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1.
Résumé On considère souvent que le milieu coronal est en équilibre hydrostatique si bien que l'étude de la distribution verticale de la matière est censée donner une bonne estimation de la température coronale (Billings, 1966). De fait, le gradient vertical de densité observé dans la basse couronne (altitudes inférieures à 300 000 km) où l'effet du vent solaire est peu important conduit à une température hydrostatique de 1 500 000 K en moyenne, en assez bon accord avec les déterminations fondées sur l'étude du rayonnement radioélectrique et sur celle de l'ionisation. Il semblerait néanmoins souhaitable de chercher à préciser cette concordance moyenne en comparant dans le détail les variations de la température coronale et celles du gradient vertical de densité pour voir si l'hypothèse de l'équilibre hydrostatique est partout vérifiée.Cette comparaison ne peut être tentée qu'à partir d'un jeu d'observations suffisamment variées pour que l'on puisse déterminer de façon indépendante la densité et la température dans une même région de la couronne: un tel matériel est disponible grâce aux observations coronales effectuées entre 1967 et 1969 à l'Observatoire du Pic du Midi, qui comportent notamment, pour 81 journées d'observations, (a) la mesure de l'intensité des raies 5303 Å et 6374 Å, à 1 du bord, tous les 5° autour du Soleil (b) la mesure de la brillance de la couronne K pour les mêmes angles de position, à 15 et à 5 du bord. Sans discuter ici des caractéristiques propres à ces deux catégories d'observations, qui ont déjà été décrites dans d'autres publications, nous allons chercher dans ce travail à les utiliser pour mettre à l'épreuve la validité de l'hypothèse de l'équilibre hydrostatique dans la basse couronne.
The observations performed at the Pic du Midi Observatory with a K-coronameter at different altitudes above the solar limb allow us to compute the vertical density gradient of the corona, therefore giving the value of the hydrostatic temperature T h computed under the assumption of hydrostatic equilibrium in the lower corona. We compare T h with the ratio r = I 5303/I 6374 of the intensities of the green and the red coronal lines observed at the same position angle and on the same day: r is expected to yield the proportion of cold regions and hot regions along the line of sight under study. As a matter of fact no relation appears between individual values of T h and r nor between averaged values of T h and r (Figure 1). In a second step we compute the 5303 Å emission which should be observed, for selected position angles where 6374 Å emissions are faint, making use of the electron density values which can be deduced from the K corona observations. The ratio q = (I 5303) obs/(I 5303) calc of observed to computed 5303 Å intensities should depend upon the corona temperature according to the ionization theory. But again, we do not find the expected relation since Figure 2 displays only a large scatter of points. We conclude that large deviations to hydrostatic equilibrium probably occur in the corona but it is still possible that the presence of arch structures in the lower corona makes it unrealistic to interpret a ratio of intensities integrated along different lines of sight in term of a regular density gradient, although this procedure has been universally used up to now.
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2.
Résumé Il est envisagé dans ce travail le problème généralisé du mouvement translatoire-rotatoire des trois corps solides.Il est supposé que chaque particule élémentaire du chacun corps agit sur chaque particule d'autre corps par une force (d'attraction ou de répulsion), dirigée suivant la droite, passante par ces deux particules. Cette force est proportionnele à produit des masses des deux particules et à une certaine fonction du temps, de la distance mutuelle et des ses dérivées première et seconde.On ne suppose pas, que le troisième axiome de la dynamique Newtonienne a lieu, de sorte que notre système des trois corps se trouve sous l'influence des six forces distinctes.Les équations fondamentales du mouvement translatoire-rotatoire des trois corps solides n'admettent pas, en général, des intégrales premières classiques.Nous avons établie auparavant les conditions à laquelles doivent satisfaire les corps pour que le problème posé admettra lesmouvements plans, c'est-à-dire les tels mouvements quand les centres des masses des trois corps restent toujours dans un plan invariable et chaque corps est assujetti à tourner autour d'axe, qui est perpendiculaire à ce plan invariable.Il est établie, que le problème admet ces mouvements plans au cas où chaque des trois corps possède d'une symétrie dynamique et géométrique par rapport d'un plan, passant par le centre des masses. Il est étudie plus loin la question d'existence des tels mouvements plans dans lequels les centres des masses des trois corps forment toujours un triangle équilateral (solution Lagrangienne), ou restent toujours sur une ligne droite (solution Eulerienne). Il est montré, que ces mouvements peuvent exister au cas où chaque des trois corps possède, outre la symétrie