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paraît mener tout ce beau monde. Vingt fois, j'ai cru avoir l'occasion de l'arrêter hors du caveau qui pour moi est sacré et la source de mes renseignements la plus sûre. Toujours il m'a échappé, et il semble en vérité que quelque sortilège le garde. Comment s'appelle-t-il ? demanda Brixen. — Ceux du caveau l'appellent Rynaldo ! — Rynaldo ! s'écria le comte. C'est bien lui ! Arrêtez-le ! Arrêtez-le, Riva, et vous serez mon ami. — Ne le suis-je donc pas déjà, Excellence ? Oui, oui, mais vous le serez davantage. À ce nom de Rynaldo, quelqu'un qui eût été à côté de la princesse Régina l'eût certainement vu tressaillir. Mais, comme nous l'avons dit, elle était dans l'ombre, et nul ne s'aperçut de l'émoi de la princesse, pas même sa sœur Tania qui était tout occupée de la scène qui se déroulait devant elle. Riva donnait à Brixen qui les lui demandait, quelques détails sur Rynaldo. — L'audace de Rynaldo ajoute la folie de la jeunesse, mais son langage est si séduisant, paraît-il, qu'il entraîne facilement même les plus sages de la bande. Tant est, qu'il les a décidés à accomplir l'un de ces projets extrêmes qui conduisent généralement leur auteur à l'échafaud ! Vraiment, fit la altérée de Regina. Elle s'avança sur les deux ministres, et cette fois, le plus posément du monde, elle demanda à Riva : Et peut-on connaître, ce beau projet, monsieur de Riva ? Riva regarda Brixen. Il laissa tomber ces mots : Est-ce bien nécessaire, madame ? Sa Majesté vous le contera certainement en temps et lieu, et M. de Brixen le connaît certainement. — Que voulez-vous dire, Riva ? — Je veux dire, Excellence, que le moment est des plus graves, je veux dire que ces gens que je combats sont reçus chez vous, et que vous êtes en pourparlers avec eux, et cela étant, qu'il est fort probable qu'ils ne vous ont peut-être point tout à fait caché leur dessein. Brixen considéra Riva avec une hauteur marquée (A suivre.) LES MIEUX VIEILLÉS DE L'ASTROLOGIE Les astrophysiciens, en scrutant, avec l'aide
généralement leur auteur à l'échafaud ! Vraiment, fit la altérée de Regina. Elle s'avança sur les deux ministres, et cette fois, le plus posément du monde, elle demanda à Riva : Et peut-on connaître, ce beau projet, monsieur de Riva ? Riva regarda Brixen. Il laissa tomber ces mots : Est-ce bien nécessaire, madame ? Sa Majesté vous le contera certainement en temps et lieu, et M. de Brixen le connaît certainement. — Que voulez-vous dire, Riva ? — Je veux dire, Excellence, que le moment est des plus graves, je veux dire que ces gens que je combats sont reçus chez vous, et que vous êtes en pourparlers avec eux, et cela étant, qu'il est fort probable qu'ils ne vous ont peut-être point tout à fait caché leur dessein. Brixen considéra Riva avec une hauteur marquée (A suivre.) LES MIEUX VIEILLÉS DE L'ASTROLOGIE Les astrophysiciens, en scrutant, avec l'aide du spectroscope, la nature intime de la matière portée à des températures extrêmement élevées, sont parvenus à connaître la constitution des étoiles, leur structure, leur température, leur formation et leur évolution QUE SAVONS-NOUS des ÉTOILES ? Les myriades d'étoiles qui constituent l'armée céleste sont formées de gaz et de vapeurs métalliques, portés à une température prodigieuse. On admet généralement que les régions centrales sont soumises à des températures et à des pressions dépassant tout ce que nous pouvons imaginer, diminuant à mesure qu'on remonte du centre à la surface. Ainsi pour notre Soleil — qui est une étoile, bien entendu — la température centrale doit être d'après Svante Arrhénius, d'environ six millions de degrés, et la température de la surface extérieure, de 6.000 degrés, selon M. Deslandres, directeur de l'Observatoire de Paris. La température des couches externes des autres étoiles est comprise entre 3.000 degrés et dix mille degrés « absolus » c'est-à-dire comptés à partir de 273 degrés centigrades au-dessous de zéro. Les enveloppes extérieures des étoiles, écrit M. Albert Nodon, jouent le rôle d'écran projecteur : elles empêchent la chaleur centrale de se dissiper trop rapidement à travers l'espace. Dans les étoiles les plus volumineuses, qui sont aussi
