LA EL S LA A 5 NN

supposées iei égales à 5 R — Quant à R, constante des gaz

parfaits pour une molécule, sa valeur est, comme on sait, égale à 2 calories (ou plus exactement 1 cal. 99).

U, est ce qu’on appelle le potentiel d'ionisation ; c'est une grandeur fournie par l'expérience et particulière à chaque élément. On l’exprime souvent par le nombre de volts qui donneraient à un électron l'énergie suffisante pour s'évader de l’atome (23074 calories correspondent à 1 volt).

Enfin la constante d'intégration C/ n'est autre que celle intervenant dans l’entropie, considérée comme fonction de la température. Notre équation fondamentale revient en effet (on s’en assure facilement) à écrire que l’excès de l’entropie des produits de la dissociation sur celle du gaz initial équivaut au quotient de la chaleur fournie, par la température : c'est donc la somme algébrique des constantes d’entropie des différents gaz. — La constante de l'entropie est restée longtemps indéterminée. M. W. Nernst a établi en 1906

qu'elle peut être connue expérimentalement (1) et l’hypothèse des quanta permet de la calculer théoriquement : c’est une fonction de la masse atomique que l'expérience, conforme d’ailleurs à la théorie, a montré être (2) :

— 1,62 + 1,5 log,, m (m — masse atomique).

lei la constante relative aux électrons figure seule (les deux autres se détruisent) M. Saha la calcule, un peu hypothétiquement bien entendu, en admettant comme masse atomique d’un électron 1/1845 (en prenant H — 1) : il trouve — 6,5.

Avec ces chiffres on obtient, en définitive, si U, est en calories, en employant les logarithmes vulgaires :

2 U; : ; log Te. DGA = = FIST À 2,9 log T — 6,5 7. CONSÉQUENCES DE LA FORMULE FONDAMENTALE. —— C’est en

s'appuyant sur la formule (3) qui précède que M. Saha a pu calculer, pour chacun des principaux éléments, à l’aide des potentiels d’ionisation connus expérimentalement, le pourcentage des atomes ionisés dans une masse gazeuse en fonction de la température et de la pression. Ilen a déduit, comme nous l’avons dit, l'explication de nombreux faits spectroscopiques restés mystérieux. — Aïnsi, pour le Calcium, on obtient la table suivante :

CaLcium. PROPORTION DES ATOMES 10NISÉS (0/0)

Pression en atm, + 10 1 4071 10° 10 10 Température 4.000 0 0 0 > 9 26 > 000 0 2 6 20 55 90 6.000 2 8 26 64 93 99 7.000 7 23 68 91 99 100 8.000 16 46 84 98,5 100 100 10.000 46 85 98,5 100 100 100 12 000 76 96,5 100 100 100 100

(1) Pzanor (loc. cit.), p. 281.

(2) W. Nerxsr, Die theoretischen und experimentellen Grundlagen des neuen Wärmesatses, Halle, 1918, p. 151.

(3) M. Sana a apporté un peu plus tard à sa formule (Philosophical Magazine (6), 1922, t. XLIV, p. 1128) une légère correction, pour le détail de laquelle nous renverrons à son Mémoire.

Des tableaux analogues se rapportent aux autres corps simples : tous présentent un même caractère (que la formule de M. Saha révèle d’ailleurs du premier coup}, savoir que les effets de la pression et de la température sur l'ionisation sont inverses : élever la température ou diminuer la pression revient au même et l’on peut obtenir une proportion déterminée d’atomes ionisés par les deux voies.

On s'explique ainsi que l'arc électrique, dans le vide, manifeste beaucoup de raies d’étincelle. Mais il y a mieux. On se rappelle que Lockyer, dans ses recherches spectroscopiques, insistait beaucoup sur l’action des hautes températures pour faire apparaître les raies en question; Huggins par contre faisait ressortir l'influence dans le même sens d’une diminution de pression. M. Saha les met d'accord : les raies en litige sont celles de l’atome ionisé et le degré d’ionisation, fonction des deux facteurs à la fois, joue seul un rôle dans le phénomène. Toute contradiction disparaît donc entre les expériences des deux savants anglais.

Enfin la formule de M. Saha révèle un fait capital : plus le potentiel d'ionisation d'un élément est élevé, plus haute est la température, plus basse est la pression nécessaire à maintenir le gaz ionisé, c'est-à-dire à lui permettre de donner son spectre d’étincelle. Nous aurons souvent à revenir sur cette proposition. Voici d'ailleurs les potentiels d’ionisation d’un certain nombre de corps simples importants en Astronomie :

Volts Volts Volts Cæsium 3,81 Barium 5,12 Ba + 9,86 Rubidium 4,16 Strontium 5,67 SRE 10,70 Potassium 4,32 Calcium 6,08 Ca + 11,86 Sodium 5,11 Magnésium 7,65 Mg + 15,02 Lithium DO Zinc 9,4 Zn + 18,20 Hydrogène 13,54 Hélium 25,2 He + 53,4

La dernière colonne se rapporte aux éléments ionisés : elle comprend l'énergie supplémentaire requise pour chasser de l’atome un deuxième électron, une fois que le premier en est déjà sorti.