par rapport d'un plan, encore d'une symétrie dynamique et géométrique par rapport d'un axe, perpendiculaire à plan de la symétrie.Dans ces solutions chaque corps tourne uniformément autour cet axe avec vitesse angulaire, indépendante des paramètres des mouvements orbitaux des centres des masses.Sont obtenues les conditions à laquelles doivent satisfaire les lois des forces actives et les caractéristiques de structure des corps pour que ces mouvements Lagrangiennes et Euleriennes pourront être exister.On donne les exemples. Il est envisagé, en particulier, le cas où chaque corps est une sphère avec la distribution sphérique de la densité, et les particules élémentaires s'exercent mutuellement par les lois du Newton-Coulont (d'attraction ou de répulsion), avec les coefficients de la proportionnalité dépendant du temps. Alors, les solutions Lagrangiennes peuvent exister au cas seulement où chaque corps agit sur les deux autres par le même loi.Les solutions Euleriennes peuvent exister au cas seulement où les coefficients sont des constantes, ou bien sont les produits de celles constantes par une fonction unique du temps.Les résultats analogues sont établies pour les corps arbitraires, possèdant la symétrie axiale, dont les particules élémentaires s'exercent aussi par les lois du Newton-Coulont.Remarquons maintenant, que les résultats exposés dans ce travail montrent que les solutions célèbres du Lagrange et Euler dans le problème classique des trois points matériels, s'attirant mutuellement selon loi du Newton, existent aussi dans le problème des trois corps solides avec les suppositions les plus générales pour les forces actives. De cette façon il est établie, que ces mouvements classiques, ayant d'une grande importance pour la mécanique céleste contemporaine, possédent d'une stabilité d'un genre singulier remarquable.En effet, les configurations triangulaires et rectilignes des trois corps peuvent se conserver indéfiniment avec les changements différents des lois des forces actives, aussi qu'avec les changements divers des structures des corps solides en mouvement (dans cértaines conditions aussi pour les corps fluides).D'un autre côté, les résultats obtenus ont, comme il semble à l'auteur de ce travail, non seulement l'intérèt purement théorique, mais peuvent avoir aussi les applications dans les problèms concrets du mouvement des corps célestes dans les domaines très éloignés d'espace cosmique.En effet, il parait indubitable, que dans les divers domaines d'univers et dans les divers systèmes cosmiques, peuvent avoir lieu les actions mutuelles très différentes, qui peuvent en outre se changer avec le temps.La loi d'attraction universelle du Newton, qui est probablement assez suffisante pour notre système solaire, est sans doute une approximation grossière et douteuse seulement des lois réelles de la Nature.
In the present paper, the generalized problem of translatory-rotatory motion of three rigid bodies, whose elementary particles act upon each other according to arbitrary laws of forces along the straight line joining them, is discussed.Author has shown that this problem admits particular solutions, analogous to the classic solutions of Lagrange and Euler, when each body possesses axial symmetry. In these solutions the centres of mass of the three bodies form an equilateral triangle (Lagrangian solutions) or remain always on a straight line (Eulerian solutions). Each body turns uniformly around its axis of symmetry, which remains always perpendicular to the plane of motion of centres of mass.
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3.
Prospects for an Earth-orbiting planetary observatory are fairly high for the next decade. Therefore, scientific priorities, subsequent requirements and their instrumental consequences have to be carefully analyzed.Detailed studies of spatio-temporal variations in the composition and chemistry of planetary atmospheres are of prime importance for the understanding of their evolution. Ultraviolet observations with an imaging spectrograph would be a means of partially fulfilling this objective. The performances of such an imaging spectrograph are studied in the case of observations of molecular absorption features in planetary atmospheres. A simple model of the source is used to simulate three-dimensional (spectral, spatial and temporal) data sets. We propose a method of data reduction which consists in focusing the images corresponding to different positions of the absorbing areas on the disk back onto a common frame of reference. The influence of the various parameters defining the absorption structure in the source on the contrast and width of the observed absorption dip is investigated as a function of the spectral dispersion of the instrument, as well as the effect due to spurious assumptions on the longitudinal position of the absorption area. A comparison with the performances of a long slit spectrograph capable of performing similar measurements shows that the objective grating concept, when it is optimized to the particular absorption bands of interest, has a significant advantage in terms of sensitivity, simultaneous spatial coverage and data reduction flexibility.