métalliques, portés à une température prodigieuse. On admet généralement que les régions centrales sont soumises à des températures et à des pressions dépassant tout ce que nous pouvons imaginer, diminuant à mesure qu'on remonte du centre à la surface. Ainsi pour notre Soleil — qui est une étoile, bien entendu — la température centrale doit être d'après Svante Arrhénius, d'environ six millions de degrés, et la température de la surface extérieure, de 6.000 degrés, selon M. Deslandres, directeur de l'Observatoire de Paris. La température des couches externes des autres étoiles est comprise entre 3.000 degrés et dix mille degrés « absolus » c'est-à-dire comptés à partir de 273 degrés centigrades au-dessous de zéro. Les enveloppes extérieures des étoiles, écrit M. Albert Nodon, jouent le rôle d'écran projecteur : elles empêchent la chaleur centrale de se dissiper trop rapidement à travers l'espace. Dans les étoiles les plus volumineuses, qui sont aussi les plus chaudes, les couches externes sont tellement opaques à regards lumineux et radiations caloriques que leur température et leur luminosité sont comparables à celles de petites étoiles naines, telles que notre Soleil dont l'opacité est beaucoup moindre que celle des géantes. Ces mondes gigantesques laissent, pour ainsi dire, distiller goutte à goutte leur énergie interne et cette déperdition, extrêmement lente assure à ces étoiles une durée extraordinaire se chiffrant par des milliards de siècles. L'énergie qui cherche sans cesse à s'échapper à travers les enveloppes opaques, exerce un véritable effort de pression sur celles-ci, tendant à les dilater indéfiniment ; c'est à cause de cette « pression de radiation » que les étoiles jeunes, renfermant une grande provision d'énergie, ont un diamètre si grand et une densité moyenne si faible. Mais d'autre part, la pesanteur ou force de gravitation tend, au contraire, à condenser toute la matière stellaire au centre de l'étoile. Il en résulte deux actions diamétralement contraires, dont l'état d'équilibre assure à l'étoile un diamètre à peu près invariable pendant les durées immenses où la température interne reste sensiblement constante. Mais, à quelle source d'énergie formidable les étoiles peuvent-elles puiser pour conserver, sans amoindrissement sensible, des températures
goutte à goutte leur énergie interne et cette déperdition, extrêmement lente assure à ces étoiles une durée extraordinaire se chiffrant par des milliards de siècles. L'énergie qui cherche sans cesse à s'échapper à travers les enveloppes opaques, exerce un véritable effort de pression sur celles-ci, tendant à les dilater indéfiniment ; c'est à cause de cette « pression de radiation » que les étoiles jeunes, renfermant une grande provision d'énergie, ont un diamètre si grand et une densité moyenne si faible. Mais d'autre part, la pesanteur ou force de gravitation tend, au contraire, à condenser toute la matière stellaire au centre de l'étoile. Il en résulte deux actions diamétralement contraires, dont l'état d'équilibre assure à l'étoile un diamètre à peu près invariable pendant les durées immenses où la température interne reste sensiblement constante. Mais, à quelle source d'énergie formidable les étoiles peuvent-elles puiser pour conserver, sans amoindrissement sensible, des températures aussi élevées ? Les nouvelles théories sur la formation de l'atome fournissent la meilleure explication de l'entretien de l'énergie stellaire. Le calcul démontre en effet, que l'union du noyau positif avec les électrons négatifs, dans la formation des corps élémentaires, dégage une quantité d'énergie largement suffisante pour expliquer l'entretien de la chaleur du Soleil et des étoiles. LES