

Nos

photographies

^{montrent la surface solaire couverte d’une}

fine

granulation générale.

^La

^forme,

^les

dimensions,

^les

disposi-

tions de ces éléments

granulaires

^sont très-variées. Les

grandeurs

varient de

quelques

dixièmes de seconde à 3 et

4"

^{Les formes}

rappellent

celles du cercle et de

l’ellipse plus

^{ou moins}

allongée,

mais souvent ces formes

régulières

^{sont altérées.}

Cette

granulation

^{se montre}

partout,

^{et il ne}

paraît

pas ^tout d’abord

qu’elle présente

^une constitution différente vers les

pôles

de l’astre. _{Il y} aura

cependant

^{à revenir sur ce}

point.

Je

signale

^{encore ce fait}

très-important,

^{mis en} évidence d’une manière très-certaine par les

photographies,

^{celui de}

points

^nom-

breux très-obscurs ^se montrant dans les

régions

^à

granulation régulière

^et

qui indiquent

que la couche

photosphérique

^{doit avoir}

une

épaisseur

extrêmement faible.

Aussi la

Photographie

^{solaire est}

placée

dès maintenant dans les conditions où elle

peut

^nous révéler les faits les

plus importants

I94

sur la constitution du Soleil. C’est ^une méthode nouvelle

qui

s’ouvre devant ^nous et dont nous pouvons associer les efforts ^à

ceux de

l’analyse spectrale

^{et de} l’ancienne

Optique,

pour résoudre enfin définitivement les

grands problèmes

que soulève l’astre du

j our.

SUR L’ÉBULLITION DES LIQUIDES

SUPERPOSÉS;

PAR M. D. GERNEZ.

M.

Magnus

^a

annoncé,

^en

1836,

que si l’on fait bouillir ^un

mélange

^{de deux}

liquides qui

n’exercent pas d’action dissolvante l’un ^sur

l’autre,

^la

température

^du

liquide

^{bouillant est}

supérieure

à la

température

normale d’ébullition du

liquide

^le

plus

^{volatil sou-}

mis à la même

pression,

mais que la

température

de la vapeur émise par ^ce

mélange

^est inférieure à cette

température

d’ébullition. Par

exemple,

^un

mélange

^{d’eau et} de sulfure de carbone étant chauié

sous la

pression

^de

752mm,2,

^la

température

^du

liquide

^bouillant

était

470,

celle de la vapeur

43",5,

tandis que la

température

d’ébullition du sulfure de carbone seul ^sous la

pression

^de

752mm,2

est,

d’après

^les

expériences

^{de M.}

Regnault,

^de

450,75.

Ces résultats ont été confirmés ^en

1854

_par ^M.

Regnault, qui

^a

résumé en ces termes les diverses

particularités

^du

phénomène :

« Les

expériences

que

j’ai

^{faites sur} l’ébullition de deux

liquides

insolubles

superposés,

^le

plus

volatil formant la couche

inférieure,

montrent que ^cette ébullition est

toujours très-irrégulière

^et que le

thermomètre,

^même

lorsqu’il

^{se trouve} seulement dans la vapeur

éprouve

^de

grandes

variations suivant la manière dont la chaleur

est

appliquée

^au fond de la chaudière et suivant

l’énergie plus

^ou

moins

grande

^de l’ébullition. Ce n’est que ^sous certaines

pressions,

et

quand

l’ébullition est

très-modérée,

_{que l’on} ^trouve que le ther- nomètre

plongé

dans la vapeur

indique

^une

température qui

^s’é-

loigne

peu de celle ^à

laquelle

^{la somme} des forces

élastiques

^des

deux vapeurs isolées ^est

égale

^{à la}

pression

^de

l’atmosphère qui s’oppose

^à l’ébullition »

(1).

Plus

tard,

lfl. Is. Pierre est arrivé à des conclusions analo-

(i) Relation des expériences ^sur les machines à feu, ^t. Il, p. 742.