Résumé Il est probable qu'un observatoire planétaire orbital verra le jour dans les dix ans qui viennent. Par conséquent, il est nécessaire d'analyser avec soin les priorités scientifiques d'un tel observatoire, les contraintes qui en découleraient et leur traduction sur le plan instrumental.L'étude détaillée des variations spatio-temporelles dans la composition et la chimie des atmosphères planétaires est de premiére importance pour la compréhension de leur évolution. La possibilité d'observer dans l'ultraviolet moyen avec un spectrographe imageur serait un moyen de répondre au moins partiellement à cet objectif. Les performances d'un tel instrument appliqué à l'observation de structures d'absorption moléculaire dans les atmosphères planétaires sont le sujet de la présente étude. Un modèle simple de la source est utilisé pour simuler les données tri-dimensionnelles (spectrales, spatiales et temporelles). Nous proposons une méthode de réduction des données qui consiste à ajouter dans un système de référence commun les images correspondant aux positions successives d'une région d'absorption sur le disque. L'influence des divers paramètres qui définissent la structure d'absorption sur le contraste et la largeur de la région d'absorption telle qu'elle est observée dans les données réduites, est étudiée en fonction de la dispersion spectrale de l'instrument, de même que les effets produits par des hypothèses erronées sur la position longitudinale de cette structure. Comparé un spectrographe à fente de caractéristiques identiques, le concept à réseau objectif, dans la mesure où il est optimisé pour les bandes d'absorption intéressantes, apparait présenter un avantage significatif en termes de sensibilité, de couverture spatiale simultanée et de souplesse dans le traitement des données.
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4.
Résumé Nos études nous ont amené à découvrir que toutes les novae sont entourées par une enveloppe de poussière. Cette enveloppe, qui a un rayon de 5×1014 à 5×1015 cm, existe avant l'explosion de la nova. Nous avons mesuré les valeurs, d'une part, de l'absorption visuelle de l'enveloppe poussièreuse circumstellaire de la Nova Delphini qui est de 1,12, 3,29 et 2,24 magnitudes pour les années 1968, 1969 et 1970, tandis qu'elle est de 3 m environ pour la Nova Serpentis 1970, durant le début de l'activité, et celles, d'autre part, du rapport de l'absorption visuelle à l'excès de couleurE B-V de la Nova Delphini qui est environ de 2,35 2,75 et 3,36 respectivement pour les années 1968, 1969 et 1970. Nous voyons que l'effet du rougissement de l'enveloppe circumstellaire sur les flux des raies est très important; ainsi le flux observé de la raieH doit être multiplié par un facteur de l'ordre de 30, pour éliminer l'effet de rougissement circumstellaire.En outre, nous avons trouvé que les particules constituant l'enveloppe circumstellaire ont un rayon de 0,1 micron, avant l'explosion, et que pour pouvoir interpréter les phénomènes observés, il faut considérer les particules de rayon 0,1 micron comme des noyaux de condensation pour former des particules de grandes dimensions. L'augmentation du rayon de ces particules, durant l'activité de la nova, est due à des collisions entre les particules de poussière (qui existent avant l'explosion), et la matière éjectée par la nova elle-même.
Our studies have led us to conclude that all Novae are surrounded by a dusty envelope. This envelope which has a radius of 5×1014 to 5×1015 cm, exists before the explosion of the Nova. We have measured visual absorptions of the circumstellar dusty envelope of Nova Delphini of the order of 1.12, 3.29, and 2.24 magnitudes in 1968, 1969, and 1970, respectively, while that of Nova Serpentis was of the order of 3 magnitudes at the start of its activity. Also we have found the ratio of visual absorption to the colour excessE B-V for Nova Delphini, which was of the order of 2.35, 2.75, and 3.36 for 1968, 1969, and 1970, respectively. Therefore, we see that the effect of the reddening of the circumstellar envelope on the line fluxes is very large; thus the flux ofH needs to be multiplied by a factor of order 30, to eliminate the effect of circumstellar reddening.We also found that the particles of the circumstellar envelope have a radius of 0.1 micron before the explosion and that, in order to interpret the observed phenomena, one must consider the 0.1 micron radius particles as condensation nuclei, for the formation of large particles. The increase in particle radius during the activity of a Nova is due to collisions between dust particles (which exist before the explosion) and gas ejected by the Nova.
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5.
La dissymétrie du faciès lunaire en ce qui concerne la répartition des mers et des anomalies gravitiques, ainsi que l'existence des grands cratères rayonnants sur la seule face visible sont mis en rapport avec la genèse de la lune à partir du magma terrestre.Projeté dans le vide interplanétaire, ce magma aurait subi un processus de détente partielle accompagnée de dégazage, donnant ainsi lieu à la formation d'innombrables sphéroïdes plus ou moins visqueux retombant par la suite sur le noyau de la lune en donnant, selon leur taille et leur composition, les mers et les cratères continentaux. Ce point de vue, qui concilie dans une certaine mesure les théories météoritiques et volcaniques du relief lunaire, est justifié par un examen détaillé de ce relief.  相似文献   

6.
