HAL Id: jpa-00241023
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Submitted on 1 Jan 1905
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The astrophysical journal;Vol. XX (suite); septembre, octobre, novembre et décembre 1904
Jules Baillaud
To cite this version:
Jules Baillaud. The astrophysical journal;Vol. XX (suite); septembre, octobre, novembre et décembre 1904. J. Phys. Theor. Appl., 1905, 4 (1), pp.456-466. �10.1051/jphystap:019050040045601�. �jpa- 00241023�
456
nutes d’action d’un courant d’oxygène ozonisé, et l’inversion après
huit minutes. Il explique les résultats contradictoires obtenus jus- qu’ici par la très grande différence de sensibilité à l’ozone des plaques
du commerce, différence qui lui parait surtout dépendre des propriétés
de la gélatine, soit de sa transparence pour l’ozone, soit de son oxy- dabilité plus ou moins grande. Les plaques qui lui ont fourni les ré- sultats signalés sont des plaques A.gfa et Perutz non orthochroma-
tiques.
P. LuGOL.
THE ASTROPHYSICAL JOURNAL;
Vol. XX (suite); septembre, octobre, novembre et décembre 1904.
O.-C. LESTER. - On, the oxygen absorption bands of tbe solar spectrulll (Sur les bandes d’absorption de l’oxygène dans le spectre solaire). - P. 81-105.
L’auteur a recherché dans ce travail si les lois de Deslandres sur
les spectres de bandes pouvaient s’appliquer aux bandes d’absorp-
ti-on de l’oxygène dans le spectre solaire. Il a étiidié à ce point de
vue les bandes A (tête à ~, -1594), B (~, 6867,, ot (A 6~77), ~ (À 3788), (À 5377), et, comme il ne jugeait pas suffisantes ou assez étendues les mesures de longueurs d’onde de Cornu, Rowland et Higgs, il
les a reprises et complétées.
Chacun des groupes A, B, ..., se compose de deux parties qu’on
a qualifiées à tort de tête et de queue. L’auteur montre qu’en réalité
on n’a pas affaire à la tête et à la queue d’une même bande, mais à
deux bandes tout à fait distinctes, en sorte que le spectre est formé
de deux séries de bandes, celle des bandes têtes et celle des bandes queues. D’une façon générale, les relations existant entre les raies et les bandes de la première série (tètes), analogues à celles qui
existent entre les raies et les bandes de la seconde série (queues),
sont toujours d’un ordre de grandeur différent, et souvent de sens
différents.
La première loi de Deslandres sur le spectre de bande n’est que
grossièrement approchée : au lieu de la forme N = a + bn2, on est
conduit à adopter N = rz + kn + cn2. Contrairement aux formules
Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphystap:019050040045601
457 de Balmer, Rydberg, Kayser et Runge, on aurait un terme du pre-
mier degré en n.
Les autres lois de Deslandres (similitude des séries de raies com-
mençant à la tête d’une bande, - série semblable à celle des raies d’une même bande formée par les têtes d’une série de bandes) ne paraissent aussi à l’auteur que de simples approximations; cepen- dant il ne peut pas proposer d’autres lois pour les remplacer.
ROB RT-J. WALLACE. - The silver grain in photography (Le grain d’argent en photoguaphie). - P. 113-123.
Étude de l’influence du développateur sur la grosseur du grain d’argent de la couche développée à l’aide de photomicrographies de
cette couche faites à une échelle suffisante. De toutes les plaques em- ployées de marque américaine, ce sont les plaques Seed 27 qui sont
les plus régulières.
Par les développements prolongés, il se forme des agrégats de particules de bromure d’argent, ce qui donne un grain considérable- ment plus gros que les particules originales. Un développement rapide ne donnant pas trop de contraste est le moyen d’obtenir le
dépôt le plus uniforme de grains approchant en grosseur de ces par- ticules. Le renforcement au bichlorure fait plus que doubler leurs dimensions.
MM. Lumière et Seyewetz avaient conclu de leurs études que la
température, la concentration et la durée du développement n’avaient
pas d’influences apparentes. Cette contradiction avec les résultats
précédents doit provenir de ce qu’ils observaient le grain d’argent après avoir fait dissoudre la gélatine, ce qui devait détruire les groupes de particules que R. Wallace a observés.
