REVUE DES RECUEILS PÉRIODIQUES ASTRONOMIE. 1925 SOMMAIRE (*). Coopération internationale. astronomique internationale. Le congrès de Cambridge de l'Union SOLEIL ET PLANÈTES Soleil: rotation; étude de l'atmosphère; rayonnement de la couronne (constante solaire); protubérances et éruptions, équilibre de la chromosphère. - Planètes: parallaxe solaire (nouvelles méthodes de détermination des orbites); diamètre de Vénus; uniformité de la rotation terrestre ; déplacement du périhélie de Mercure ; observations de Mars à son opposition de 1924; température et atmosphère de Mars. ÉTOILES. La masse des étoiles doubles : (distribution apparente des étoiles et des nébuleuses, distances stellaires) systèmes binaires = == = THE (*) Abréviations bibliographiques. R. A. cette Revue annuelle d'Astronomie 1920...1924. - 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). — B. A. A. JOURNAL OF THE BRITISH ASTRONOMICAL ASSOCIATION (Londres). APH. J. ASTROPHYSICAL JOURNAL (Chicago). MICAL JOURNAL (Albany., N. Y.. (Northfield, Minn.). - PAC. PUBLICATIONS OF THE ASTRONOMICAL SOCIETY OF THE PACIFIC (San Francisco). COLLEGE OBSERVATORY, Circulaires, Bulletins, Annales (Cambridge, LICK OBSERVATORY BULLETIN (Mount-HamilASTRONOMISCHE NACHRICHTEN (Kiel). Mass.). - I. O. B. ton, Cal.). AN. J. THE ASTRONOP. A. = POPULAR ASTRONOMY visuels, spectroscopiques, photométriques (céphéides). - Physique stellaire (études récentes de physique stellaire) une relation entre la masse et la grandeur absolue, indépendamment de la densité (parallaxe dynamique des étoiles doubles; les naines blanches de grande densité; nouvelle confirmation de la Relativité); correction de cette relation au moyen de la température. COSMOSGONIE STELLAIRE. Hypothèse de Lockyer et de Russell: le diagramme en branches de compas. Hypothèse de Jeans: cheminement sur la surface des masses en fonction de la température et de l'éclat. Hypothèse d'Eddington: étoiles naines et géantes; perte de masse des étoiles. Formation des étoiles doubles : rupture d'une étoile et variation du type spectral; figures d'équilibre d'un fluide homogène en rotation uniforme (stabilité de la figure ovoïde); phases d'une étoile en voie de se rompre ; explication des variables irrégulières, des variables à longue période, des céphéides, des systèmes binaires spectroscopiques. NÉBULEUSES. Distances des nébuleuses spirales (la Galaxię et les nébuleuses spirales) vitesses radiales; déplacement solaire par rapport aux nébuleuses spirales (par rapport à diverses classes d'objets célestes; rayon de courbure de l'univers); distance de la nébuleuse d'Andromède (nébuleuses obscures, rotation des nébuleuses). – Observation de novae dans les nébuleuses spirales novae galactiques et novae nébulaires (Nova Pictoris 1925); distances des novae nébulaires. Observation de céphéides dans les nébuleuses spirales : (études récentes sur les amas) distance des céphéides d'après leur période. - (*) Coopération internationale. La deuxième assemblée générale de l'Union astronomique internationale s'est tenue à Cambridge du 14 au 22 juillet 1925 sous la présidence (*) Notes documentaires et bibliographiques. La rédaction de cette Revue d'Astronomie comporte des notes documentaires et bibliographiques nombreuses et étendues. On a pensé qu'on faciliterait la lecture du grand texte en réunissant tontes ces notes à la fin de l'article, plutôt que de les distribuer au bas des pages. Les notes relatives à la partie Soleil et planètes (y compris la Coopération internationale) sont numérotées de 1 à 19 et se trouvent aux pages 182 à 184 ; à la partie Etoiles, numérotées de 20 à 39, aux pages 185 à 190; à la Cosmogonie stellaire, 40 à 49, aux pages 191 à 193: et les notes 50 à 71, qui concernent les Nébuleuses, se trouvent aux pages 193 à 201 Dans le sommaire ci-dessus, les questions indiquées entre parenthèses sont traitées dans ces notes. Cependant quelques notes, d'un caractère explicatif plus élémentaire, ont été maintenues au bas des pages; elles sont indiquées par des astérisques. de W. W. Campbell, directeur de l'Observatoire Lick, en Californie (1). Les travaux des diverses commissions et les décisions adoptées seront indiqués, lorsque l'occasion s'en présentera, au cours de cette revue. Il y a lieu de signaler ici la suppression de la Commission de la Relativité, cette théorie ne pouvant actuellement rien attendre d'études collectives, — l'adoption d'un système définitif de notations astronomiques (2), - la recommandation, par la Commission de l'Astronomie méridienne, que la variation de la réfraction aux diverses heures du jour et en différentes régions du ciel soit étudiée d'une manière plus complète, la définition, par la Commission des longueurs d'onde, des circonstances dans lesquelles doit se produire la radiation du cadmium choisie comme étalon primaire des longueurs d'onde, la création de deux commissions nouvelles, l'une de la statistique stellaire, l'autre de la parallaxe solaire. La prochaine assemblée aura lieu à Leyde en 1928. Le nouveau bureau de l'Union est constitué de la manière suivante : W. De Sitter, président; V. Cerulli, H. Deslandres, S. Hirayama, A. Eddington et F. Schlesinger, vice-présidents; F. Stratton, secrétaire général. SOLEIL ET PLANÈTES Cette Revue des publications astronomiques de 1925 s'occupera principalement des