Résumé L'apparence plus diffuse en H qu'en [Nii] 6584 des arches filamentaires de NGC 650-1 est bien visible sur les photographies obtenues par Louise (1982).Cet auteur suggère que ceci est peut être le résultat de la diffusion plus rapide des ions H+ par rapport aux ions N+, ces derniers étant 14 fois plus lourds.Nous montrons cependant dans cet article que la diffusion relative des divers types d'ions est négligeable dans les nébuleuses planétaires.Les observations de Louise (1982) peuvent cependant être interprétées par un effet de structure d'ionisation, l'azote se présentant à l'état N++ dans la région la plus interne des arches filamentaires. Dans un autre domaine, les observations de Sabbadin et Hamzaoglu (1981) suggèrent que NGC 650-1 n'as pas de symétrie axiale.Nous montrons que deux causes physiques distinctes sont nécessaires pour expliquer ce résultat: la rotation du noyau qui a éjecté la nébuleuse planétaire et le champ magnétique intranébulaire, l'axe de rotation stellaire n'étant pas exactement parallèle à l'axe magnétique.
A morphological study of NGC 650-1
Long-exposure plates have been made on NGC 650-1 by Louise (1982). One of the typical features is the filamentary structure which appears sharper in [Nii] than in H.This author suggests that the H image is fuzzy because the hydrogen ions diffuse more rapidly than nitrogen ions. We show, however, that the relative diffusion of various ions is negligible in planetary nebulae. Therefore, Louise's suggestion must be rejected.The observations of this author can be interpreted by means of an ionization effect, nitrogen being present in N++ state within the most internal part of filamentary arches.On the other hand, observations made by Sabbadin and Hamzoglu (1981) suggest that NGC 650-1 does not possess axial symmetry. We show that two physical mechanisms are necessary to explain it: rotation of nucleus which has ejected the planetary nebulae, and intranebular magnetic field; the magnetic axis being not parallel to the rotation axis.
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7.
Sommaire L'analyse photométrique de la pénombre pendant 21 éclipses de 1921 à 1968 sur la base d'un matériau homogène d'observations revèle des anomalies explicables par la luminescence du sol lunaire excitée par les radiations UV-X solaires dont les sources se situent dans la basse couronne et au-dessus des plages K-3. L'influence de la haute atmosphère terrestre se manifeste au bord de l'ombre.
Photometric analysis of the penumbra during 21 eclipses between 1921 and 1968 based upon the homogeneous observational material reveals some anomalies which may be explained by the lunar luminescence excited by UV-X solar radiations whose sources are located in the low corona and above the K-3 plages. The influence of the terrestrial upper atmosphere is detectable on the border of the umbra.

Ex-astronome à l'Observatoire de Bordeaux.

En congé de l'Institut Astronomique de l'Académie des Sciences, Prague.  相似文献   

8.
Résumé On étudie les spectres des spicules observés simultanément dans les raies K et D3 en fonction du temps et de l'altitude (2000<h<5000 km). Les mesures de la variation de l'intensité centrale I 0 avec l'altitude, sont données dans le Tableau I. On donne des résultats comparatifs concernant l'énergie émise E k et E D3.La Figure 1 représente les variations de la largeur à mi-intensité des profils d'émission, (L) en fonction du temps et la Figure 2 en fonction de la hauteur.La classification des spicules en deux groupes: profil large (LW) et profil étroit (LN) a été confirmée. Il y a 2 fois plus de spicules LW que LN, la durée de vie des LN étant <2,5 min. Le Tableau II donne les valeurs moyennes de la largeur réduite L/.A l'aide des valeurs L, on détermine la microturbulence () dans les spicules en fonction de la hauteur (Figure 3, pour la raie K). La turbulence de la raie D3 est donnée dans un tableau dans le texte. Les résultats sont en bon accord. L'interprétation de ces résultats suggère que la microturbulence a deux composantes 0 et e. Pour les LN on a 0 seul pour les LW on a 0 + 0, où 0 est la turbulence au centre des spicules à l'endroit du champ magnétique fort (Figure 4a) et 0 est la turbulence vers l'extérieur des spicules LW, là où le champ est faible (Figure 4b).