ÉTOILES GÉANTES ET LES ÉTOILES NAINES On est parvenu à déterminer les dimensions réelles des étoiles ainsi que leur âge et l'on a pu faire un classement méthodique. Les étoiles de formation récente et dont le diamètre est le plus considérable, ont une température centrale extrêmement élevée ; ce sont les étoiles « géantes ». Celles de formation plus ancienne et de température plus basse sont les étoiles « naines », au nombre desquelles se trouve le Soleil. Les géantes et les naines, malgré leurs énormes différences apparentes, renferment toutes sensiblement un même poids de matière. On explique de cette façon, dit M. Albert Noton, les densités extraordinaires de certaines étoiles, telles que le petit satellite de Sirius, qui ne paraît avoir que 20.000 kilomètres de diamètre, mais dont la densité moyenne est cinquante mille fois supérieure à celle de l'eau, c'est-à-dire
la chaleur du Soleil et des étoiles. LES ÉTOILES GÉANTES ET LES ÉTOILES NAINES On est parvenu à déterminer les dimensions réelles des étoiles ainsi que leur âge et l'on a pu faire un classement méthodique. Les étoiles de formation récente et dont le diamètre est le plus considérable, ont une température centrale extrêmement élevée ; ce sont les étoiles « géantes ». Celles de formation plus ancienne et de température plus basse sont les étoiles « naines », au nombre desquelles se trouve le Soleil. Les géantes et les naines, malgré leurs énormes différences apparentes, renferment toutes sensiblement un même poids de matière. On explique de cette façon, dit M. Albert Noton, les densités extraordinaires de certaines étoiles, telles que le petit satellite de Sirius, qui ne paraît avoir que 20.000 kilomètres de diamètre, mais dont la densité moyenne est cinquante mille fois supérieure à celle de l'eau, c'est-à-dire que la masse de cette étoile minuscule serait du même ordre de grandeur que celle du Soleil qui est un monstre à côté d'elle. Les étoiles géantes les plus chaudes -dont la température est voisine de 15.000 degrés ont une coloration blanche ou bleue; les raies y sont peu nombreuses et se rapportent généralement à l'hélium qui apparaît le premier dans les mondes en formation. Ces étoiles du type de Rigel, dans la constellation d'Orion, sont groupées dans la « classe B ». Les étoiles géantes blanches, à température voisine de 10.000 degrés, comme Sirius et Véga, sont de formation plus ancienne et ont été groupées dans la « classe A »; les raies de l'hydrogène, qui précède l'hélium dans la genèse des mondes, y sont intenses. La « classe G » renferme les étoiles tirant sur le jaune, à température voisine de 6.000 degrés, comme notre Soleil; les raies du calcium supplémentaires sur celles de l'hydrogène et les raies métalliques y sont nombreuses. La « classe N » renferme les vieilles étoiles rouges à température au-dessous de 3.000 degrés, à raies de carbone et sur le déclin. Il existe probablement un grand nombre d'étoiles éteintes et invisibles, mais dont
et se rapportent généralement à l'hélium qui apparaît le premier dans les mondes en formation. Ces étoiles du type de Rigel, dans la constellation d'Orion, sont groupées dans la « classe B ». Les étoiles géantes blanches, à température voisine de 10.000 degrés, comme Sirius et Véga, sont de formation plus ancienne et ont été groupées dans la « classe A »; les raies de l'hydrogène, qui précède l'hélium dans la genèse des mondes, y sont intenses. La « classe G » renferme les étoiles tirant sur le jaune, à température voisine de 6.000 degrés, comme notre Soleil; les raies du calcium supplémentaires sur celles de l'hydrogène et les raies métalliques y sont nombreuses. La « classe N » renferme les vieilles étoiles rouges à température au-dessous de 3.000 degrés, à raies de carbone et sur le déclin. Il existe probablement un grand nombre d'étoiles éteintes et invisibles, mais dont la masse centrale est peut-être encore à un degré de température très élevé. Quant aux milliards