T. VI
Emil BOSE. — Anwendung des Radiums mr Prûfung des Strahlungsgesetzes fur niedrige Teinperaturen (Emploi' du radium pour la vérification de la loi du rayonnement aux basse? température»). — P. 5-6.
Le sel de radium serait placé au centre d'une sphère de platine de petite dimension (9 millimètres environ de diamètre) et à parois épaisses, dont un couple thermoélectrique ferait connaître la température. La sphère serait suspendue au centre d'une autre sphère de verre reliée à une trompe, et entourée d'un bain à température constante. Le dégagement de chaleur connu du radium établirait entre la sphère de platine et le bain une différence de température que Ton pourrait mesurer et comparer avec celle que donnerait la théorie de Stefan. L'auteur a calculé qu'il suffirait de Oï%00322, 0»',0323 et O^^âSo de bromure de radium pour maintenir des différences de température de 0*,l, 1° et T'* entre la sphère de platine et le bain. L'expéçiencë serait donc parfaitement réalisable.
P. LCGOL.
Haks LEHMâNN. — Uppmannsche Spektra zweiter und dritter Ordnung in na> tûrlicben Farben (Spectres de Lippmann du deuxième et du troisième ordre en couleurs naturelles). — P. II-IS.
Il s'agit des couleurs que Ton observe lorsque la distance des lames
d'argent dans la couche de gélatine n'est plus égale à -> mais à un de
ses multiples. L'auteur a réussi à obtenir des couleurs du deuxième et même, sur deux photographies, des couleurs du troisième ordre, simplement en soufilant avec la bouche sur la photographie ; le gonflement de la gélatine augmente la distance des lamelles d'argent. Les photographies utilisées représentaient le spectre complet de Tare dans lequel on avait vaporisé diff^érents éléments, dont les raies formaient des repères exacts ; on soufflait assez fort le long des raies, dans la région du rouge extrême ; on plopgeait ensuite obliquement la préparation dans une cuvette remplie de benzine, ou on collait sur elle au baume un coin de verre, afin d'éliipiner la lumière réfléchie parla première surface. L'auteur a pu projeter des spectres du deuxième ordre ; les couleurs du troisième ordre sont trop peu intenses. La diffusion
PHYSIKALISCHE ZEITSCHRIFT 455
de rhumîdité dans la gélatine altère peu à peu la préparation, qui ne se conserve que quelques mois; on peut en augmenter la durée en soufflant régulièrement sur tout le spectre. Les conditions favorables à l'apparition des couleurs du second ordre sont: une finesse particulière de grain de l'éroulsion, un éclairement et un développement normaux, c'est-à-dire celles qui donnent aux images un éclat considérable.
P. Ll'gol.
RiCHAKn LUCAS.— Bemerkungen zu deiu Gesetz der HelligkeiUzunahnie eine» glûhenden KOrpers mit der Temperatur (Remarque sur la loi d'augmentation de l'intensité lumineuse d'un corps incandescent avec la température).— P. 19-20»
La formule donnée par Rascli pour l'intensité photométrique totale (') :
est de la même forme que l'équation de Wien relative à une lumière monochromatique, qui peut s'écrire :
On calcule aisément, en utilisant les résultats numériques de Rasch^ que la longueur d'onde inoyenne pour laquelle les formules donneraient une même valeur pour <5 et * est X = 0,542 ujx, remarquablement voisine de Xr= 0,535 [xti, qui correspond au maximum de sensibilité de la rétine.
P. LUGOL.
K. SCHAUM. — Ueber die photographische Wirks&mkeit des Ozons (Sur ractivité photographique de l'ozone). — P. 73-14.
Les physiciens ne sont pas d'accord sur l'action photographique directe de l'ozone, affirmée par les uns, niée par les autres. L'auteur, qui a montré ailleurs (2) que Tozone agit sur le bromure d'argent pur, a réussi à obtenir une image très intense après deux mi-
(>) Ann. «/. P/iy*., t. VI, p. 193-203 ; 1904 ;— /. de Pfnjs., \' série, t. IH, p. 867, («) Braun et ScHAim, Ztitschr. ftlrvissenschaftl. Vhologr., t. 1!, p. 285 ; 1904.