P.-C. NUTTING. - On the transition from piiiiiar3> to secondary spectra (Sur la transition du spectre primaire au spectre secondaire). - P. 131-135.
Ce mémoire contient la suite des importantes recherches de M. Nutting sur les spectres de gaz. Il y détermine quelle est la capa- cité exactement nécessaire pour produire les spectres secondaires,
et comment cette capacité critique varie avec la longueur d’onde, la
densité du gaz, l’inductance et la résistance du circuit, la distance
des électrodes et la section de la décharge.
J. de Phys., 4e série, t. IV. (Juin 1&U5.) 31
458
Il trouve que la capacité critique est une fonction exponentielle de
la longueur d’onde.
Elle s’accroit légèrement quand la pression décroît jusqu’à environ
1 millimètre, oil elle devient tout à coup infinie, c’est-à-dire qu’aucune capacité ne peut faire apparaître alors le spectre secondaire sans
la présence d’une étincelle extérieure. Elle est grossièrement propor- tionnelle à la racine cubique de la pression, ou inversement propor- tionnelle à la distance moyenne des molécules. ,
Les gaz étudiés, hydrogène, soufre, azote, oxygène, brome et iode, ont la même capacité critique pour les mêmes pressions et les
mêmes long ueurs d’onde.
L’introduction d’une inductance affaiblit les raies du spectre secon- daire, et renforce celles du spectre prirnaire ; mais, quelle que soit l’inductance employée, elle ne peut annuler l’effet d’une capacité.
Une résistance agit comme une inductance.
En résumé, pour obtenir un spectre primaire pur, il est nécessaire d’éviter l’introduction de capacité d’aucune espèce, en particulier
les longs fils conducteurs. Pour obtenir un spectre secondaire pur, il faut éviter les inductances et les résistances et ajouter une capa- cité d’au moins 0,05 microfarad. Avec plus de 10 ohms de résistance et plus de 0,01 millihenry d’inductance dans le circuit du tube, il est
inutile de chercher à obtenir un spectre secondaire pur simplèment
en ajoutant un excès de capacité.
CiRTISS. -A inetho1 of measurement and reduction of spectroÏram,,,
for the détermination of radial velo;;ities. Application to a study of the variable star W Sagittarii (Méthode de mesure et de réduction des spectrogrammes
pour la détermination des vitesses radiales. Application à une étude de l’étoile
variable W du Sagittaire). - P. 149-188.
La méthode proposée ferait disparaître en grande partie des erreurs systématiques que l’on commet dans l’étude des vitesses radiales.
~i.=A. Some additions to the arc spectra of alkali metals
(Quelques additions aux spectres d’ares des métaux alcalins). - P. 188-201.
Lenard (’) avait découvert une nouvelle série et plusieurs autres
raies dans le spectre d’arc du sodium en enlevant la fente d’un spec-
(1) XI, p, 6j6 j 1 003.
459
troscope et en projetant à sa place l’image réelle d’un arc. L’auteur
a réussi à photographier ces raies en employant la fente habituelle, mais avec un spectrographe donnant des spectres très brillants sans
astigmatisme. La source de lumière était un arc entre des pôles de graphite saturés d’une dissolution du sel étudié. Des tableaux donnent les listes complètes des raies des spectres d’arc du lithium,
du sodium, du potassium, du rubidium et du coesium.
Un the investigation of simnltaneous occurences in the bolar
activity and terrestrial magnétisme (Siir la recherche des phénomènes simul-
tanés dans Inactivité solaire et le IBn gnéLis Ble tei-resti-e). -- P. ?0?-?OE.
