atmosphérique, en déduit l'énergie totale rayonnée par la source dans l'unité de temps, et, par suite (moyennant l'hypothèse du corps noir), la température (absolue) demandée, proportionnelle, avec un coefficient connu, à la racine quatrième de l'énergie totale. La méthode spectroscopique détermine la longueur d'onde de la radiation à laquelle correspond le maximum d'énergie rayonnée : la température (absolue) demandée est, suivant un coefficient connu, en raison inverse de cette longueur d'onde (1). supérieures de l'atmosphère; G. Dobson a comparé la radiation ultra-violette du Soleil et la teneur de l'air en ozone : Measurements of the Sun's ultra-violet radiation and its absorption in the Earth's atmosphere, PR. R. S., t. 104 (1923), p. 252; la variation de la radiation ultra-violette, de jour en jour, s'élève aux 30 % de sa valeur moyenne, et ne semble pas liée à la variation de la soi-disant constante solaire. - (1) Pour la méthode spectroscopique, voir, en particulier, le livre récent de J. Bosler, L'évolution des étoiles, Paris, 1923. Cette chronique a signalé l'an dernier les travaux de M. N. Saha, sur l'ionisation des atmosphères stellaires : R.Q.S., 4me série, t. 4 (1923, 2), p. 205 (p. 23 du tiré-à-part); cette théorie établit une relation entre la pression et la température, par l'intermédiaire du degré d'ionisation du gaz considéré, et du potentiel d'ionisation propre à celui-ci ; or, le potentiel d'ionisation est connu par les travaux de laboratoire, le degré d'ionisation et la pression peuvent se déduire de l'étude du spectre, de sorte que, en principe, la température peut être calculée; la température ainsi conclue sera celle de la couche renversante, qui peut différer extrêmement de la température de la photosphère. Sur ces distinctions et ces difficultés : P. Salet (Paris), Qu'est-ce que la température d'une étoile ? REVUE GÉNÉRALE DES SCIENCES, t. 35 (1923), p. 101. Les applications astronomiques de la théorie de Saha ont fait l'objet d'une étude extrêmement intéressante de R. Fowler et F. Milne (Cambridge) : The intensities of absorption lines in stellar spectra, and the temperatures and pressures in the reversing layers of stars, M. N., t. 83 (1922-1923), P. 403. Cette étude, qui est accompagnée d'une importante bibliographie de la question, signale les difficultés des applications astronomiques de la méthode de Saha et insiste sur les hypothèses hasardeuses qui ont été introduites jusqu'aujourd'hui dans ces applications; elle fait la discussion de ces hypothèses et les modifie de manière à serrer la réalité d'aussi près que possible. Le cas particulier de la couche renversante du Soleil fournit une pression de seulement 1/10.000 d'atmosphère. C'est vers des résultats de plus en plus faibles que convergent les déterminations récentes de la pression à la surface du Soleil (voir cette Revue d'Astronomie pour 1921, 4me Dans un mémoire important, R. Lundblad (Lulea, Suède) (1), vient d'étudier le rayonnement, la température et les propriétés optiques des couches photosphériques du Soleil, en exprimant le rayonnement acquis et dépensé par un élément en équilibre thermodynamique d'une couche quelconque et en introduisant la température par la relation de Planck entre la température absolue et le pouvoir émissif d'un corps noir. Le Soleil est considéré comme une sphère constituée de couches concentriques de matière rayonnante, absorbante et dispersante. Toutes choses égales, le rayonnement est d'autant plus intense que la longueur d'onde est moindre; il est naturellement, pour toute longueur d'onde, plus intense vers l'extérieur de l'astre que vers l'intérieur, mais cette dissymétrie s'atténue lorsque la longueur d'onde augmente. Les résultats théoriques sont mis en nombre d'après les recherches de la Smithsonian Institution (Mount Wilson) (2). La température de la couche photosphérique la plus extérieure est calculée pour des longueurs d'onde allant de 0,323 μ (ultra-violet) à 2,097 μ (infra-rouge); elle