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CHRONIQUE ET CORRESPONDANCE 



réunion des Essais publiés de 185» à J870; Le Darwi- 

 nisme (traduclion d'H. de Vnrigny, Paris, 1891) [on 

 trouvera dans ces deux livres les théories sur la 

 couleur des animaux]; Tlie gcograpliical distribution 

 of animais, London, 1876, et Jslaiiil Life, London, 

 2= édition, 1892 [travaux fondamentaux degéonémie]; 

 !,a place de f Homme dans [Univers (traduction de 

 W" Barbey-Boissier, Paris, 1908) [voir mon analyse 

 dans la lievue générale des Sciences, 19'' année, 

 13 octobre 1908, p. 794J. L. Cuénot, 



Professeur à la Faculté des Scienees 

 de Niinctj. 



§ 2. — Astronomie 



Diiniiiuliou de la masse du Soleil causée 

 par le ra,voiiiieineiit. — D'après les théories 

 d'Einstein sur le principe de relativité, un corps qui 

 rayonne de l'énergie perd, par là même, une portion 

 de sa masse: pour une diminution E de l'énergie, la 

 perte de masse est j)i = E/V-, V représentant la vitesse 

 de la lumière. 



S'il en est ainsi, le Soleil doit, rien que par l'efTftde 

 son rayonnement d'énergie, perdre d'une façon con- 

 tinue une portion plus ou moins sensible de sa masse. 

 M. J. Bosler' a calculé cette déperdition annuelle. Si 

 l'on admet 2,5 calories pour valeur de la constante 

 solaire (chaleur reçue par centimètre carré et par 

 minute à la distance de la Terre), on trouve comme 

 perte annuelle de masse; — Ah^1,8. 10-° grammes, 



et — — =0,9.10-'^ 

 m 



Le Soleil perd environ l'équivalent de la Terre, soit 

 6.10*' grammes, en 30 millions d'années, .\ussi bien, 

 il importe de spécifier qu'il ne s'agit ici nullement de 

 la, masse gravitationnelle: de celle-ci, nous ne savons 

 wen; nous constatons dans nos expériences que les 

 deux grandeurs, masse définie par l'inertie et masse 

 définie par la gravitation, coïncident toujours ou plu- 

 tôt sont proportionnelles; mais nous ne connaissons 

 pas encore de moyen permettant d'affirmer que cette 

 coïncidence est absolue et non approchée. Il y a là 

 ua pas important à franchir. Si l'on passe outre, on 

 ;iirive à cette conclusion que, l'action de la masse 

 centrale allant en diminuant, la durée de l'année doit 

 varier. 

 ., M. Bosler trouve ainsi que l'année augmenterait de 



Î'ix secondes dans un million d'années; en outre, dans 

 ti- longitude moyenne de la Terre apparaît un terme 

 fjoustractif qui, au bout du même laps de temps, pro- 



\ 

 "(luirait une variation de — d'année, soit un retard 



^de trente-sixjours dans les saisons. De telles variations 

 sont trop faibles pour pouvoir être constatées. 

 .'_ La précision des observations modernes est telle 



valeur ne passerait probablement pas inaperçue, mais 

 elle ne va guère au delà. On voit combien nous sommes 



qu'une variation de la masse solaire de 



loin de pouvoir reconnaître, par l'observation, l'efTet 

 signalé plus haut, même si d'autres phénomènes ne 

 viennent pas, comme c'est piobable, le masquer. 



Peut-être la diminution de masse a-t-elle des effets 

 plus sensibles sur des systèmes stellaires plus chauds, 

 car on sait que l'énergie rayonnée par un corps varie 

 en raison directe de la quatrième puissance de sa tem- 

 pérature absolue. S'il existe des étoiles dont la tempé- 

 rature effective atteint six et sept fois celle du Soleil, 

 ainsi que M. Nordmann semble l'admettre, il s'ensuit 

 évidemment que leur rayonnement doit être mille à 

 deux mille fois plus intense et, partant, leur perte de 

 masse accrue dans le même rajiport : ainsi, en admet- 

 tant que la température du système d'Algol est 13800" 



' Le ftaiJiuit). mai 1913. 