Après avoir cherché à mettre en évidence par des calculs de moyennes les relations entre l’activité solaire et le magnétisme ter-
restre, on cherche maintenant à le faire en comparant toutes les manifestations individuelles de ces phénomènes. Mais une mauvaise
définition de la perturbation magnétique pouvait conduire à des con-
clusions fausses. A la suite de Ellis, on les classe d’ordinaire d’après l’amplitude maxima des oscillations. Eschenhagen et W. Nippoldt après lui pensent qu’une perturbation se produit quand l’allure de la courbe magnétique change complètement, quelle que soit l’ampli-
tude de ses oscillations. Cette nouvelle définition permet de faire correspondre une perturbation à une tache, certains jours où l’autre
classification n’indiquait aucune relation.
COBLEXTZ. 2013Preliminary communication on trie infra rend absorp-
tion spectra of organic cOlnpounc1s (Communication préliminaire sur le spectre d’absorption infra-rouge des composés organiques). - P. ‘~0’~~~?3.
Premiers résultats d’une étude des spectres d’absorption de
420 composés organiques entreprise en vue de déterminer l’effet sur
l’absorption du poids moléculaire ou de la structure chimique ou de
la substitution entre eux de groupes d’atomes CH3 et OH.
L’étude des composés isomériques met en évidence l’influence de la structure interne de la molécule. Au contraire, le poids moléculaire n’aurait point d’action, et l’auteur n’ose conclure si les ions CH3 et OH en ont une.
460
SW.INTE ARRHEBTIIi 5. - On the physical nature of the solar corona (Sur la nature physique de la couronne solaire). - P. 224-231.
Pendant l’éclipse solaire de 1900, le rayonnement calorifique de
la couronne se montra beaucoup plus faible qu’on ne s’y attendait.
Aussi Langley et Abbot, qui l’avaient mesuré, combattirent-ils l’opi-
nion courante que la lumière de la couronne provient de l’incandes-
cence de ses particules produite par le voisinage de la photosphère.
Ils supposèrent alors que la source principale de ses radiations est de la nature d’une décharge électrique, comme le serait la lumière des aurores boréales. Contre cet exemple, M. Swante Arrhenius oppose que l’aurore boréale a un spectre de raies brillantes, tandis
que la couronne a surtout un spectre continu, et, reprenant la question d’après les observations mêmes de Langley et d’Abbot, il trouve que les effets calorifiques et lumineux de la couronne s’accordent très bien avec l’hypothèse que sa radiation est due à l’incandescence de
ses particules. Seulement la densité de la matière dans la couronne serait assez faible. Ses particules p ne rempliraient guère g
que 1
173000 du champ de visée ou OU001 , suivant qu’on base le calcul sur lamesure de l’intensité lumineuse ou sur celle de l’intensité calori-
fique. Swante Arrhenius pense que ces particules seraient des
gouttelettes de métal en fusion maintenues en équilibre sous l’in-
fluence de la force attractive de la masse du Soleil et de la force
répulsive de son ray onnement lumineux. Leur dimension serait alors environ 350 pp.. Comme l’éclat de la couronne décroît en raison inverse de la 6e puissance de sa distance au centre du Soleil, on peut
supposer qu’il en est de même du nombre des particules coronales.
Si elles sont, par exemple, en fer, leur masse totale serait d’environ
1 li, 7.1012 grammes.
FHANZ JUNGBLUTH. - Regularities in the structure of the third cyanogen band (Régularité dans la structure de la troisième bande du cyanogène) (). - P. ‘3’7-
253.
Dans ses premiers travaux sur les spectres de bandes (1), M. Des-
(i) Traduit de la thèse inaugurale de l’auteur à l’Université de Bonn.
(~) C. R., 1886-188~.
461
ladres avait établi que les nombres d’ondes de raies successives d’une série forment une progression arithmétique. Après des mesures
de Kayser et Runge (1) et l’examen de nombreux spectres de bandes,
Thiele (2) est arrivé à une conception différente de leur structure.
Chaque bande aurait non seulement un commencement, une tête
qui se résoudrait en un nombre fini de raies et à partir de laquelle
la série procéderait avec des intervalles d’abord croissants entre
chaque raie, mais elle aurait aussi une fin bien définie, une queue
en approchant de laquelle les intervalles décroîtraient régulièrement
et où seraient rassemblées un nombre infini de raies. Dans les spectres
comme celui du carbone, où l’on a découvert des cannelures ombrées du côté rouge en sens inverse des cannelures les plus visibles ombrées
vers le violet, on a pu (3) penser que les premières étaient de vraies queues de bandes dont les secondes étaient les têtes.
