REVUE DES RECUEILS PERIODIQUES ASTRONOMIE 1926 SOMMAIRE (*) LE SOLEIL. Constitution du Soleil: présence du néodyme, du samarium, du praséodyme, du cérium; spectre infra-rouge; raies chromosphériques. Protubérances et couronne : éclipse (*) Abréviations bibliographiques. — R. A. = cette Revue annuelle d'Astronomie pour 1920,... 1926. — R. Q. S.= REVUE DES QUESTIONS SCIENTIFIQUES (Louvain). C. R. = COMPTES RENDUS DES = SÉANCES DE L'ACADÉMIE DES SCIENCES DE PARIS. M. N. MONTHLY NOTICES OF THE ROYAL ASTRONOMICAL SOCIETY (Londres). OBS. THE OBSERVATORY (Londres). APH. J. THE ASTROPHYSICAL JOURNAL (Chicago). AN. J. THE ASTRONOMICAL JOURNAL (Albany, N.-Y.). - P. A. = POPULAR ASTRONOMY (Northfield, Minn.). PAC. PUBLICATIONS OF THE ASTRONO MICAL SOCIETY OF THE PACIFIC (San-Francisco). H. C. O. = HARVARD COLLEGE OBSERVATORY, Circulaires, Bulletins, Annales (Cambridge, Mass.). A. N. ASTRONOMISCHE NACHRICHTEN (Kiel). -- Notes documentaires et bibliographiques. La rédaction de cette Revue d'Astronomie comporte des notes documentaires et bibliographiques nombreuses et souvent étendues. Il a paru qu'on faciliterait la lecture du grand texte en réunissant toutes ces notes à la fin de l'article, plutôt que de les distribuer au bas des pages. Voici les numéros des notes relatives aux diverses parties annoncées dans le sommaire, et les pages où on les trouvera : Le Soleil, notes 1 à 15, pages 114 à 116. La Terre, notes 16 à 25, pages 118 à 119. Les planètes, notes 26 à 46, pages 119 à 122. Étoiles et nébuleuses, notes 47 à 74, pages 123 à 128. du 14 janvier 1926. Phénomènes magnétiques, température volcans de particules électrisées; surface active; température de couleur et température de rayonnement. Effet Einstein nouvelles constatations (études récentes sur la vitesse de la lumière, le vent d'éther). LA TERRE. Variation des longitudes Paris-Greenwich; dérive des continents. différence de longitude Variation des latitudes, déviation de la verticale et rotation de la Terre uniformité de la rotation de la Terre ; période chandlérienne; déplacement séculaire du pôle. : LES PLANÈTES. Vénus masse de Vénus. Mars modifications de la surface et de l'atmosphère; température. Petites planètes statistique des éclats. — Jupiter: rotation de Ganymède ; orbite du neuvième satellite. Comètes spectre de la comète de Halley; fluorescence des comètes. Cinématique et dynamique du système planétaire artifices pour le calcul des orbites; problème des n corps en Relativité généralisée; déplacement des périhélies. ÉTOILES ET NÉBULEUSES. Physique stellaire : les étoiles liquides; évolution stellaire, le Soleil à la veille de sa dernière contraction. Étoiles doubles, étoiles variables: orbites d'étoiles doubles visuelles et spectroscopiques, orientation des grands axes des orbites, variables à éclipses. Distances et distribution des étoiles méthode spectroscopique pour le calcul des distances, observation des Céphéides: la relation entre leur période et leur grandeur absolue, l'incertitude du terme constant, conséquences de cette incertitude. Mouvements des étoiles mesure des vitesses radiales, terme K des vitesses radiales; courants stellaires. Nébuleuses nature du noyau des nébuleuses spirales; éclat de l'étoile centrale des nébuleuses planétaires; rayonnement des nébuleuses irrégulières; nébuleuses obscures, raies indépendantes de calcium dans les spectres stellaires. Structure de l'univers distribution des étoiles d'après leur classe spectrale (rotation de la Galaxie, cosmogonie). LE SOLEIL (1) Constitution du Soleil. La présence du néodyme et du samarium dans le Soleil a été reconnue à l'observatoire de Mount-Wilson (2). Le spectre de ces terres rares a été étudié au laboratoire, puis comparé au spectre solaire : 51 raies du néodyme ont été reconnues dans le spectre solaire, ainsi que 91 raies du samarium. Ces raies ne constituent pas tout le spectre formé au laboratoire. Par exemple, dans le cas du samarium, le spectre du laboratoire était constitué de 227 raies; des 186 raies non reconnues, 64 étaient douteuses et 122 tout à fait introuvables; mais ces dernières sont précisément les raies faibles pour lesquelles il y avait le plus de chances qu'il dût en être ainsi. Quoique probable, la présence de praséodyme est moins certaine : des 31 raies les plus intenses de son spectre, 12 ont été reconnues dans le spectre solaire. Enfin, il a été établi que le cérium se trouve dans l'atmosphère du Soleil sous forme d'atomes doublement ionisés. La partie infra-rouge du spectre solaire a aussi été étudiée au même observatoire (3). Le spectre a été photographié dans l'intervalle limité par les longueurs d'onde de 6868 et de 8980 angströms (dix-millièmes de micron), la dernière radiation de l'extrémité rouge du spectre visible ayant une longueur d'onde d'environ 7600 angströms. Les longueurs d'onde de 507 raies ont été mesurées, dont 331 étaient dues à l'atmosphère terrestre, oxygène et vapeur d'eau. L'étude des 176 raies solaires a permis de nombreuses identifications nouvelles, correspondant principalement au fer, au magnésium, au nickel et au cobalt. Les raies non identifiées sont encore au nombre de 44. L'étude d'un certain nombre de raies chromosphériques particulièrement intéressantes a été poursuivie à l'observatoire de Meudon (4); la structure de certaines de ces raies