8. APPLICATION AU SOLEIL. — Le caractère dominant du spectre solaire de Fraunhofer est l'intensité excessive des raies

H et K du Calcium. Or ces raies sont des raies renforcées et les premières — les seules visibles — de la série principale de l'atome ionisé, c'est-à-dire de celle que l’atome ionisé doit d’abord émettre avant de pouvoir en émettre d’autres (1). Le Calcium est avec cela, évidemment, l’un des éléments les plus abondants du Soleil. À la température de la couche renversante, 6.000° ou 7.000°, et aux pressions mal connues, mais de l'ordre de 10-* atmosphères (2) qui y règnent, la quasi-totalité des atomes de ce métal sont ionisés (p. 538, tableau) et il ne s’y trouve plus d’atomes neutres susceptibles d'émettre les raies d’arc et partant de les absorber. Il est donc tout naturel que Les raies H et K soient si fortes. — Il n’y a pas, dans le spectre solaire visible, d'autres raies qui réunissent des conditions aussi favorables : les autres corps abondants dans le Soleil ont des raies renforcées qui ne sont pas visibles ou celles qui le sont n’appartiennent pas à la série principale.

On s'explique encore que ces raies d’étincelle H et K se montrent à de grandes hauteurs au-dessus de laphotosphère, là où la pression est très faible (3) alors que les raies d’arc du Calcium (x 4227 ou g, par exemple) restent confinées dans les couches basses de l’atmosphère solaire. Ces dernières doivent être encore plus intenses dans les taches, où la température est plus basse — on l'estime à 4.000 au lieu de 6.500° — et où il y a davantage d’atomes non ionisés qui leur correspondent. — C’est bien ce que l’on constate.

Une raison analogue empêche les raies D du Sodium de briller dans la chromosphère supérieure : ce sont des raies

(1) La série principale est en effet d'ordinaire la plus facile à exciter, sauf pour les atomes analogues à celui de l'Hydrogène (H et He +, par exemple) : la température nécessaire est plus basse, l'étincelle n’a pas besoin d'être aussi puissante que pour faire apparaîlre les raies des autres séries. Voir : A. Sommerrecn, Atéombau und Spektrallinien, 2° édition. Braunschweig (Vieweg), 1921, p. 293.

(2) R. d’'E. Arrinson, Monthly Notices, t. LXXXII, 1922, p. 396 er surtout : R. H. Fowzer et E. A. Mie, même recueil, t. LXXXIIT, 1993, p. 419 ainsi que t. LXXXIV, 1924, p. 499.

(3) De l’ordre de 10-12 atm. (R. H. Fowzer et E. A. Muse, loc. cit., p. 418).

d'arc dues à l’atome neutre et, dans ces régions où la pression est très faible et la température élevée, il n’y a plus guère d’atomes neutres. Par contre, ces mêmes raies D sont très fortes dans les taches où règnent des conditions physiques inverses.

Une foule de faits du même genre concernent le Potassium, le Magnésium, le Strontium et bien d’autres éléments (1). Le Rubidium a notamment donné lieu à une prédiction remarquablement vérifiée. M. Saha avait annoncé (2) que, vu son faible potentiel d'ionisation, ce corps devait rester invisible dans le spectre solaire normal, mais apparaitre dans les taches. Ses principales raies y ont effectivement été trouvées peu après par M. H. N. Russell.

L'Hélium mérite enfin une place à part. On ne voit dans le Soleil que quelques raies chromosphériques de ce gaz (dont D,), sans y trouver les autres raies du spectre habituel, non plus que les séries de Pickering et de Rydberg. L'explication de cette anomalie est double. Les raies de Pickering et de Rydberg appartiennent à l'Hélium ionisé : or l’'Hélium est, de tous les corps, celui qui a le plus fort potentiel d’ionisation (25,2 volts)et, pour l'ioniser en proportion notable, il faudrait des températures supérieures à 12.000 qui ne se rencontrent pas dans l’atmosphère solaire. Quant aux autres raies du spectre usuel, M. Saha a montré qu elles n’appartiennent pas à la série principale de l'Hélium neutre, laquelle est entièrement dans l’ultra-violet : il faut donc, pour les provoquer, une excitation thermique ou électrique extrêmement puissante.

