123 milliards de pieds cubes. Lcs progrès du pétrole et du gaz ont chez lui marché parallèlement; il cnvoie son gaz aux districts de Missouri qui extraient et fondent le zinc et le plomb. Une nouvelle industrie dcnt les débuts remontent à 1903 ct l'essor à 1909, a contribué beaucoup aux progrès de la production du gaz en Oklahoma. Elle consiste à séparer du gaz naturel la gazoline qu'il contient et à augmenter ainsi le formidable stock d'essence nécessaire aux moteurs à cxplosion. En 1911, 176 usines établies dans neuf États ont livré 7.500.000 gallons de gazoline; et en 1918, 1000 usines en ont livré 282.000.000 pour une valeur de 50 millions de $. Le volume du gaz utilisé dans ces usines en 1911 n'a pas dépassé 0,5 % du volume du gaz naturel obtenu pendant cette année, proportion qui monte à 27 % en 1916. C'est l'Oklahoma qui en est le plus grand producteur; en 1916, à 1000 pieds cubes de gaz correspondait environ 1 gallon de gazoline, obtenu par la méthode de compression ou de condensation qui exigeait du « wet gas ». La méthode d'absorption plus récente a réalisé de grands progrès et s'adapte à tous les gaz : elle les met en contact intime avec une huile plus lourde que la gazoline et par la distillation ordinaire de cette huile l'on retrouve et récupère la gazoline. Celle-ci est fort appréciée et possède les qualités exigées pour les aéroplanes de grande altitude. Si les 104 millions de gallons obtenus en 1916 ne représentent pas même 5 % des 2.250.000.000 de gallons de la gazoline produite aux États-Unis, cette nouvelle industrie a néanmoins l'avantage de sauver du gaspillage le « wet gas» de beaucoup de puits dont le rendement n'est pas jugé suffisant pour payer les dépenses des tuyaux souterrains. Comme ce gaz des régions à pétrole est très riche en gazoline, en l'utilisant ainsi on augmentera la proportion du gaz disponible pour le chauffage et l'éclairage. La tourbe n'a de valeur commerciale que depuis 1908; la concurrence du charbon est trop forte pour qu'elle acquière l'importance qu'elle possède en Irlande, en Pruss?, en Russie. De 24.000 tonnes en 1908, la production passe à 151.000 en 1918. La zone comprend surtout le nord et la côte orientale. Au N. le Minnesota, le Wisconsin, le Michigan et la Nouvelle-Angleterre ; le long de la côte, sur une largeur variable, elle constitue presque une ceinture, depuis le New-Jersey jusqu'en Floride et de là au Texas. Riche en azote, la tourbe est jusqu'à présent utilisée surtout comme engrais; après la confection de litières, la préparation de certains emballages, la part réservée à la combustion est minime. Les Américains que l'abondance et la variété des richesses ont facilement et trop longtemps menés au gaspillage, reconnaissent surtout depuis la guerre, la nécessité de la prudence et de l'économie, mais avant que ces principes soient compris et leurs conséquences admises par une population de plus de 108 millions d'habitants, que de pertes inévitables! En outre, l'activité industrielle que favorise cette prodigieuse richesse en combustibles il faut y ajouter par milliers les HP fournis par de nombreuses et puissantes chutes d'eau - risque fort, comme en Angleterre et chez nous, de se développer au détriment de l'agriculture. Dans un pays à population croissante et habituée à fort bien se nourrir, un ravitaillement assuré sans dépendance de l'étranger, en face des progrès industriels incessants devient le problème du jour. J. CHARLES, S. J. REVUE DES RECUEILS PÉRIODIQUES I ASTRONOMIE. 1921. (*) SOMMAIRE. Physique solaire et stellaire: sensibilité des raies spectrales; étoiles à raies chromosphériques ; l'« earth-effect »(la parallaxe solaire par le spectre de Vénus, rotation de Vénus). Distances des étoiles: méthode trigonométrique; méthode spectroscopique; parallaxe moyenne d'un groupe d'étoiles. Mesure interférentielle du diamètre d'une étoile le diamètre de Bételgeuse. L'Astronomie et la Relativité; la Relativité et le mouvement du périhélie de Mercure; la Relativité et la déviation des rayons lumineux; la Relativité et le spectre solaire. PHYSIQUE SOLAIRE ET STELLAIRE Sensibilité des raies spectrales. Le spectre solaire est un spectre continu coupé de raies noires dont chacune décèle = = = (*) Abréviations bibliographiques: R. Q. S. Revue des Questions scientifiques. C. R. Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences de Paris. - B. A. MÉM. Bulletin astronomique, 2me série, Mémoires et variétés. B. A. REVUE = Bulletin astronomique, 2me série, Revue générale des travaux astronomiques. PR. R. S. = Proceedings of the Royal Society, Series M. N. A, Mathematical and Physical Sciences. Monthly The Obser vatory. AN. J. The Astronomical Journal. APH. J. = The Astrophysical Journal. - A. S. PAC. = Publications of the Astronomical Society of the Pacific. A. N. Astronomische Nachrichten. -- l'absorption de la radiation correspondante par un gaz non incandescent de l'atmosphère solaire (les raies dues à l'atmosphère terrestre étant censées écartées), et à chaque élément de l'atmosphère solaire correspond un ensemble de raies noires qui, caractérisées au laboratoire, témoignent de la présence de cet élément. On trouve ainsi dans l'atmosphère solaire tous les éléments sauf une quinzaine (1). Mais de ce que les raies caractéristiques de ces derniers éléments ne s'observent pas dans le spectre, peut-on, comme on le fait généralement, conclure à leur absence dans le Soleil ? On ne le peut pas : A. de Gramont vient d'attirer l'attention sur la sensibilité des raies des éléments cherchés, et la position des raies sensibles lorsqu'il y en a (2) ; des éléments non reconnus, les uns ne possèdent pas de raies de grande sensibilité et le spectre ne témoignerait de leur présence que s'ils se trouvaient en abondance, les autres ne présentent de raies sensibles que dans la partie du spectre absorbée par l'atmosphère terrestre. De même, de deux raies d'égale intensité dues l'une à un élément, l'autre à un autre élément, on ne peut pas du tout inférer d'égales quantités des éléments générateurs; au contraire, on peut établir quel doit être le rapport des intensités pour que les quantités soient égales, et, généralement, le rapport des intensités permet le calcul des rapports des quantités. Ce sont là des applications d'une branche nouvelle de la physique, la spectrochimie quantitative. Étoiles à raies chromosphériques. L'étude spectroscopique de la partie de l'atmosphère solaire qui porte le nom de chromosphère a fait diviser celle-ci par H. Deslandres en trois couches dont chacune est caractérisée par les raies (1) Le bore, le phosphore, l'arsenic, l'antimoine, le bismuth, le soufre, le sélénium, le tellure, le fluor, le chlore, le brome, l'iode, l'or, le mercure. (2) A. de Gramont, Sur l'utilité en Astronomie physique de la considération de sensibilité des raies spectrales, C. R., t. 172 (1921, I), p. 893. De deux raies d'absorption, l'une est plus sensible que l'autre, lorsque, leurs intensités étant les mêmes, une moindre densité de gaz absorbant est suffisante à la produire. correspondantes du calcium (1) la couche inférieure à larges raies noires, la couche moyenne à raies brillantes, la couche supérieure à fines raies noires qu'une forte dispersion fait apparaître au milieu des raies brillantes de la couche moyenne (2). Les raies du calcium sont les seules raies brillantes qui se maintiennent dans la lumière générale du Soleil, c'est-à-dire dans la lumière que nous recevrions de cet astre s'il était aussi éloigné de nous que les étoiles : les raies brillantes de l'hydrogène et de l'hélium, visibles au bord et près des taches, ne s'y retrouvent pas. Jusqu'aux derniers travaux de H. Deslandres (3), le Soleil était la seule étoile connue à raies brillantes uniquement de calcium; les 750 autres étoiles à raies brillantes du catalogue de Pickering offrent seulement les raies brillantes de l'hydrogène et appartiennent à des types spectraux très éloignés de celui du Soleil (4). (1) Voir cette Revue d'Astronomie pour 1920, R. Q. S., série, t. 30 (1921, 2), p. 260 (p. 14 du tiré-à-part). 3 me (2) La couche supérieure de la chromosphère solaire est le siège d'un phénomène important, la formation des filaments, objets allongés pouvant persister pendant plusieurs rotations du Soleil et qui ne jouent pas, dans la physique solaire, un rôle moins intéressant que celui que jouent les taches de la surface. Aussi d'Azambuja, de l'observatoire de Meudon, a-t-il rendu service en imaginant et réalisant une représentation graphique des apparitions et des déplacements des filaments pendant chacune des périodes de rotation du Soleil ; l'ensemble forme une carte de la chromosphère sur laquelle on peut suivre, pendant chacune de ces périodes, l'évolution de ces objets : Sur un mode de représentation graphique des filaments de la couche supérieure de la chromosphère solaire, C. R. t. 173 (1921, 2), p. 1450. A propos de la physique solaire et dans l'attente d'un mémoire plus étendu, il suffira de signaler: J. T. T., See, Preliminary Announcement of the Cause of the Sunspot Cycle, A. N., t. 214 (1921), no 5120; la cause du cycle des taches ne serait pas interne mais consisterait dans les actions combinées de Jupiter et de Saturne provoquant des précipitations périodiques de matière météorique sur le Soleil; une justification détaillée est annoncée comme prochaine. (3) H. Deslandres et V. Burson, Recherches sur l'atmosphère des étoiles, Reconnaissance d'étoiles qui ont les mêmes raies brillantes que le Soleil, C. R., t. 172 (1921, 1), p. 405; Reconnaissance de la couche supérieure dans quelques étoiles et comparaison avec le Soleil, C. R., t. 172 (1921, 1), p. 729. (4) Dans cette classification spectiale, dite d'Harvard, le type |