M. Fr. Jungbluth, pour vérifier l’hypothèse de Thiele, a essayé d’ob-
tenir des séries entières de leurs têtes à leurs queues. Il a refait pour cela des mesures très complètes des raies de la troisième bande du cyanogène (X 3884 à ~ 3579), dans le spectre du troisième ordre d’un réseau concave de G~, 6. Voici ses principales remarques :
La bande comprend quatre séries de doublets dont les composantes
sont parfois séparées et parfois superposées. Ces séries ont été sui- vies assez loin pour que l’on puisse s’apercevoir que les distances entre les couples successifs, qui s’étaient d’abord accrues, demeu- raient quelque temps constantes, puis décroissaient. C’est la confir- mation de l’hypothèse de Thiele.
Les distances maxima des doublets pour les différentes séries forment une progression arithmétique.
La série la plus forte, celle qui part de la première tête, possède
l’intervalle maximum le plus grand, et c’est la dernière pour laquelle
cet intervalle commence à décroître, tandis que la série la plus faible
commençant à la quatrième tète a le plus petit intervalle maximum et
présente la première des intervalles décroissants. D’autre part, dans le groupe des trois queues à 2,h 3658, 3629, 3603, la première est la plus faible, la dernière la plus forte. Il y a donc une forte présomption pour que la première tête et la dernière queue appartiennent à une même
série, ainsi que la dernière tête et l’avant-dernière queue, etc. L’auteur (1) Abhandlungen der Akad. d. W’issenscha ften zur Be~,lin, 1889.
(2) Astroph. Jou1’n., VI, p. 63; VIII, p. ~1.
(3) A. hING, Astroph. Jouî-n., XIV, p. 323.
462
pense que la queue de la première série aurait une longueur d’onde
d’environ A 3579 et serait à peu près inobservable, se trouvant sous
la première tète de la forte bande a 3590. Les longueurs des 4 séries successives : 3884-3579, 3872-3604, 38s~-36?9, 3855-3658, forme-
raient alors une progression arithmétique. Il en serait de même des rapports
A.-L. CORTIE. - The spectra of sunspots in the red and yellow régions of the spectrum (Spectres des taches du Soleil dans les régions rouges et jaunes du spectre). - P. :253-:26:).
Cette note contient la réduction de toutes les observations des
spectres des taclies faites à Stonghurst, de 1883 à 1901, avec un spec- troscope à 12 prismes. Ce sont les raies faibles du vanadium et du titane, tout particulièrement la raie ~, 6242,06 du vanadium, qui sont
les plus élargies sur les taches, à tous les moments de la période
d’activité solaire. Les raies du fer sont plus affectées au moment du
minimum qu’à celui du maximum. Celles qui sont brillantes dans cette région du spectre de la chromosphère ne sont pas modifiées différemment dans les taches que celles qui ne se trouvent pas dans la
chromosphère. L’élargissement de quelques raies de l’oxygène, par- ticulièrement dans la bande x, paraît bien réel ; la seule raie de l’hydro- gène, la raie C, est généralement amincie et toujours renversée sur
les taches, très souvent renversées et distordues dans leur voisinage
immédiat.
HUMPHREYS. 2013 On the presence of yttrium and ytterbium in fluor-spar (Sur la présence de l’yttrium et de l’ytterbium dans le spath fluor). - P. 266.
L’auteur a trouvé des raies de l’yttrium et de l’ytterbium dans les spectres d’échantillons de spath fluor provenant d’à peu près toutes
les régions du globe, sans y trouver d’autres éléments rares,
cérium, lanthane ou didyme. Cette grande diffusion de ces deux corps sur la Terre le pousse à croire qu’ils doivent être en grande quantité dans le Soleil, et il donne une liste d’une douzaine de raies des tables de Rowland qui devraient être attribuées à ces éléments,
en plus de celles qui l’étaient déjà.