9. PARTICULARITÉS DES SPECTRES STELLAIRES. — Tout cela montre bien pourquoi c'est seulement dans les étoiles les plus chaudes, celles de classe O, qu'on voit les séries de Pickering et de Rydberg et pourquoi, dans la classe suivante B {étoiles à Hélium) où ce gaz n’est pas encore ionisé, il donne cepen-

(1) Sama, Philosophical Magazine, (6), 1. XL, 1920, p. 812-815 et H: N. Russe, Astrophysical Journal, t. LV, 1922, p. 119 et p. 354. — Voir aussi Sauna, VNature,t. CVIT, 1921, p. 683.

(2) Phil. Mag., (6), t. XL, 1920, p. 814.

dant ses raies usuelles que les astres moins chauds sont impuissants à révéler. — De plus, à la température des étoiles de classe B, l'Hvdrogène est presque complètement ionisé ; ses atomes ont, pour la plupart, perdu leur unique électron et sont par suite incapables d’absorber; aussi, dans la classe B, les raies de l’'Hydrogène ne sont-elles que peu intenses, malgré l'abondance probable de cet élément.

On peut encore se demander pourquoi Les étoiles blanches des classes Bet À ne nous montrent pas les spectres des métaux, comme celles des classes F, G, K ou M. Serait-ce que les métaux y sont rares ou absents ? Nullement, cela tient seulement à ce que les métaux ont de plus faibles potentiels d’ionisation (voir tableau p. 539) que les gaz proprement dits. Plus faciles à ioniser, ils le sont d’ordinaire complètement aux températures des étoiles chaudes B et A. Leurs atomes ont même souvent perdu plus d'un électron : le spectre est alors entièrement ultra-violet et il ne reste plus d’atomes neutres pour absorber Les radiations usuelles (celles du spectre d'arc); il en reste même fort peu de simplement ionisées pour absorber celles du’ spectre d’étincelle que nous connaissons. Dans les étoiles chaudes, par suite, les gaz sont à peu près seuls à se manifester : aussi y trouve-t-on à peine, avec eux, quelques raies renforcées du Calcium (H et K), élément dont le potentiel d’ionisation est d’ailleurs relativement élevé.

Enfin nous avons vu que les étoiles de la série ascendante dans l'ordre des températures ont généralement des raies d’étincelle. Lockver faisait même de cela la basede sa classification. Rien n'est plus naturel dans la théorie de M. Saha, puisque les étoiles géantes ont une densité très faible. La pression y est alors extrêmement réduite : tous les éléments doivent y être lonisés et ne peuvent donner que les spectres, dits d’étincelle, répondant à cet état physique.

10. EVALUATION DES TEMPÉRATURES ET DES PRESSIONS DANS LES ATMOSPHÈRES STELLAIRES. — Depuis les premières recherches de M. Saha d'importants progrès ont été réalisés. Les calculs du début supposaient le gaz de composition chimique

mis

homogène ; M. H. N. Russell (1) les a étendus au cas des mélanges gazeux, qui est celui de la Nature. Mais surtout MM. R. H. Fowler et E. A. Milne ont, dans une généralisation hardie, été plus loin encore : ils sont parvenus à déduire la température probable (2) des étoiles de leurs raies spectrales prédominantes.

L'émission d’une raie par un atome n’est possible que lorsqu'il possède des électrons sur ses orbites stables extérieures : elle exige donc un état de l'atome lumineux, intermédiaire entre la stabilité complète (où l’électron parcourt l'orbite la plus voisine du noyau positif) et l’ionisation proprement dite (où l’électron est expulsé au dehors). On peut alors, si l’on suppose connu, non plus le potentiel nécessaire pour faire sortir l'électron (potentiel d’ionisation) mais le potentiel correspondant à chaque raie (3) et au travail nécessaire pour passer de l'orbite la plus centrale à chacune des autres, déterminer par le calcul les conditions de production de chaque radiation individuelle, c’est-à: dire le pourcentage des atomes qui peuvent l’absorber : il suffit d'appliquer une équation très analogue à celle de M. Saha. On connait ainsi à quelle température et à quelle pression telle ou telle raie possède son intensité maxima. ï

En partant alors, pour les étoiles de classe À, — celles où la série de Balmer de l'Hydrogène prédomine —, d’une température voisine de 10.000° absolus, on trouve que la pression dans la couche renversante est de l’ordre de 1,31.10-* atmosphères. Des calculs analogues peuvent être exécutés pour toute une série de raies de corps variés et, par divers recoupements, on parvient à une échelle de températures (4) dont le caractère provisoire ne saurait masquer l’intérèt. La