(Nordmann), on calcule qu'au bout de deux mille ans 

 les éclipses d'Algol ont dû subir un retard de douze 

 minutes environ. 



On pourrait comparer aux phénomènes radioactifs 

 cette sorte d'évaporation qui, par le seul effet du rayon- 

 nement, doit amener les Soleils, si rien d'autre n'inter- 

 vient, non seulement à une extinction ou à une désa- 

 grégation, mais à une disparition totale. L'inverse du 

 chiffre que l'on trouve pour dmim représente, en 

 effet, ce qu'en radioactivité on nomme la vie moyenne 

 d'un corps, c'est-à-dire le temps nécessaire pour que 



la masse diminue dans le rapport -^ 10" années 



(dix trillions d'années) serait alors la vie moyenne de 

 notre Soleil. A. B. 



Ktude des amas globulaîres. — Etudiant pour 

 la première fois la distribution des étoiles dans les 

 amas globulaires, 10 Centaure, 47 Toucan et 13 Messier, 

 E. Pickering déduisait de l'observation la densité a]ipa- 

 reiite, c'est-à-dire le nombre des étoiles par unité de 

 surface à des ilistances diverses du centre de l'amas ; 

 il crut pouvoir conclure que la distribution est la 

 même pour les étoiles brillantes et pour les étoiles 

 faibles, et, aussi, que la loi de distribution est la même 

 d'un amas à l'autre. H. von Zeipel, dans un important 

 travail, avait cherché comment, de la densité appa- 

 rente sur la sphère céleste, définie par les observations, 

 on peut déduire la densité vraie dans l'espace; le pri'- 

 mier, cet auteur s'efforça de trouver la loi physique 

 de la distribution en comparant les amas 10 Centaure 

 et M. 3 à des masses gazeuses en équilibre isothermiqur. 

 La distribution des étoiles près du centre était ainsi 

 représentée d'une façon satisfaisante, mais, vers les 

 bords, il y avait une densité inférieure 'à celle qui 

 exige cette théorie. 



H. C. Plummer a repris cette étude, montrant un 

 procédé élégant pour obtenir la densité vraie dans 

 l'espace à partir de l'observation des nombres d'étoiles 

 situés dans des plans équidistants parallèles à la ligne 

 de visée, et, comparant les amas globulaires à des 

 masses gazeuses en équilibre convectif, il représente 

 d'une façon très satisfaisante la distribution dans 

 10 Centaure avec la formule de Schuster; d'autres 

 amas résistent à une bonne représentation. 



M. van Zeipel a repris tous ces problèmes dans un 

 mémoire magistral ' et parvient à une conclusion très 

 nouvelle : chacun de ces amas est un système gigan- 

 tesque renfermant à peu près un million d'étoiles; le 

 nombre des étoiles visiblessur un cliché ne monte pas 

 à la centième partie du nomlue total des étoiles. Ainsi 

 le problème se transforme, et la loi des grands nombres 

 va intervenir pour jouer un rôle prépondérant dans la 

 formation de ces objets singuliers. 



§ 3. — Physique 



Quelques expériences sur la baffuette divi- 

 natoire. — De récentes expériences de M. E. K. Mill- 

 ier, à Zurich, apportent une contribution intéressante 

 au problème, fort controversé, de la baguette divina- 

 toire : elles font voir que l'organisme humain, surtout 

 chez les personnes douées d'une sensibilité spéciale, 

 possède des facultés jusqu'ici insoupçonnées : d'autre 

 part, elles démontrent que le fonctionnement de la 

 baguette divinatoire dépend essentiellement de phénu- 

 mènes électrostatiques et électromagnétiques. 



M. Jàggi-Perrard, architecte du Uépartement ber- 

 nois des Constructions, s'était mis obligeamment à la 

 disposition de l'expérimentateur. La première expi'- 

 rience consistait à tenir au-dessus d'une idaque df 

 cuivre, reliée aune pile Daniell, un jiendule de laiton 

 suspendu par un fil. Ce pendule, dans la main di: 



' Ai'iid. i/e* Sciences, Upsal, t. Ll, n" 5 (1913). 



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