passe, dans cet intervalle, de 4360 à 4580°, avec un maximum de 5040° pour une longueur d'onde 0,534 μ (jaune vert), ce qui donne une température moyenne de 4770o à la surface du Soleil. La température augmente avec la profondeur suivant une loi qui concentre de plus en plus les températures élevées vers les longueurs d'onde voisines série, t. 2., 1922, 2, p. 196 (p. 29 du tiré-à-part). Les premières mesures (1896) de la pression solaire par le déplacement des raies spectrales ont fait conclure à une pression de 2 à 7 atmosphères ; en 1909, Fabry et Buisson (Paris) déduisaient encore des raies du fer une pression de 5 à 6 atmosphères ; en 1921, dans la recherche du déplacement prédit par la Relativité, les mêmes physiciens reprenaient leurs travaux, et trouvaient, ainsi que Perot et P. Salet, des pressions extrêmement faibles; ces derniers résultats sont parfaitement compatibles avec ceux de Fowler et Milne. (1) On the radiation and temperature of the external photospheric layers, APH. J., t. 58 (1923, 2), p. 113. (2) ANNALS OF THE ASTROPHYSICAL OBSERVATORY OF THE SMITHSONIAN INSTITUTION, Washington, t. 3 (1913); voir cette Revue d'Astronomie pour 1922, R.Q.S., 4me série, t. 4 (1923, 2), p. 190 (p. 8 du tiré-à-part). de 0,5 μ (1), de sorte qu'une fraction considérable des radia tions vert-bleues vient des couches profondes et chaudes, tandis que les radiations ultra-violettes et une partie des radiations infra-rouges prennent naissance dans les couches voisines de la surface (2). SYSTÈME PLANÉTAIRE Planètes transneptuniennes. La découverte de Neptune est racontée dans tous les manuels d'Astronomie. La planète Uranus, découverte par Herschel en 1781, avait été observée plusieurs fois, depuis un siècle, par des astronomes qui l'avaient prise pour une étoile faible. Ces observations anciennes ne cadraient pas avec les tables du mouvement de la planète dressées par Bouvard d'après la théorie de Laplace: Bouvard attribua ces discordances à l'influence (1) La variation de la température avec la profondeur n'est pas calculée explicitement; on trouverait cependant dans l'article de Lundblad les éléments nécessaires à ce calcul. Rapprocher de : R. Dietzius (Vienne), Die Berechnung des vertikalen Temperaturgefaelles in der aeusserer Gashülle der Sonne, A.N., t. 218 (1923), no 5312; pour l'hydrogène ionisé, l'accroissement de température serait de 4o par km. L'auteur fait ressortir les raisons pour lesquelles, d'après lui, la température de la chromosphère est assez basse : la présence des bandes du cyanogène dans le spectre-éclair, bardes qui se retrouvent dans le spectre des étoiles dont on sait que la température est peu élevée (ainsi que dans celui des taches solaires), la présence de lignes de calcium non ionisé aussi bien que de calcium ionisé ; quant aux protubérances, ce ne peuvent être des masses gazeuses projetées vers les couches supérieures de l'atmosphère, car un courant ascendant ne pourrait donner que des masses gazeuses trop refroidies pour être brillantes; les protubérances naîtraient plutôt dans un courant descendant, comparable à un anticyclone terrestre ; lorsqu'une protubérance s'élève, c'est que l'illumination de la masse gazeuse s'étend de proche en proche à partir des couches inférieures où règnent les températures élevées. (2) Cette conclusion s'accorde avec celle que justifie la méthode spectroscopique appliquée aux bandes du cyanogène : R. Birge, The quantum theory of band spectra and its application to the determination of temperature, APH. J., t. 55 (1922, 1), p. 273. d'une planète inconnue. Indépendamment l'un de l'autre, Adams en Angleterre et Leverrier en France, entreprirent, d'après les perturbations observées, le calcul de la détermination des éléments de la planète perturbatrice. La résolution de ce difficile problème exige que l'on se donne, a priori, la distance moyenne de la planète au Soleil: Adams adopta 39 fois le rayon moyen de l'orbite terrestre, Leverrier environ 36 fois ce rayon; le