We study in this paper the spectra of spicules on the solar limb observed simultaneously in the K and D3 lines in terms of time and altitude (2000<h<5000 km). The measures of the variation of the central intensity I 0 with the altitude are given in Table I. We are also giving comparative results concerning the energy emitted EK and ED3 (Section 4).For different spicules, Figure 1 represents the variations of the total width at half intensity (L) of the emission profiles in terms of time and Figure 2 in terms of height.The classification of spicules in two groups: wide profile (LW) and narrow profile (LN) has been confirmed. There are approximately twice as many LW spicules as LN, the lifetime of LN spicules seems to be <2.5 min. Table II gives the average values of L/.With the help of L values, we can determine the microturbulence () in the spicules in function of the height (Figure 3, for the K line). The turbulence of the D3 line is given in a table in the text (Section 5.3). The results of both lines are concordant and the interpretation which we suggest (Section 5.4) is that the microturbulence has, generally speaking, two components 0 and 0. For the LN we have 0 alone, and for the LW we have 0 + e, 0 being the turbulence at the center of spicules where the magnetic field is strong (Figure 4a), whereas the e is the turbulence towards the exterior of the LW spicules, where the magnetic field is weak (Figure 4b).
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9.
J. Bouet 《Solar physics》1982,78(2):385-387
A simultaneity is observed between fluctuations in ellipticity of the solar corona and variation of the light deflection by the Sun, during the eclipses.
Résumé On constate une simultanéité entre les fluctuations de l'ellipticité de la couronne solaire et les variations des déviations de la lumière, par le soleil, durant les éclipses.
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10.
The International Atomic Time TAI is a physically realized time scale which is ultimately used for comparisons between observations and dynamical theories. Its definition should tell unambiguously what an ideal TAI should be. For terrestrial applications, TAI has been defined as a geocentric coordinate time. In Solar System Dynamics, a barycentric coordinate time is needed. In general, it is not possible to convert a coordinate time into another coordinate time. But a specific clock synchronized on TAI in the terrestrial system can be considered as reading a modified, proper time [TAI]i, which can be converted into a barycentric coordinate time. In this conversion appears a small location dependent term. By this process all the clocks of the TAI system give an unique barycentric time with the same metrological properties as TAI.
Résumé Le Temps Atomique International TAI est une échelle de temps physiquement réalisée qui est utilisée pour la comparaison entre les observations et les théories dynamiques. Sa définition doit exprimer sans ambiguïté ce que devrait être un TAI idéal. Pour les applications terrestres, TAI a été défini comme un temps-coordonnée géocentrique. Pour la dynamique du système solaire, on a besoin d'un tempscoordonnée barycentrique. En général, il n'est pas possible de convertir un temps-coordonnée en un autre temps-coordonnée. Mais une horloge particulière synchronisée sur le TAI dans le système terrestre peut être considérée comme marquant un temps-propre modifié [TAI]i: on peut alors convertir ce temps propre en un temps-coordonnée barycentrique. Dans cette conversion apparaît un terme petit dépendant de l'emplacement de l'horloge sur la Terre. Par ce procédé, toutes les horloges du système du TAI conduisent à un temps-coordonnée barycentrique unique qui bénéficie des mêmes propriété métrologiques que le TAI.
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11.
Résumé Cet arricle est composé de deux parties, l'une établie par M. Langlois, l'autre par Mme Losco. La première partie est consacrée à l'étude des équations de Poincaré qui sont les équations de Lagrange du mouvement lorsqu'on introduit des pseudo-paramètres. Une application de ces équations est intéressante à envisager lorsque l'on mélange coordonnées et pseudo-paramètres et que les coordonnées sont ignorables dans le lagrangien. On établit alors un théorème de réduction des équations du mouvement par des relations invariantes. La transformation KS entre dans ce cadre. La seconde partie concerne la construction de matrices généralisant KS. Ce sont des matrices dont les premières lignes définissent des variablesQ , les dernières lignes des pseudo-paramètres et pour lesquelles on peut appliquer le théoreme de réduction établi précédemment.Le mouvement général du corps solide dansR n permet une construction de telles matrices, de même que KS est associée à une rotation deR n.
This paper is composed of two parts, the first one established by M. Langlois, the other one by L. Losco. First a study of Poincaré's equations is made, which are Lagrangian equations where use is made of some quasi-coordinates. One application of these equations is very interesting when some coordinates are ignorable in the Lagrangian. A theorem of reduction is obtained with invariant relations. KS is of this kind. Then matrices are constructed which generalize KS. There are matrices of coordinates and quasi-coordinates, which allow application of the theorem of reduction previously obtained. The general motion, helicoidal motion, of a rigid body inR n-space allows to obtain such matrices, just as KS corresponds to a rotation inR 4.Some results have been briefly published in two notes mentioned at the end.
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12.
A simplified model of the planar Three-Body Problem is considered in which two particles, forming a close binary, orbit a distant point. A small parameter , related to the distance separating the binary and the remaining mass is defined. The time is eliminated from the equations of motion and an angular variable is used instead. A two-variable expansion procedure is used to find an asymptotic solution. The solution obtained is known completely up to the order ten in , and it is valid for almost arbitrary initial conditions. Specification of the initial conditions leads to a solution which is periodic with respect to a modified time variable.