de planètes qui gravitent autour des étoiles, ce sont des étoiles minuscules dont la faible masse s'est rapidement refroidie. LE SOLEIL EST MIEUX CONNU QUE LES AUTRES ETOILES La distance relativement petite qui nous sépare du Soleil, a permis d'en étudier plus facilement la composition; celle-ci est analogue à celle des autres étoiles naines de formation déjà ancienne. Etant donné la température et la pression énorme qui doivent régner au centre de la masse solaire, il est probable que les atomes y sont dissociés. La densité de la masse centrale est voisine de celle du fer, tandis que la densité moyenne de l'astre est beaucoup plus faible. La première couche extérieure du Soleil, la plus éclairante, est la « photosphère »; la température y atteint 6.000 degrés et la dissociation atomique y est très avancée. Au-dessus de la photosphère, se place la « couche renversante », qui joue un grand rôle dans la nature du spectre solaire, en provoquant le renversement des raies brillantes émises par la photosphère. La dernière enveloppe externe est la « chromosphère » de couleur rosée, dont la température est
sépare du Soleil, a permis d'en étudier plus facilement la composition; celle-ci est analogue à celle des autres étoiles naines de formation déjà ancienne. Etant donné la température et la pression énorme qui doivent régner au centre de la masse solaire, il est probable que les atomes y sont dissociés. La densité de la masse centrale est voisine de celle du fer, tandis que la densité moyenne de l'astre est beaucoup plus faible. La première couche extérieure du Soleil, la plus éclairante, est la « photosphère »; la température y atteint 6.000 degrés et la dissociation atomique y est très avancée. Au-dessus de la photosphère, se place la « couche renversante », qui joue un grand rôle dans la nature du spectre solaire, en provoquant le renversement des raies brillantes émises par la photosphère. La dernière enveloppe externe est la « chromosphère » de couleur rosée, dont la température est beaucoup plus basse et la pression très faible. Tous les phénomènes solaires, tels que « taches », « facules », ou plages brillantes entourant les taches; « filaments » ou taches allongées; « protubérances » ou jets de flammes, se manifestent dans la chromosphère. C'est là que paraissent se produire aussi, les phénomènes électriques et magnétiques, dont l'action se fait sentir jusque sur la terre. Enfin, une poussière très ténue entoure la chromosphère d'une enveloppe extérieure appelée « couronne solaire ». Celle-ci a une température relativement basse et une faible luminosité; aussi, ce n'est que lors des éclipses totales de Soleil qu'on peut l'apercevoir et l'étudier. ELECTRICITÉ, MAGNÉTISME ET RADIATIONS SOLAIRES La matière coronale paraît être projetée dans l'espace sous forme de jets électrisés, par de puissantes actions électriques, pendant les périodes d'activité solaire révélées par les taches. Ce phénomène a sa répercussion sur la Terre où il se manifeste sous forme d'aurores polaires, d'orages magnétiques et de troubles atmosphériques. À l'aide de méthodes optiques découvertes par Zeeman et appliquées par Hale, on a pu étudier les phénomènes magnétiques qui se produisent dans la chromosphère au voisinage des taches et des facules. Voici ce qu'écrit Monsieur Albert Nodon, à ce
aussi, les phénomènes électriques et magnétiques, dont l'action se fait sentir jusque sur la terre. Enfin, une poussière très ténue entoure la chromosphère d'une enveloppe extérieure appelée « couronne solaire ». Celle-ci a une température relativement basse et une faible luminosité; aussi, ce n'est que lors des éclipses totales de Soleil qu'on peut l'apercevoir et l'étudier. ELECTRICITÉ, MAGNÉTISME ET RADIATIONS SOLAIRES La matière coronale paraît être projetée dans l'espace sous forme de jets électrisés, par de puissantes actions électriques, pendant les périodes d'activité solaire révélées par les taches. Ce phénomène a sa