Les trois échantillons de spath fluor les plus riches en yttrium et
463
ytterbium sont extrêmement sensibles à l’influence de la tempéra-
ture : gardés quelques instants dans les mains, ils deviennent dis- tinctement lumineux.
HENRY CRE W. - On the conditions -hich overn the appearance of spark lines
in arc spectra (1) (Sur les conditions t1111 gouvernent l’apparition des raies
d’étincelle dans les spectres d’arc). - P. 214-28~.
En examinant un arc de rnagnésium simultanément avec un réseau
plan et avec un oscillographe de Duddell, l’auteur a cherché quelles
conditions électriques y déterminent l’apparition de la raie d’étin- celle X £481 . Il modifiait l’arc en le soufflant, en changeant l’inductance du circuit, en employant diverses atmosphères. Ces changements
étaient accompagnés de variations de la force électromotrice, et c’est
chaque fois que se produisait un extra-couraiit notable qu’apparais-
sait la raie ~ 4481. Aussi l’auteur conclut qu’une force électromotrice élevée et rapidement variable est probablement une condition sine
gua non de l’apparition des raies d’étincelle dans le spectre d’arc, et
que l’action d’atmosphères d’hydrogène ou d’autres gaz qui intro-
duisent les raies de l’étincelle s’explïque par ce fait que ces
atmosphères produisent une rupture de l’arc plus rapide.
-- .T.-H. RZ00RE. - The loss of light by diffraction at a narrow slit
(Perte de lumière par diffraction à une fente étroite). - P. 285-292.
Abbott(~), dans ses recherches avec le bolomètre, avait trouvé que la perte de lumière due à la diffraction par la fente de son appareil et
pour les longueurs d’onde voisines de 1,8 ~ atteignait 50 0/0. L’au-
teur, avec le spectrographe de l’observatoire Lick (collimateur 722 mil- limètres, ouverture 38 millimètres), trouve que la perte augmente
très rapidement quand on diminue la fente au-dessous de et atteint 40 0,/0 pour une fente de
J.-H. MOORE. - Note on the loss of light in the 36 inch Lick objective (Note
sur la perte de lumière dans l’objectif de 36 pouces dans l’observatoire Lick).
- P. 292-295.
Cet objectif a 76 millimètres d’épaisseur totale. De plus, pour les (1) Lu dans la séance de la Société américaine de Physique. le 16 septen>bie’1904.
(2) Annals of the Asl1’. Obsel’V. of the Smithsonian Inst., 1, 1900.
464
travaux spectrographiques, on ajoute une lentille mince double con- cave à 1 mètre en avant du foyer visuel, pour éliminer l’aberration
chromatique pour la région À 4300-4600. La perte par absorption et
réflexion dans le système optique ainsi composé est de 49 0/0 pour les rayons h 4500.
International cooperation in solar research
(Coopération internationale dans les recherches solaires). - P. 30I-30~.
Compte rendu de la réunion des délégués à la Conférence sur les recherches solaires, tenue à Saint-Louis, le 23 septembre 1904.
, GEORGE HALE. 2013 Cooperation in solar research
(Coopération dans les recherches solaires). - P. 306-312.
Discours d’ouverture du président du Comité des recherches solaires à la National Academy of Sciences.
HENRY CREW. - Remarks on standard wave-lenghts
(Remarques sur les longueurs d’onde étalons). - P. 313-3t’~.
Exposé de l’état actuel de la question des étalons de longueurs
d’onde devant la Conférence des recherches solaires à l’Exposition
de Saint-Louis.
A. PÉROT et CH. FABRZ’. - Rapport soir la nécessité d’établir
un nouveau système de longueurs d’onde étalons (1).
H. RAYSER. - B’ew standards of wave-length (Nouveaux étalons de longueur . d’onde). - P. 327-330.
L’auteur pense que le système de Rowland doit être complètement
abandonné. Les travaux de spectroscopie ne nécessitant guère que des valeurs relatives correctes, le nouveau système pourrait être basé
sur la valeur incorrecte de Rowland de la longueur de la raie D. Les
nouveaux nombres coïncideraient alors avec les anciens, à quelques
centièmes d’unité. Mais il serait bien plus logique de créer un sys- tème entièrement nouveau en prenant pour base les valeurs absolu-
(1) Voir J. de Phys., 4e série, t. III, p. 842; 1904.