456 THE ASÏROPHYSICAL JOURNAL
nutes d'action d'un courant d'oxygène ozonisé, et Tinversion après huit minutes. Il explique les résultats contradictoires obtenus jusqu'ici par la très grande différence de sensibilité à l'ozone des plaques du commerce, différence qui lui parait surtout dépendre des propriétés de la gélatine, soit de sa transparence pour l'ozone, soit de son oxydabilité plus ou moins grande. Les plaques qui lui ont fourni les résultats signalés sont des plaques Agfa et Perutz non orthochromatiques.
P. LUGOL.
THE ASTROPHTSICAL JOURNAL ;
Vol. XX (suite) ; septembre, octobre, novembre et décembre 1904.
O.-G. LESTER. — On the oxygen absorption bands of the solar spectruiii (Sur les bandes d'absorption de l'oxygène dans le spectre solaire). — P. 81-105.
Lauteur a recherché dans ce travail si les lois de Deslandres sur les spectres de bandes pouvaient s'appliquer aux bandes d'absorption de Toxygène dans le spectre solaire. Il a étudié à ce point de vue les bandes A (tête à X 7594), B (X 6867), a (X 6277), a' (X 5788^, a' (X 5377), et, comme il ne jugeait pas suffisantes ou assez étendues les mesures de longueurs d'onde de Cornu, Rowland et Higgs, il les a reprises et complétées.
Chacun des groupes A, B, a, ..., se compose de deux parties qu'on a qualifiées à tort de tète et de queue. L'auteur montre qu'en réalité on n'a pas affaire à la tête et à la queue d'une même bande, mais à deux bandes tout à fait distinctes, en sorte que le spectre est forme de deux séries de bandes, celle des bandes têtes et celle des bandes queues. D'une façon générale, les relations existant entre les raies et les bandes de la première série (têtes), analogues à celles qui existent entre les raies et les bandes de la seconde série (queues), sont toujours d'un ordre de grandeur différent, et souvent de sens différents.
La première loi de Deslandres sur le spectre de bande n'est que grossièrement approchée : au lieu de la forme N = a + ôn^, on est conduit à adopter N = a + An -[- cw^- Contrairement aux formules
THE ASTROPHYSICAL JOURNAL 457
de Balmer, Rydberg, Kayser et Runge, on aurait un terme du premier degré en n.
Les autres lois de Deslandres (similitude des séries de raies commençant à la tête d'une bande, — série semblable à celle des raies d'une même bande formée par les têtes d'une série de bandes) ne paraissent aussi à Tauteur que de simples approximations; cependant il ne peut pas proposer d'autres lois pour les remplacer.
RoBERT-J. WALLACE. — The silver grain in photogi-aphy (Le grain d'argent en photographie). — P. 113-123.
Étude de l'influence du développateur sur la grosseur du grain d'argent de la couche développée à l'aide de photomicrographies de cette couche faites à une échelle suffisante. De toutes les plaques employées de marque américaine, ce sont les plaques Seed 27 qui sont les plus régulières.
Par les développements prolongés, il se forme des agrégats de particules de bromure d'argent, ce qui donne un grain considérablement plus gros que les particules originales. Un développement rapide ne donnant pas trop de contraste est le moyen d'obtenir le dépôt le plus uniforme de grains approchant en grosseur de ces particules. Le renforcement au bichlorure fait plus que doubler leurs dimensions.
MM. Lumière et Seyewetz avaient conclu de leurs études que la température, la concentration et la durée du développement n'avaient pas d'influences apparentes. Celte contradiction avec les résultats précédents doit provenir de ce qu'ils observaient le grain d'argent après avoir fait dissoudre la gélatine, ce qui devait détruire les groupes de particules que M. R. Wallace a observés.
P.-C. XUTTING. — On the transition from primar>' lo secondary spectra (Sur la transition du spectre primaire au spectre secondaire). — P. 131-135.