répercussion sur la Terre où il se manifeste sous forme d'aurores polaires, d'orages magnétiques et de troubles atmosphériques. À l'aide de méthodes optiques découvertes par Zeeman et appliquées par Hale, on a pu étudier les phénomènes magnétiques qui se produisent dans la chromosphère au voisinage des taches et des facules. Voici ce qu'écrit Monsieur Albert Nodon, à ce sujet : « Zeeman a trouvé qu'en faisant agir un aimant très puissant sur des gaz portés à haute température, les raies spectrales émises par ces gaz incandescents se divisent en deux ou trois raies très voisines; en mesurant l'écartement de ces raies, on en peut déduire l'intensité du champ magnétique solaire. (L'action électrique, que nous avons signalée pour la première fois en 1885, à la suite d'observations faites à la Sorbonne, paraît être la cause principale des courants électriques circulant dans la haute atmosphère terrestre, origine probable du magnétisme terrestre. Le Soleil, comme tous les astres, émet des radiations de diverses longueurs d'onde et il semble probable que l'atmosphère terrestre ne laisse passer que certaines d'entre elles, telles que les caloriques et les lumineuses, tandis qu'elle oppose une barrière infranchissable aux autres, telles que les ondes électromagnétiques, les ondes ultra-violettes et les rayons X, qui seraient du reste funestes à la vie biologique ». D'autre part, on a commencé en 1923, l'étude de la radioactivité de la « cellule vivante », qui paraît conduire à une nouvelle orientation vers l'étude de radiations extraordinairement courtes, probablement émises par le Soleil et les étoiles, et établissant des relations d'ordre encore inconnu
magnétique solaire. (L'action électrique, que nous avons signalée pour la première fois en 1885, à la suite d'observations faites à la Sorbonne, paraît être la cause principale des courants électriques circulant dans la haute atmosphère terrestre, origine probable du magnétisme terrestre. Le Soleil, comme tous les astres, émet des radiations de diverses longueurs d'onde et il semble probable que l'atmosphère terrestre ne laisse passer que certaines d'entre elles, telles que les caloriques et les lumineuses, tandis qu'elle oppose une barrière infranchissable aux autres, telles que les ondes électromagnétiques, les ondes ultra-violettes et les rayons X, qui seraient du reste funestes à la vie biologique ». D'autre part, on a commencé en 1923, l'étude de la radioactivité de la « cellule vivante », qui paraît conduire à une nouvelle orientation vers l'étude de radiations extraordinairement courtes, probablement émises par le Soleil et les étoiles, et établissant des relations d'ordre encore inconnu entre certaines et la vie biologique elle-même. Cet exposé sommaire, tout en nous instruisant des faits essentiels que nous ont appris, jusqu'ici, les mondes qui peuplent l'Univers, nous permet d'entrevoir le champ immense de l'Astrophysique, utilisant l'ensemble des connaissances humaines dans les domaines de la mécanique, de la physique et de la chimie. Et l'on comprend alors, combien était juste cette pensée de Janssen, l'un des créateurs de l'Astrophysique, quand il s'écriait : « Étoile ! envoie-moi un de tes rayons, et je te dirai de quoi tu es faite ! » A. COLOMBANI. Revue des sciences L'ÉPOPÉE DE LA PHOTOGRAPHIE Le VIe Congrès international de la photographie s'est tenu, il y a quelque temps, à Londres. Ce fut une imposante manifestation à laquelle prirent part les spécialistes des six parties du monde, soucieux de faire connaître leurs propres travaux ou de s'instruire des développements nouveaux de cette admirable invention. Les milliers d'amateurs qui noircissent, chaque année, des millions de négatifs de plaques ou de pellicules, regardent la photographie comme un agréable divertissement. De plus rares la tiennent pour un art véritable. Enfin, dans les laboratoires, on la considère comme une science et comme un auxiliaire précieux de la science.