465 ment exactes des longueurs d’onde des raies du cadmium mesurées par Michelson.
C.-D. PERRINE. - Some total solar eclipse problen1s (Quelques problèmes d’éclipses totales). - P. 331-337.
Voici les problèmes les plus intéressants, d’après C.-D. Perrine :
Étude de la structure de la couronne avec des chambres photo- graphiques à long foyer (50 ou 60 pieds) ;
Détermination des mouvements des particules coronales dans la ligne de visée par la spectroscopie avec les raies de Fraunhofer que l’on aperçoit jusqu’à 45’ du disque solaire, ét perpendiculairement à
la ligne de visée par des photographies prises en deux stations où la totalité se produit à des instants le plus éloignés possible ;
Observations bolométriques de la couronne ;
Détermination photométrique de son éclat en son entier et dans
ses différentes régions;
Détermination plus exacte des longueurs d’onde des raies des
spectres de la chromosphère., de la couche renversante, de la cou-
ronne, pour leur identification avec les éléments terrestres;
Photographie du spectre du bord du Soleil sur une plaque se mou-
vant perpendiculairement à sa direction. On aurait ainsi une connais-
sance de la hauteur qu’atteignent les différentes substances et des
changements possibles dans les longueurs d’onde des raies de leur
spectre, à mesure que les couches seraient couvertes ou découvertes par la Lnne ; *1
Étude de la distribution des divers gaz constituant la couronne à travers un ou plusieurs cycles de taches solaires.
J. HARTMANN. 2013 On a new method for the measurement of stellar spectra (Sur une nouvelle méthode de mesure des spectres stellaires). - P. 338-341.
Les méthodes généralement employées pour mesurer les vitesses radiales des étoiles, consistant à comparer une à une les raies du spectre de l’étoile à celles du spectre de comparaison, conduisent à des calculs très laborieux. Ils sont au contraire très simples dans
cette nouvelle méthode, dans laquelle on fait se superposer à la fois un
grand nombre de raies.
De part et d’autre du spectre stellaire on photographie un spectre
466
de comparaison. Avec le même spectrographe on photographie de la
même façon le spectre solaire et le spectre de comparaison. Les
deux plaques sont alors placées dans un micromètre spécial où l’on
voit les spectres à côté l’un de l’autre. On fait alors coïncider les raies du spectre stellaire avec celles du spectre solaire, puis les raies
des deux spectres de comparaison. On obtient ainsi directement le
déplacement cherché.
La seule hypothèse nécessaire à la réduction, c’est que les raies ont la même longueur d’onde dans le spectre des étoiles et dans celui du Soleil. C’est très admissible pour les étoiles du second type,
et en tout cas beaucoup plus probable que l’identité des longueurs
d’onde des raies des étoiles avec celles des raies des spectres obte-
nus dans le laboratoire.
EDWIN-B. FROST. - A desiderahull in spectrology
’
(Un desideratum en spectrologie). - P. 342-34i.
L’auteur réclame une entente internationale pour l’adoption d’une
classification unique du spectre des étoiles. Le spectre de certains astres, comme Procyon, est désigné actuellement sous neuf noms
différents.
HoRACE An electric thermostat
(Un thermostat électrique). - P. 34i-351.
Ce thermostat a été construit pour l’observatoire du Cap de Bunne- Espérance pour maintenir les prismes du spectroscope à une tem- pérature constante pendant une période très considérable. L’échauf- fement de l’enceinte est produit par le passage d’un courant dans des bobines, et le courant est réglé automatiquement par le galvano-
mètre d’un pont de Wheatstone dont les couples de résistance oppo- sée sont en cuivre et en manganine. Le coefficient de température
étant très différent pour la résistance de ces deux corps, la moindre variation calorifique réagit sur le galvanomètre.
Lord Berkeley est arrivé avec ce dispositif à maintenir un bain
d’huile pendant une semaine à une température ne variant pas de
0°,01 C.
Jules BAILLAUD.