Ce mémoire contient la suite des importantes recherches de M. Nutting sur les spectres de gaz. Il y détermine quelle est la capacité exactement nécessaire pour produire les spectres secondaires, et comment cette capacité critique varie avec la longueur d'onde, la densité du gaz, l'inductance et la résistance du circuit, la distance de^ électrodes et la section de la décharge.
/. de Phys.y 4- série, t. IV. (Juin 1905.) 31
438 THE ASTROPHYSICAL JOURNAL
11 trouve que la capacité critique est uue fouction exponentielle de la longueur d'onde.
Elle s'accroît légèrement quand la pression décroît jusqu'à environ i millimètre, où elle devient tout à coup infinie, c'est-à-dire qu'aucune capacité ne peut faire apparaître alors le spectre secondaire sans la présence d'une étincelle extérieure. Elle est grossièrement proportionnelle à la racine cubique de la pression, ou inversement proportionnelle à la distance moyenne des molécules.
Les gaz étudiés, hydrogène, soufre, azote, oxygène, brome et iode, ont la même capacité critique pour les mêmes pressions et les mêmes longueurs d'oiide.
L'introduction d'une inductance affaiblit les raies du spectre secondaire, et renforce celles du spectre primaire; mais, quelle que soit Finductance employée, elle ne peut annuler l'effet d'une capacité. Une résistance agit comme une inductance.
En résumé, pour obtenir un spectre primaire pur, il est nécessaire d'éviter Tintroduction de capacité d'aucune espèce, en particulier les longs fils conducteurs. Pour obtenir un spectre secondaire pur, il faut éviter les inductances et les résistances et ajouter une capacité d'au moins 0,05 microfarad. Avec plus de 10 ohms de résistance et plus de 0,01 millihenry d'inductance dans le circuit du tube, il est inutile de chercher à obtenir un spectre secondaire pur simplement en ajoutant un excès de capacité.
RalpiI'H. CL'RTISS. —A iiiethod of iiieasuremonl and réduction of spectrograiiis for the détermination of radial velocilies. Application lo a study of ttie variable star W Sagittarii (Méthode de mesure et de réduction des spectrogrammes pour la détermination des vitesses radiales. Application à une étude de l'étoile variable W du Sagittaire). — P. 149-188.
La méthode proposée ferait disparaître en grande partie des erreurs systématiques que l'on commet dans l'étude des vitesses radiales.
F.-A. SAUXDERS. — Some additions lo the arc spectm of alkali metals (Quelques additions aux spectres d'arcs des métaux alcalins). — P. 188-201.
Lenard (*) avait découvert une nouvelle série et plusieurs autres raies dans le spectre d'arc du sodium en enlevant la fente d'un spec-
(>) Annalen cier Vh'jsik, XI, p. 636; 1003.
THE ASTÏIOPHYSIGAL JOURNAL 450
troscope et en projetant à sa place Timage réelle d'un arc. I/auteur a réussi à photographier ces raies en employant la fente habrtuelle, mais avec un spectrographe donnant des spectres très brillants sans astigmatisme. La source de lumière était un arc entre des pôles de graphite saturés d'une dissolution du sel étudié. Des tableaux donnent les listes complètes des raies des spectres d'arc du lithium, du sodium, du potassium, du rubidium et du cœsium.
A, XIPPOI.DT. — Onlhe investigation of sininltaneons orcurences in tlie solar activity and terrcstrial niagnetisnie (Sur la recherche des phénomènes simultanés dans l'activité solaire et le magnétisme terrestre). — P. 202-206.
Après avoir cherché à mettre en évidence par des calculs de moyennes les relations entre Tactivité solaire et le magnétisme terrestre, on cherche maintenant à le faire en comparant toutes les manifestations individuelles de ces phénomènes. Mais une mauvaise déûnition de la perturbation magnétique pouvait conduire a des conclusions fausses. A la suite de Ellis, on les classe d'ordinaire d'après l'amplitude maxima des oscillations. Eschenhagen et M. Nippoldt après lui pensent qu'une perturbation se produit quand l'allure de la courbe magnétique change complètement, quelle que soit Tamplitude de ses oscillations. Cette nouvelle définition permet de faire correspondre une perturbation à une tache, certains jours où l'autre, classification n'indiquait aucune relation.
