En assimilant comme Richardson l'émission électronique à une évaporation et en traitant les électrons émis comme un gaz monoatomique et enfin en supposant l'état d'équilibre ou de réversibilité, la connaissance de la pression p du gaz électronique conduit d'emblée à la valeur du courant d'émission. La théorie cinétique donne, en effet, le nombre n d'électrons émis par cm' de surface et par seconde en fonction de la pression p; si e est la charge de l'électron, le courant i où m est la masse d'un électron. En y remplaçant p par sa valeur on obtient finalement, Cette équation se distingue de celle de Richardson en ce que la constante entre parenthèses est une constante universelle, indépendante de la nature du métal. Seule la constante exponentielle bo varie d'un métal à l'autre. Cette équation montre la liaison entre l'émission électronique et le quantum d'action h. On trouve pour la constante entre parenthèses la valeur : 60,2 amp./cm3 deg' et pour b (ainsi que pour la valeur v, équivalente en volts) les nombres suivants pour les principaux métaux intervenant dans les filaments: ce qui confirme le rôle électro-positif du thorium et des métaux alcalino-terreux. Comme la valve ionique, malgré sa prodigieuse extension, n'en est encore en fait qu'à ses débuts, il est à prévoir que la connaissance plus approfondie que la physique mathématique nous apporte de l'émission thermionique par la loi de Dushman, se traduira par de nouveaux progrès dans la technique. Langmuir dit avoir rencontré des cas sporadiques portant la trace d'une émissivité énorme. Il est donc à supposer que les procédés actuels, si remarquables qu'ils soient, subiront encore d'importants perfectionnements. P. DRUMAUX, Professeur à l'Université de Gand. (*) SOMMAIRE. Soleil rotation du Soleil, hauteur des filaments; épaisseur de la couche renversante; raies du spectre solaire dont l'origine est inconnue (coronium, raie verte de l'aurore boréale, densité de la couronne); température (constante solaire et phénomènes météorologiques, ionisation, nature des protubérances). Système planétaire: planètes transneptuniennes décelées, par les perturbations d'Uranus, des comètes, de Neptune; planètes intramercurielles, recherches aux points de libration de Mercure; température des planètes; pouvoir réfléchissant des planètes et de la Terre, leur grandeur stellaire ; connaissance de l'atmosphère terrestre par l'observation des étoiles filantes; E. E. Barnard (1857-1923). Physique stellaire équilibre thermodynamique d'une étoile, théorie des étoiles géantes (rotation de l'étoile); applicabilité aux étoiles naines, possibilité de densités stellaires très élevées; le phénomène photoélectrique, application à la photométrie stellaire, étoiles variables. Structure de l'univers : l'univers galactique, sa forme lenticulaire, discussion de ses dimensions, distance des amas globulaires ; nébuleuses spirales, univers galactiques indépendants ou tourbillons de poussière cosmique. (*) Un complément à cette Revue d'Astronomie pour 1923 paraîtra dans le n° d'octobre 1924 de la REVUE DES QUESTIONS SCIENTIFIQUES, sous le titre Astronomie et Relativité. Abréviations bibliographiques. R.Q.S. TIONS SCIENTIFIQUES (Louvain). — C.R. = REVUE DES QUESCOMPTES RENDUS DES SOLEIL Rotation du Soleil. La rotation d'un astre se déduit de l'observation, suffisamment prolongée des particularités stables de sa surface. Cette étude permet la détermination de l'axe de rotation, d'où celle de l'équateur, et la possibilité de parler de la latitude d'un point de l'astre. Quant à la période de la rotation, elle ne sera pas nécessairement la même pour chaque série d'observations, par exemple si la surface fluide ou semi-fluide a un mouvement de rotation distribué en plusieurs courants parallèles à l'équateur et dont les vitesses sont inégales : c'est le cas du Soleil. La rotation du Soleil a été étudiée d'abord par l'observation de ses taches : ce ne sont pas, il est vrai, des éléments permanents, mais leur évolution est souvent assez lente pour qu'on puisse les suivre pendant plusieurs rotations. La vitesse angulaire d'une tache est maximum lorsque celle-ci appartient à l'équateur solaire; elle diminue progressivement pour les taches situées de part et d'autre de l'équateur, et dont la latitude héliographique augmente en valeur absolue. Carrington a exprimé par la formule 14°, 4120,75 sin 7/4 q le déplacement angulaire héliocentrique, en un jour sidéral, d'une tache dont la latitude héliographique est q, soit positive, soit négative. Plus récemment, on a préféré représenter les observations par une expression plus simple et Maunder a obtenu : I4° 33 — 2, I3 sin. - = THE SÉANCES DE L'ACADÉMIE DES SCIENCES DE PARIS. - PR. R. S. = 1= ASTRO En 1922, M. Subbotin (Novotscherkassk) a utilisé les observations de taches faites à Greenwich de 1886 à 1909 (1); il a distingué les périodes 1886-1897 et 1898-1909, et a obtenu des résultats sensiblement différents pour ces deux périodes : 1886-1897... I5,44 – 20,66 sin’ 1898-1909... 15o,36 - 2o,05 sin'q. La rotation d'un astre peut se déterminer aussi par l'observation spectroscopique de la lumière de ses bords, émanant de deux points de même latitude, l'un se rapprochant, l'autre s'éloignant de l'observateur, et par l'application du principe de Doppler-Fizeau sur le déplacement des raies spectrales d'une source lumineuse dont la distance varie. Ces observations ont été faites jusqu'ici avec le spectre des facules, celui des flocculi de calcium (P. Fox) et celui de la couche renversante (Adams et Leisby); elles ont permis d'écrire les expressions suivantes : Facules Couche renv. 140,47-20,27 sin', 14°,543,50 sin'. D'autres formations solaires qui se prêtent souvent à l'observation prolongée sont les filaments. Les premiers filaments ont été découverts de 1903 à 1908 à l'Observatoire d'Yerkes, et, après ses recherches de Meudon, H. Deslandres a montré quelle devait être l'importance de ces formations pour l'étude du Soleil. Ce sont de longues lignes noires, localisées de préférence dans les couches supérieures de la chromosphère, et qui apparaissent sur les images spectrohéliographiques du calcium et de l'hydrogène. L. d'Azambuja (Meudon) les étudie depuis plusieurs années (2). En (1) M. Subbotin, On the solar rotation period from Greenwich sunspot measures, 1886-1909, A. N., t. 218 (1923), no 5209. Il y a lieu d'examiner la loi de probabilité des erreurs employée par l'auteur et présentée comme une généralisation de la loi exponentielle habituelle. (2) Voir cette Revue d'Astronomie pour 1921, R.Q.S., 4me série, t. 2. (1922, 2), p. 174 (p. 7 du tiré-à-part). |