étoiles et des nébuleuses. Le Soleil et les planètes ont été traités d'une manière assez abondante dans les Revues des années antérieures pour qu'il suffise aujourd'hui de signaler la suite ou le développement des travaux annoncés précédemment. Soleil. On sait que la rotation du Soleil n'est pas la même en tous les points de sa surface (3). Elle varie avec la distance à l'équateur solaire. De plus, les observations spectroscopiques viennent de montrer à Evershed que, dans le plan même de cet équateur, la vitesse de rotation dépend du niveau plus ou moins profond de la couche à laquelle appartient le point dont on définit la vitesse angulaire (4). Par exemple, les vapeurs de sodium auxquelles le spectre solaire doit les raies d'absorption notées D ont une vitesse linéaire de 1,939 km/sec, c'est-à-dire une vitesse angulaire de 13o,7 par jour, tandis que les vapeurs de calcium décelées par les raies H et K du spectre se déplacent à raison de 2,126 km/sec, ou avec une vitesse angulaire de 16o,8. L'étude de l'atmosphère solaire a été poursuivie en un grand nombre d'observatoires. Citons en particulier l'observatoire de Meudon où se sont réalisés des progrès qui ont été mis en évidence dans l'assemblée de Cambridge (5). L'observatoire de Meudon est jusqu'ici le seul qui enregistre les mouvements radiaux des vapeurs solaires, mouvements dont l'étude est aussi féconde que celle des formes. C'est ainsi qu'ont été découvertes des protubérances à déplacements internes hélicoïdaux particulièrement intéressantes, et d'autant plus qu'elles donnent une mesure du champ magnétique solaire extérieur, à la base de la couronne : ce champ a été trouvé très faible. Le rayonnement de la couronne solaire a été mesuré au Mount-Wilson pendant l'éclipse du 24 janvier 1925 (6). Ce rayonnement vaut le millionième du rayonnement solaire, à quoi correspondent deux millionièmes de calorie par cm carré et par minute à la distance moyenne de la Terre au Soleil. A l'occasion de la même éclipse, l'étude photométrique de la couronne solaire a encore été faite au cours d'une expédition organisée par plusieurs observatoires américains (7). L'éclipse avait lieu à une époque de minimum d'activité solaire, et il était intéressant de comparer les résultats avec ceux qu'avait fournis l'éclipse du 8 juin 1918, à une époque d'activité maximum. La lumière de la couronne s'est montrée, en 1925, 13 % plus faible qu'en 1918; on estime cependant que cette différence peut être absorbée par les erreurs d'observation. En 1918, la clarté du ciel au voisinage du Soleil avait été réduite dans le rapport de 5300 à 1; en 1925, le rapport observé à été 5500/1. Dans une réunion de la Royal Astronomical Society, Mrs Maunder a exposé l'état actuel des recherches solaires (8). Cette conférence a envisagé principalement la possibilité que les protubérances solaires soient le siège d'éruptions dont la matière, repoussée par la pression de radiation, serait définitivement perdue pour le Soleil ; comme les vitesses observées sont énormes, l'attraction planétaire est insuffisante à retenir ces vapeurs dans des orbites elliptiques, et elles sont perdues même pour le système planétaire. Cette déperdition de la masse solaire n'est pas uniforme dans le temps elle passe par des maxima aux époques de plus grande activité solaire, et, de plus, autour de cette grande oscillation festonne une oscillation dont la période n'est que de 25,2 jours sidéraux. Cette dernière période se retrouve dans tous les phénomènes solaires, dans les variations du magnétisme terrestre, et dans ceux de l'éclat de Saturne, au point qu'il y aurait là, eu égard au rayonnement matériel du Soleil qui vient d'être décrit, une relation qui serait l'indice d'un rapport de cause à effet. - E. A. Milne a fait, devant la même société, une conférence sur l'équilibre des vapeurs de calcium dans la chromosphère (9). Les recherches présentées dans cette communication concernent la situation dynamique des atomes de calcium ionisés distribués dans l'atmosphère solaire. La théorie prévoit deux cas suivant que les vapeurs considérées, soumises à la pesanteur, sont totalement ou partiellement supportées par la pression de radiation. Le rapprochement des conséquences de cette théorie et de la hauteur observée de l'atmosphère solaire de calcium montre que cette atmosphère doit être considérée comme entièrement supportée par la pression de radiation. Cette hauteur des vapeurs de calcium est estimée à 14000 km. Ceci a provoqué une discussion à laquelle ont pris part plusieurs astrophysiciens, parmi lesquels J. Evershed. Celui-ci considère la hauteur adoptée par Milne comme beaucoup trop grande, et, s'appuyant sur les observations faites pendant les éclipses totales de 1898, 1900 et 1905, trouve une altitude moyenne de seulement 8570 km. Planètes. Les astronomes considèrent le demi-grand axe de l'orbite elliptique décrite par la Terre autour du Soleil pour foyer (par rapport à l'ensemble des étoiles) comme l'une des grandeurs fondamentales de leur science. C'est par elle que l'on connaît les éléments correspondants des orbites des autres planètes, et c'est en fonction de cette grandeur, par l'intermédiaire de la parallaxe ou du parsec, que se mesure souvent et s'exprime presque toujours la distance des étoiles. Le lien, précisément, qui unit les grands |