WiLLiAM-W. COBLENTZ. — Preliminary communication on tlie inrra red absorption specfra of organic compounds (Communication préliniinaire sur le spectre d'absorption infra-rouge des composés organiques).— P. 201-223.
Premiers résultats d'une étude des spectres d'absorption de i20 composés organiques entreprise en vue de déterminer Teffet sur l'absorption du poids moléculaire ou de la structure chimique ou de la substitution entre eux de groupes d'atomes CH^ et OH.
L'étude des composés isomériques met en évidence l'influence de la structure interne de la m)olécule. Au contraire, le poids moléculaire n'aurait point d'action, et l'auteur n'ose conclure si les ions CH^ et 011 en ont une.
460 THE ASTROPHYSICAL JOURNAL
SwANTE ARRHENIUS. — On the physical nature of the solar corona (Sur la nature physique de la couronne solaire). — P. 224-231.
Pendant l'éclipsé solaire de 1900, le rayonnement calorifique de la couronne se montra beaucoup plus faible qu'on ne s'y attendait. Aussi Langley et Abbot, qui Tavaient mesuré, combattirent-ils Topinion courante que la lumière de la couronne provient de Fincandescence de ses particules produite par le voisinage de la photosphère. Ils supposèrent alors que la source principale de ses radiations est de la nature d'une décharge électrique, comme le serait la lumière des aurores boréales. Contre cet exemple, M. Swante Arrhenius oppose que l'aurore boréale a un spectre de raies brillantes, tandis que la couronne a surtout un spectre continu, et, reprenant la question d'après les observations mêmes de Langley et d'Abbot, il trouve que les effets calorifiques et lumineux de la couronne s'accordent très bien avec l'hypothèse que sa radiation est due à l'incandescence de ses particules. Seulement la densité de la matière dans la couoonne
serait assez faible. Ses particules ne rempliraient guère que
du champ de visée ou ,^^^,,^^ > suivant qu'on base le calcul sur la '^ 202000 ^
mesure de l'intensité lumineuse ou sur celle de l'intensité calorifique. M. Swante Arrhenius pense que ces particules seraient des gouttelettes de métal en fusion maintenues en équilibre sous l'influence de la force attractive de la masse du Soleil et de la force répulsive de son rayonnement lumineux. Leur dimension serait alors environ 350 fxjji. Comme l'éclat de la couronne décroît en raison inverse de la 6* puissance de sa dislance au centre du Soleil, on peut supposer qu'il en est de même du nombre des particules coronales. Si elles sont, par exemple, en fer, leur masse totale serait d'environ 14,7 . 10** grammes.
Fhanz JUXGBLUTH. — Re^ilarities in the structure of the third cyanogen band (Régularité dans la structure de la troisième bande du cyanogène) (•). — P.237-
Dans ses premiers travaux sur les spectres de bandes (^), M. Des-
(i) Traduit de la thèse inaugurale de Fauteur à l'Université de Bonn. (•-') C\ H., 1886-1887.
THE ASTROPHYSICAL JOURNAL landres avait établi que les nombres d'ondes de raies succesî d'une série forment une progression arithmétique. Après des mes de Kayser et Runge (*) et Texamen de nombreux spectres de bar Thiele (^) est arrivé à une conception différente de leur struci Chaque bande aurait non seulement un commencement, une qui se résoudrait en un nombre fmi de raies et à partir de laqi la série procéderait avec des intervalles d'abord croissants € chaque raie, mais elle aurait aussi une fm bien définie, une qi en approchant de laquelle les intervalles décroîtraient régulière] et où seraient rassemblées un nombre infini de raies. Dans les spe< comme celui du carbone, où Ton a découvert des cannelures omb du côté rouge en sens inverse des cannelures les plus visibles omh vers le violet, on a pu (^) penser que les premières étaient de vi queues de bandes dont les secondes étaient les têtes.