semble bien due au rayonnement lumineux des facules, qui seraient légèrement en relief sur la surface de l'astre. La chromosphère a aussi été étudiée à Providence, Rhode Island, pendant l'éclipse de Soleil du 24 janvier 1925 (5). La bande de totalité passait à peu de distance au sud de l'observatoire de l'université de cette ville. Pour l'observatoire, le disque solaire s'est réduit à un croissant extrêmement mince se prêtant bien à l'étude spectroscopique de la chromosphère. La conclusion de ce travail est principalement technique, mettant en évidence les conditions qu'il y aurait à améliorer, pour rendre efficace une étude faite dans ces circonstances. Protubérances et couronne. En 1923-1924, les protubérances solaires ont été étudiées systématiquement à l'observatoire de l'université de Crimée, à Simféropol; elles ont été distribuées en types définis, et la statistique correspondante a été établie (6). Les mêmes phénomènes sont observés à l'observatoire de l'université de Coïmbre (7), où quelques particularités intéressantes ont été signalées. Une mission américaine a observé dans l'île de Sumatra, en sa totalité, l'éclipse de Soleil du 14 janvier 1926. L'étude photométrique de la couronne a été particulièrement efficace (8). L'intensité lumineuse a été mesurée pendant toute la durée du phénomène au moyen d'un photomètre qui porte le nom d'illuminomètre Macbeth. Avant le premier contact, l'éclairement était équivalent à celui de 10.000 bougies à un pied de distance, 10.000 pied-bougies. Les pointés photométriques réunis par un trait continu montrent la chute de plus en plus rapide de l'illumination. Pendant la totalité, l'éclairement a atteint le minimum de 14 centièmes de pied-bougie. Le rayonnement coronal a été 40, plus étendu à l'éclipse de 1926 qu'à l'éclipse de 1925, tandis que le nombre des taches avait augmenté dans l'intervalle. On a Phénomènes magnétiques, température. rappelé l'an dernier (9) que l'activité solaire est liée à la fréquence des orages magnétiques, perturbations brusques et vives dans le champ magnétique terrestre. Ces orages sont dus à des particules électrisées émises par le Soleil, et H. Deslandres a cherché à découvrir la répartition des points d'émission de ces particules à la surface du Soleil. Il a ainsi trouvé une distribution de ces « volcans » le long de vingt-quatre méridiens équidistants de la surface active. H. Deslandres (10) fait l'hypothèse que la surface active, couche profonde qui émet les particules, serait la cause première de tous les phénomènes (taches, facules, protubérances, filaments, aurores boréales) observés sur le Soleil et ses dépendances (y compris l'atmosphère terrestre), et soumis en même temps à la grande oscillation undécennale. « Le rayonnement corpusculaire du Soleil a des variations périodiques, liées au refroidissement de l'astre ou à l'échauffement par les corps radioactifs du noyau. Il arrive, plus ou moins diminué, jusqu'à la Terre et lui impose ses variations, après avoir traversé la surface et l'atmosphère de l'astre. Il doit, en passant, faire naître les taches et facules de la surface, qui ont des variations parallèles... Les taches sont dues à la rotation de particules de même signe autour d'un groupe de particules qui ont le signe opposé. Pour les facules, j'ai pensé aussi à la diffusion dans l'atmosphère basse d'émanations radioactives lourdes, dont la période propre aurait aussi une influence. Tous les phénomènes du Soleil sont sous la dépendance des rayonnements émis par ses couches profondes. » La température d'un astre se mesure, au fond, par les mêmes méthodes que celles que nous employons couramment pour estimer la température d'un objet que nous n'atteignons pas directement, comme un poêle ou le filament d'une lampe électrique. Ou bien nous en approchons la main pour nous rendre compte de l'intensité de son rayonnement, ou bien, à partir d'une température suffisamment élevée, nous basons notre jugement sur la couleur observée, du rouge sombre au blanc éblouissant. Pour la température du Soleil, les deux méthodes sont applicables la première par la mesure de la constante solaire, et par conséquent de l'énergie totale rayonnée par unité de temps, la deuxième par la mesure de la longueur d'onde à laquelle correspond, dans le spectre, le maximum d'énergie. On peut passer de l'une ou de l'autre de ces mesures à la température de la source, pourvu que l'on connaisse la loi de rayonnement de celle-ci. On connaît la loi de rayonnement d'un corps absolument noir, c'està-dire d'un corps qui absorbe entièrement toutes les radiations qu'il reçoit. Aussi fait-on l'hypothèse que l'astre se comporte comme un corps noir; et la température obtenue, dite température efficace (effective), est une température conventionnelle, celle d'une source qui aurait les mêmes. dimensions et le même rayonnement que l'astre considéré. Il n'est pas possible d'en déduire la température vraie, et A. Brill propose d'autres températures, conventionnelles aussi, mais qui permettront des rapprochements utiles et des classements d'astres en fonction des températures, dont les décalages pourront faire apparaître des particularités intéressantes (11). Il s'agit de ce qu'il appelle la température de couleur et la température de rayonnement. La température de couleur est celle que devrait avoir |