de la chimie. Et l'on comprend alors, combien était juste cette pensée de Janssen, l'un des créateurs de l'Astrophysique, quand il s'écriait : « Étoile ! envoie-moi un de tes rayons, et je te dirai de quoi tu es faite ! » A. COLOMBANI. Revue des sciences L'ÉPOPÉE DE LA PHOTOGRAPHIE Le VIe Congrès international de la photographie s'est tenu, il y a quelque temps, à Londres. Ce fut une imposante manifestation à laquelle prirent part les spécialistes des six parties du monde, soucieux de faire connaître leurs propres travaux ou de s'instruire des développements nouveaux de cette admirable invention. Les milliers d'amateurs qui noircissent, chaque année, des millions de négatifs de plaques ou de pellicules, regardent la photographie comme un agréable divertissement. De plus rares la tiennent pour un art véritable. Enfin, dans les laboratoires, on la considère comme une science et comme un auxiliaire précieux de la science. « Il n'existe pas une branche de la connaissance humaine à laquelle la photographie n'ait fait faire des progrès souvent énormes. Elle fixe et conserve le phénomène fugitif ; elle reproduit la réalité visuelle avec ses détails inaperçus et en permet la mesure exacte. Elle fouille l'infiniment grand comme l'infiniment petit et inscrit beaucoup plus que notre œil ne saurait voir ». Que doit la Science à la photographie? Notre confrère, René Sudré nous le dit excellemment dans la « Gazette du franc ». « À l'astronomie elle a dévoilé le mystère des nébuleuses et indiqué le mouvement des étoiles en apparance immuables; la carte de la Lune, la carte du Ciel, sont des documents photographiques où l'on trouve toujours du nouveau. À la mécanique, à la physique, elle a fourni un procédé d'enregistrement incomparable. Elle secourt l'analyse spectrale qui est notre plus puissant moyen d'investigation de la matière. Tout récemment, elle a révélé la structure des cristaux par le moyen des rayons X. La microphotographie aide à connaître la cellule organique. Quels services la plaque sensible ne rend-elle pas au naturaliste, au géographe, à l'explorateur? La radiophotographie est un bienfait médical. Et dans l'ordre social on sait tout ce
petit et inscrit beaucoup plus que notre œil ne saurait voir ». Que doit la Science à la photographie? Notre confrère, René Sudré nous le dit excellemment dans la « Gazette du franc ». « À l'astronomie elle a dévoilé le mystère des nébuleuses et indiqué le mouvement des étoiles en apparance immuables; la carte de la Lune, la carte du Ciel, sont des documents photographiques où l'on trouve toujours du nouveau. À la mécanique, à la physique, elle a fourni un procédé d'enregistrement incomparable. Elle secourt l'analyse spectrale qui est notre plus puissant moyen d'investigation de la matière. Tout récemment, elle a révélé la structure des cristaux par le moyen des rayons X. La microphotographie aide à connaître la cellule organique. Quels services la plaque sensible ne rend-elle pas au naturaliste, au géographe, à l'explorateur? La radiophotographie est un bienfait médical. Et dans l'ordre social on sait tout ce que nous devons à la photographie, même si on ne compte pas le cinéma, cette adoration des foules modernes ». Il est surprenant de penser que cette série d'applications dérive uniquement d'une propriété chimique de certains sels d'argent : leur sensibilité à la lumière. A cet égard, rien n'a changé depuis l'origine; la gélatine a remplacé le collodion comme support de l'image, mais c'est toujours le bromure d'argent qui en inscrit les valeurs lumineuses. Le Congrès de Londres s'est occupé de savoir comment s'opère cette inscription et comment se forme ce dessin invisible qu'une réaction chimique fait apparaître, mais c'est là une question compliquée et le problème est loin d'être résolu. Tout son effort s'est porté sur la fixation d'un étalon pour apprécier la transparence plus ou moins grande des négatifs. L'unité d'intensité a été définie comme l'intensité d'une bougie internationale vue à travers un certain filtre dont la composition a été donnée. (Les esprits grincheux pourraient dire qu'il en est de la Science comme de la photographie : On fait des définitions, on élargit le domaine des applications pratiques mais le fond des choses nous reste encore opaque). L'UTILISATION DE L'EAU COMME COMBUSTIBLE Au cours de la Conférence scientifique