M. Fr. Jungbluth, pour vérifier Thypothèse de Thiele, a essayé ( tenir des séries entières de Jeurs tètes à leurs queues. Il a r pour cela des mesures très complètes des raies de la troisième bi du cyanogène (X 3884 à X 3379), dans le spectre du troisième o d'un réseau concave de 6", 6. Voici ses principales remarques :
La bande comprend quatre séries de doublets dont les composa sont parfois séparées et parfois superposées. Ces séries ont été vies assez loin pour que Ton puisse s'apercevoir que les dista entre les couples successifs, qui s'étaient d'abord accrues, der raient quelque temps constantes, puis décroissaient. C'est la co mation de l'hypothèse de Thiele.
Les distances maxima des doublets pour les différentes S( forment une progression arithmétique.
La série la plus forte, celle qui part de la première tête, pos l'intervalle maximum le plus grand, et c'est la dernière pour laqi cet intervalle commence à décroître, tandis que la série la plus fi commençant à la quatrième tête a le plus petit intervalle maximu présente la première des intervalles décroissants. D'autre part, da groupe des trois queues à XX 3658, 3629, 3603, la première est la faible, la dernière la plus forte. Il y a donc une forte présomption ] que la première tête et la dernière queue appartiennent à une m série, ainsi que la dernière tète etl'avant-dernière queue, etc. L'au
(') Abhandlungen der Akad, d. Wissenschaflen zur Berlin; ISS^.
(2) Astroph. Journ., VI, p. 65: VIII, p. i.
(3) A. KiNO, Astroph. Joum., XIY, p. 323.
462 THE ASTROPHYSICAL JOURNAL
pense que la queue de la première série aurait une longueur d'onde d'environ X 3579 et serait à peu près inobservable, se trouvant sous la première tète de la forte bande X 3590. Les longueurs des 4 séries successives : 3884-3579, 3872-3604, 3862-3629, 3855-3658, formeraient alors une progression arithmétique. 11 en serait de même des
, 3884 3872 3862 3855 rapports 3^, 3— ,3^,3^.
A.-L. CORTIE. — The spectra of simspols in the red and yellow relions of the spectrum (Spectres des taches du Soleil dans les nagions ronges et jaunes du spectre). — P. 25J-26:î.
Cette note contient la réduction de toutes les observations des spectres des taches faites à Stonghurst, de 1883 à 1901, avec un spectroscope à 12 prismes. Ce sont les raies faibles du vanadium et du titane, tout particulièrement la raie X 6242,06 du vanadium, qui sont les plus élargies sur les taches, à tous les moments de la période d'activité solaire. Les raies du fer sont plus affectées au moment du minimum qu'à celui du maximum. Celles qui sont brillantes dans cette région du spectre de la chromosphère ne sont pas modifiées différemment dans les taches que celles qui ne se trouvent pas dans la chromosphère. L'élargissement de quelques raies de Toxygène, particulièrement dans la bande a, parait bien réel ; la seule raie de l'hydrogène, la raie C, est généralement amincie et toujours renversée sur les taches, très souvent renversées et distordues dans leur voisinage immédiat.
W.-J. HUMPHREYS. — On the présence of yttrium and ytterbium in fluor-spar (Sur la présence de ryltrium et de rytterbium dans te spath fluor). — P. 266.
L'auteur a trouvé des raies de l'yttrium et de Tytterbium dans les spectres d'échantillons de spath fluor provenant d'à peu près toutes les régions du globe, sans y trouver d'autres éléments rares, cérium, lanthane ou didyme. Cette grande diffusion de ces deux corps sur la Terre le pousse à croire qu'ils doivent être en grande quantité dans le Soleil, et il donne une liste d'une douzaine de raies des tables de Rowland qui devraient être attribuées à ces éléments, en plus de celles qui l'étaient déjà.
Les trois échantillons de spath fluor les plus riches en yttrium et
THE ASTROPHYSICAL JOURNAL 463
ytterbium sont extrêmement sensibles à Tinfluence de la température : gardés quelques instants dans les mains, ils deviennent distinctement lumineux.