Résumé On considère un modèle simplifé du Problème Plan des Trois Corps, dans lequel deux particules, formant une binaire proche, sont en orbite par rapport à un troisième point éloigné des deux autres. On définit un petit paramètre , lié à la distance séparant la binaire de la particule restante. On élimine le temps des équations du mouvement et on utilise une variable angulaire comme nouvelle variable indépendante. Une méthode de développement à deux échelles est utilisée permettant d'obtenir une solution asymptotique du problème. La solution obtenue est connue complètement jusqu'àl'ordre dix en , et elle est valable pour des conditions initiales très générales. Pour des conditions initiales bien déterminées, on obtient une solution périodique par rapport à une nouvelle variable temporelle.
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13.
Résumé L'obtention de spectres coronaux fournit, après analyse, un certain nombre d'informations dont on va tenter ici de tirer quelques conclusions par confrontation avec des calculs théoriques.On discute d'abord les conditions de validité du problème. D'une part, une approche théorique délicate, où les calculs ne peuvent être conduits jusqu'à leur formulation numérique qu'au prix d'hypothéses critiquables (insistant davantage sur le problème de 1'équilibre cinétique et du vent solaire), et d'autre part, des observations sûres reflétant la complexité des structures coronales (négligeant cependant les difficultés inhérentes aux microstructures).Les calculs théoriques ont été effectués en tenant compte dans 1'évaluation des paramètres physiques fondamentaux, tels sections de chocs, des progrès récents en physique atomique. Les observations ont été effectuées à 1'Observatoire du Pic du Midi, dont les résultats d'ensemble et les problèmes divers de photométrie (calibrations précises, réductions des mesures, etc....) ont été exposés et discutés dans un article séparé.La résolution des équations classiques de l'équilibre statistique, qui se réduisent pour un ion déterminé a un système d'équations linéaires si l'on prend div = 0, fournit les valeurs des populations relatives des différents niveaux énergétiques. On a pu ainsi étudier le comportement de nombreuses raies spectrales, comprenant donc les six raies interdites observées, en fonction de la température et de la densité électronique.On cherche alors à interpréter les résultats de certaines observations. On a pu ainsi donner une explication possible de quelques anomalies constatées dans le comportement de Fe x, indicateur des centres actifs jeunes. A été mise également en évidence une corrélation assez étroite entre les intensités de Fe xi et Fe xiv, indicateurs des régions émissives à haute température. Fe xiii se révèle être par contre un indicateur sensible des régions de forte densité électronique. Le cas de Fexii est discuté à part.On tente alors de tirer des indications sur les conditions physiques existant dans les renforcements coronaux. On montre, à partir du tracé des courbes d'isorapports d'intensité, pour deux valeurs du facteur de dilution, qu'il peut y avoir un argument en faveur d'un transport de matière dans le plasma coronal. Vers 1,1 rayon solaire environ, un domaine possible de température et de densité peut être considéré: les fluctuations permises à 1'intérieur de cette région traduisent des hétérogénéités dans le renforcement coronal, principalement dans la phase jeune de développement du centre actif sousjacent. La variation de l'atmosphère étudiée avec l'altitude montre que les effets de diffusion des éléments lourds donnent un bon accord théorie-expérience entre 60000 et 90000 km du limbe.Diverses conséquences possibles sont alors envisagées au niveau des structures. On montre ainsi que les fluctuations d'intensité observées s'expliquent mieux en termes de variations de densité électronique qu'en termes de variations de température.Enfin, on étudie la non uniformité en température et en densité le long de la ligne de visée. Des conclusions non abusives peuvent être difficilement tirées; si à température (resp. densité) constante, on fait varier la densité (resp. température), les hétérogénéités en densité ne peuvent pas atteindre plus de 10% dans la zone de température envisagée. De nouveaux raffinements doivent être apportés, et on montre qu'une distribution gaussienne de la densité, jointe à une variation bicarrée de la température, le long de la ligne de visée, rendent mieux compte des observations.