premier termina ses calculs, sans les publier, en 1845; le second en 1846, et les publia immédiatement. Leurs résultats sont très divergents et diffèrent beaucoup de la réalité ; par exemple : Cependant, la planète fut trouvée à moins d'un degré de différence en longitude céleste du point voisin de l'écliptique indiqué par Leverrier: c'est que l'hypothèse initiale et nécessairement gratuite sur la distance moyenne de la planète au Soleil ne devait guère avoir d'influence sur sa position en longitude céleste vers l'époque de sa plus grande action sur la marche d'Uranus (1). Mais la planète Neptune ne suffit pas à expliquer toutes (1) La découverte de Neptune est racontée d'une manière qui semble bien objective dans le Cours d'Astronomie de H. Faye (1883), t. 2, p. 200. C'est de cet ouvrage que sont tirés les renseignements numériques reproduits ici. Il est amusant de voir comment, dans son Astronomie théorique et pratique (éd. de 1921), H. Bouasse, qui déteste Leverrier, expose la découverte du célèbre astronome: (p. 372) «... il fallait pour résoudre ce problème un calculateur aussi merveilleux que Leverrier. Mais quand on nous parle de hardiesse, de pénétration admirable, etc., on se moque de nous... Il s'agissait de tâtonner intelligemment : c'est ce que fit Leverrier. Tout de même résoudre un système d'équations à 8 inconnues, ce n'est pas écrire la Philosophie naturelle de Newton. Ayons le sens des hiérarchies, et ne soyons pas idiots, même dans nos admirations!» Et le morceau continue aux dépens du terrible despote de l'Observatoire ». les perturbations d'Uranus; de plus, Neptune lui-même subit des perturbations inexpliquées; enfin, les comètes périodiques réapparaissent à leur périhélie avec des avances ou des retards que les masses et les positions des planètes connues sont insuffisantes à justifier. D'où la question : quels sont les éléments de la planète inconnue, ou des planètes inconnues, plus éloignées du Soleil que Neptune, auxquelles pourraient être attribuées toutes ces anomalies? En 1877, D. Todd déduisit des perturbations d'Uranus la position d'une planète inconnue dans l'hypothèse d'un demi-grand axe égal à 52 fois celui de l'orbite terrestre (1). En 1880-1887, Forbes mit en œuvre les anomalies des mouvements cométaires (2).—En 1899, H. Lau admit l'existence de deux planètes transneptuniennes à des distances moyennes du Soleil de 46,5 et 71,8 demi-grands axes de l'orbite terrestre, avec des masses valant 9 fois et 48 fois la masse de la Terre (3). En 1904, See supposa trois planètes inconnues, à des distances héliocentriques moyennes 42, 56 et 72 (4). En 1909, W. Pickering appliqua une méthode graphique au calcul des éléments d'une planète dont la distance moyenne était 52, avec une masse égale à deux fois celle de la Terre (5). - Gaillot, en 1909, calcula les éléments de deux planètes transneptuniennes, moyennant des distances 44 et 66, et leur trouva des masses valant 5 et 24 fois la masse de la Terre (6). En 1915, ce fut Lowell qui présenta deux solu - (1) AMERICAN JOURNAL OF SCIENCE, t. 20 (1880), p. 225: Preliminary account of a speculative and practical research for a transneptunian planet. (2) M. N., t. 52 (1891-1892), p. 501. (3) L'ASTRONOMIE, t. 28 (1914), p. 276, La planète transneptunienne. (4) Evolution of stellar systems, t. 2, p. 375. (5) ANNALS OF HARVARD COLLEGE OBSERVATORY, t. 61 (1900), p. 162, The elements of the orbit of O... from the perturbutions of Uranus. Deux ans plus tard, le même auteur déduisit des anomalies cométaires trois nouvelles planètes extérieures dont les masses seraient très considérables : des quatre planètes transneptuniennes ainsi prévues, la plus massive aurait une masse qui atteindrait le 1/16 de celle du Soleil: celui-ci serait ainsi une véritable étoile double à compagnon obscur. (Ibid., p. 368, table 88, Elements of the three assumed planets). (6) ANNALES DE L'OBSERVATOIRE DE PARIS, t. 28 (1910), Tables nouvelles dos mouvements d'Uranus et de Neptune. |