Hbnrt CREW. — On the conditions which govern the appearance of spark Unes in arc spectra(*) (Sur les conditions qni ^onvernent l'apparition des raies d'étincelle dans les spectres d'arc). — P. 214-284.
En examinant un arc de magnésium simultanément avec un réseau plan et avec un oscillographe de Duddell, Tauteur a cherché (juelles conditions électriques y déterminent l'apparition de la raie d'étincelle X 4481 . Il modifiait Tare en le soufflant, en changeant Tinductance du circuit, en employant diverses atmosphères. Ces changements étaient accompagnés de variations de la force électromotrice, et c'est chaque fois que se produisait un extra-courant notable qu'apparaissait la raie X 4481. Aussi l'auteur conclut qu'une force électromotrice élevée et rapidement variable est probablement une condition sine qua non de l'apparition des raies d'étincelle dans le spectre d'arc, et que l'action d'atmosphères d'hydrogène ou d'autres gaz qui introduisent les raies de l'étincelle s'explique par ce fait que ces atmosphères produisent une rupture de l'arc plus rapide.
J.-H. MOORE. — The loss of light by diffraction at a narrow slit (Perte dt^ lumière par diffraction à une fente étroite). — P. 285-292.
Abbott ('), dans ses recherches avec le bolomètre, avait trouvé que la perte de lumière due à la diffraction par la fente de son appareil et pour les longueurs d'onde voisines de 1,8 {a atteignait 500/0. L'auteur, avec le spectrographede l'observatoire Lick (collimateur 722 millimètres, ouverture 38 millimètres), trouve que la perte augmente très rapidement quand on diminue la fente au-dessous de 0°*"*,025 et atteint 40 0/0 pour une fente de 0"'»,0i3.
J.-H. MOORE. — Note on the loss of li^ht in the 36 inch Lick objective (Note sur la perte de lumière dans l'objectif de 36 pouces dans l'observatoire Lick). — P. 292-295.
Cet objectif a 76 millimètres d'épaisseur totale. De plus, pour les
(») Lu dans la séance de la Société américaine de Physique, le 16 septembre 1904. (') AnnaU of the Astr. Oàso'v. of the Smithsonian Inst., 1, 1900.
464 THE ASTROPHYSICAL JOURNAL
travaux spectrographiques, on ajoute une lentille mince double concave à 1 mètre en avant du foyer visuel, pour éliminer Taberration chromatique pour la région X 4300-4600. La perte par absorption et réflexion dans le système optique ainsi composé est de 49 0/0 pour les rayons X 4500.
International coopération in solar research (Coopération internationale dans les rectierches soiaires). — P. 301-30'î.
Compte rendu de la réunion des délégués à la Conférence sur les recherches solaires, tenue à Saint-Louis, le ^3 septembre 1904.
George HALE. — Coopération in solar research (Coopération dans les recherches solaires). — P. 306-312.
Discours d'ouverture du président du Comité des recherches solaires à la National Academy of Sciences.
Henry CREW. — Remarks on standard wave-lenghts (Remarques sur les lonfrueurs d'onde étalons). — P. 313-317.
Exposé de Tétat actuel de la question des étalons de longueurs d'onde devant la Conférence des recherches solaires à l'Exposition de Saint-Louis.
A. PÉROT et Ch. FABRY. — Rapport sur la nécessité d'étahlir un nouveau système de lonjnieurs d'onde étalons (').
H. KAYSER. — New standards of wave-length (Nouveaux étalons de longueur. d'onde). — P. 327-330.
L'auteur pense que le système de Rowland doit être complètement abandonné. Les travaux de spectroscopie ne nécessitant guère que des valeurs relatives correctes, le nouveau système pourrait être basé sur la valeur incorrecte de Rowland de la longueur de la raie D. Les nouveaux nombres coïncideraient alors avec les anciens, à quelques centièmes d'unité. Mais il serait bien plus logique de créer un système entièrement nouveau en prenant pour base les valeurs absolu-
(») Voir /. (le Phys., 4' série, t. lll, p. 842; 1904.