Theoretical computation of the coronal spectrum have been performed and compared with observations carried out at the Pic du Midi Observatory, presented in a separate paper. The solution of the classical equations of statistical equilibrium for each of the ions led to a system of linear equations, if we take div = 0, and gives the values of the relative populations of the various energy levels. This enables one to study the behaviour of numerous spectral lines, including the six observed forbidden lines, as functions of temperature and electron density.A possible explanation can be given of some anomalies found in the behaviour Fe x, indicator of young active centers. A strong correlation between the intensity of Fe xi and Fe xiv indicates high temperature regions. Fe xiii is on the contrary a sensitive indicator of strong electronic density regions. The case of Fe xii is discussed apart. Arguments are given for the inflow of matter into coronal enhancements, derived from the study of isoratio curves of the intensity, for two values of the dilution factor. Indications for fluctuations in temperature and density are found at about 1.1 R . The fluctuations occur mainly in the young phase of development of the corresponding active centers.The incorporation of the effect of diffusion of heavy elements gives a good fit between theory and observation at altitudes between 60000 and 90000 km. The observed fluctuations of the intensities are better explained in terms of electronic density variations than of those of the temperature. The non-uniformity of temperature and density is studied along the line of sight: if at a constant temperature the density varies, the inhomogeneities in the density are always smaller than 10%. It is shown that along the line of sight a gaussian distribution of the density, together with a bi-squared variation of the temperature fits best with our observations.
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14.
Sommaire Nous considérons ici le problème du changement d'unités en physique au moyen de la théorie des groupes. Nous proposons une définition du changement d'unités fondée sur l'existence de trajectoires de groupe dans la variété. Les applications de cette méthode permettent de comprendre pourquoi les systèmes d'unités gravitationnel et atomique, bien que calqués sur le même modèle, restent cependant indépendants. Le mélange de plusieurs systèmes d'unités, comme par exemple l'interprétation de résultats optiques au moyen de mesures atomiques, conduit à l'échelle cosmologique à des décalages spectraux, et pourrait être à l'origine de certains décalages spectraux anormaux. L'utilisation des espaces de Weyl intégrables apparaît comme naturelle dans cette théorie: les coefficients j de la forme linéaire fondamentale qui définit ces espaces résultent du groupe d'invariance considéré. Le choix du lagrangien apparaît comme un choix d'unités et permet de comprendre comment une constante, universelle dans un système d'unités, peut devenir fonction du temps par exemple dans un autre système.  相似文献   

15.
Résumé Nous comparons les valeurs des diamètres de cratères lunaires obtenues à partir de mesures visuelles et semi-automatiques de plaques photographiques de la Lune. Nous montrons que le tracé du contour d'un cratère obtenu à partir d'un nouvel algorithme de calcul est équivalent au contour estimé par l'il.
We compare two methods for the determination of lunar crater diameters: visual and semiautomatic. We show that the lunar crater contour obtained either by application of the new algorithm or by visual measure are equivalent.
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16.
Résumé Nous appliquons la méthode des transformations canoniques à variables imposées à la réduction du problème newtonien des quatre corps. L'élimination du centre de gravité étant supposée faite, le problème est ramené à celui des trois corps fictifs. Alors nous menons à bien la réduction dûe aux intégrales des aires explicitement sous forme Hamiltonienne en tenant compte de l'aspect géométrique d'élimination des noeuds préconisé par Jacobi.Nous nous imposons trois fonctions comme nouvelles variables: la troisième intégrale des aires et deux fonctions in variantes; ces deux dernières fonctions resteront nulles lorsque nous prendrons comme troisième axe de coordonnées l'axe défini par le moment cinétique des quatre corps; elles sont choisies en involution avec la troisième intégrale des aires et de crochet un entre elles. Cela nous conduit à déterminer un système de quatorze variables canoniques que nous interprétons géométriquement. Il y a effectivement élimination des moeuds: il s'introduit un pseudo-noeud commun aux deuxième et troisième corps fictifs qui concide avec le noeud du premier corps fictif; ces noeud et pseudo-noeud sont repérés par un paramètre ignorable.
Elimination of nodes in the Newtonian four-body problem
We apply the method of canonical trasformations with imposed variables to the reduction of the Newtonian four-body problem. After the elimination of the center of gravity, the problem is reduced to that of three fictitious bodies. Then we proceed to the actual reduction using the integrals of angular momentum, in Hamiltonian formulation, and considering the geometrical aspects of the elimination of the nodes advocated by Jacobi.We impose three functions as new variables: the third integral of angular momentum and two invariant functions; these last two functions will remain null when we take as third coordinate axis the axis, defined by the momentum vector of the four bodies; they are chosen in involution with the third integral of momentum and so that their Poisson bracket is equal to one. Then we determine a system of fourteen canonical variables which have a simple geometrical interpretation. It is an actual elimination of the nodes: a pseudonode for the second and third fictitious bodies is introduced which coincides with the node of the first fictitious body; the node and the pseudo-node are referred to by an ignorable parameter.
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17.
A simplified model of the Non-Planer Three-Body Problem is considered in which to particles, forming a close binary, orbit a distant point. A small parameter , related to the distance separating the binary and the remaining mass, is defined. The time is eliminated from the equations of motion and an angular variable is used instead. A three-variable expansion procedure is used to find an asymptotic solution of the problem. It is possible to obtain a solution up to the order six in without secular terms only if the mutual inclinationi 0 of the unperturbed orbits is less than a critical inclinationi 1 (i 139°).