THE ASTROPHYSICAL JOURNAL 465
ment exactes des longueurs d'onde des raies du cadmium mesurées par Michelson.
C.-D. PERRIXE. — Some total solar éclipse problems (Quelques problèmes declipses totales). — P. 331-337.
Voici les problèmes les plus intéressants, d'après C.-D. Perrine :
Étude de la structure de la couronne avec des chambres photographiques à long foyer (50 ou 60 pieds) ;
Détermination des mouvements des particules coronales dans la ligne de visée par la spectroscopie avec les raies de Fraunhofer que Ton aperçoit jusqu'à 45' du disque solaire, et perpendiculairement à la ligne de visée par des photographies prisçs en deux stations où la totalité se produit à des instants le plus éloignés possible ;
Observations bolométriques de la couronne ;
Détermination photométrique de son éclat en son entier et dans ses différentes régions ;
Détermination plus exacte des longueurs d'onde des raies des spectres de la chromosphère, de la couche renversante, de la couronne, pour leur identification avec les éléments terrestres;
Photographie du spectre du bord du Soleil sur une plaque se mouvant perpendiculairement à sa direction. On aurait ainsi une connaissance de la hauteur qu'atteignent les différentes substances et des changements possibles dans les longueurs d*onde des raies de leur spectre, à mesure que les couches seraient couvertes ou découvertes par la Lune ;
Etude de la distribution des divers gaz constituant la couronne à travers un ou plusieurs cycles de taches solaires.
J. HARTMANN. — On a new method for the measurement of stellar spectra (Sur une nouvelle méthode de mesure des spectres stellaires). — P. 338-341.
Les méthodes généralement employées pour mesurer les vitesses radiales des étoiles, consistant à comparer une à une les raies du spectre de l'étoile à celles du spectre de comparaison, conduisent à des calculs très laborieux. Ils sont au contraire très simples dans cette nouvelle méthode, dans laquelle on fait se superposer à la fois un grand nombre de raies.
De part et d'autre du spectre stellaire on photographie un spectre
466 THE ASTROPHYSICAL JOURNAL
de comparaison. Avec le même spectrographe on photographie de la même façon le spectre solaire et le spectre de comparaison. Les deux plaques sont alors placées dans un micromètre spécial où Ton voit les spectres à côté Tun de Tautre. On fait alors coïncider les raies du spectre stellaire avec celles du spectre solaire, puis les raies des deux spectres de comparaison. On obtient ainsi directement le déplacement cherché.
La seule hypothèse nécessaire à la réduction, c'est que les raies ont la même longueur d^onde dans le spectre des étoiles et dans celui du Soleil. C'est très admissible pour les étoiles du second type, et en tout cas beaucoup plus probable que l'identité des longueurs d'onde des raies des étoiles avec celles des raies des spectres obtenus dans le laboratoire.
Edwin-B. FROST. — A desideratum in spectrology (Un desideratum en speclrologie). — P. 342-347.
L*auteur réclame une entente internationale pour l'adoption d'une classification unique du spectre des étoiles. Le spectre de certains astres, comme Procyon, est désigné actuellement sous neuf noms différ^ts.
HoRACB DARWIN. — An eleclric thermostat (Un thermostat électrique). — P. 347-351.
Ce thermostat a été construit pour l'observatoire du Cap de Bonne- Espérance pour maintenir les prismes du spectroscope à une température constante pendant une période très considérable. L'échauffement de l'enceinte est produit par le passage d'un courant dans des bobines, et le courant est réglé automatiquement par le galvanomètre d'un pont deWheatstone dont les couples de résistance opposée sont en cuivre et en manganine. Le coefficient de température étant très différent pour la résistance de ces deux corps, la moindre variation calorifique réagit sur le galvanomètre.
Lord Berkeley est arrivé avec ce dispositif à maintenir un bain d'huile pendant une semaine à une température ne variant pas de 0%01 C.
Jules Baillaud.