Resumé On considère un modèle simplifié du Problème Non-Plan des Trois Corps, dans lequel deux particules, formant une binaire proche, sont en orbite par rapport à un troisième point éloigné des deux autres. On définit un petit paramètre , lié à la distance séparant la binaire de la particule restante. On élimine le temps des équations du mouvement et on utilise une variable angulaire comme nouvelle variable indépendante. Une méthode de développement à trois échelles est utilisée permettant d'obtenir une solution asymptotique du problème. On montre qu'il est possible d'obtenir une solution jusqu'à l'ordre six en sans termes séculaires uniquement si l'inclinaison mutuellei 0 des orbites non perturbés est inférieure à un angle d'inclinaison critiquei 1 (i 139°).
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18.
Résumé Dans l'exposé qui va suivre, nous rappelons d'abord le système d'équations et le mode d'intégration que nous avons utilisés pour construire une théorie littérale du problème principal du mouvement de la Lune. En particulier, puisque, du fait de la présence des petits diviseurs, nous avons à effectuer plusieurs itérations à un ordre donné, pour obtenir tous les termes correspondant à cet ordre, nous allons étudier un système d'équations réduit qui se substitue au système complet, après la première intégration à un ordre donné. Ce système permet d'alléger au maximum les calculs.Nous étudions alors la convergence formelle de la solution littérale obtenue. Cette démonstration est faite par récurrence. Au cours de celle-ci, nous avons utilisé les propriétés du système d'équations réduit (C1, C2, C3, C4, C5, C6, C7, C8, C9, C10, C11, et C12), système dont nous donnons dans les tableaux I à IV, les coefficients et les arguments. L'étude de l'ordre des termes engendrés par ce système nous permet de conclure que, si l'on connaît tous les termes d'ordren–1 alors on peut déterminer tous les termes d'ordren.Enfin, nous indiquons les résultats que nous avons actuellement obtenus par cette méthode.
In this paper, we first recall the set of equations and the method of integration for a literal solution of the main problem of the lunar theory. As, owing to small divisors, we have to make many iterations at a given order to obtain all the corresponding terms, we study a restricted set of equations which replaces the complete system after the first integration at a given order. This set helps to make the calculations less bulky.Then we study the formal convergence of the literal solution thus obtained. The demonstration uses a recurrent process in which we made use of the properties of the restricted system of equations (C1, C2, C3, C4, C5, C6, C7, C8, C9, C10, C11 and C12), the coefficients and arguments of which are given in Tables I to IV.The study of the order of magnitude of the terms formed by this system leads to the conclusion that if then–1 order terms are known, all then-order terms may be determined.In the end, we show the results obtained so far with this method.
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19.
Cally  P. S. 《Solar physics》1983,84(1-2):77-81
Résumé Des onze observatoires qui, depuis 1947, ont à des degrés divers participé à l'obtention de données coronales au coronographe, six seulement sont encore en service. Rendues homogènes à partir d'un traitement statistique, ces données permettraient de couvrir trente cinq années d'activité solaire, soit près de quatre cycles complets. Une exploitation intéressante de ces mesures est la recherche des trous coronaux (autre que polaires), sources du vent solaire à haute vitesse dont les retombées en matière d'accroissement de nos connaissances sur la physique de la haute atmosphère et relations avec le climat terrestre sont primordiales. De nombreuses résolutions récentes de symposium ont conclu en ce sens et il serait bon que les commissions spécialisées concernées de l'UAI se prononcent sur ce problème au cours de l'une de ses prochaines réunions.
Thirty-five years of patrol measurements of the intensity of the solar corona outside eclipses
A review of the various observatories having done daily measurements of the activity of the solar corona and having regularly published their results is being given hereby. Out of eleven observatories having taken out to the observation campaign since 1947, only six are still working in this field. Due to the fact that the scales, the focus and photometric systems are not always the same, the measurements are not homogeneous and directly comparable. However, astronomers can find there a great lot of statistical data covering thirty five years of coronal activity, that is more than three solar cycles. Some of these data, such as those of the Pic-du-Midi observatory, are readily available on magnetic tapes and may be asked from the authors. One of the most interesting exploitations of these data is the search of coronal holes (other than polar holes which are simply the signature of the periodic activity of corona) and it is shown here that such features are easily detectable. So, it will be vital for future research in solar physics, and especially in solar weather and climate relationships (bearing in mind that coronal holes are the sources of high speed streamers of the solar wind which interacts with the Earth magnetosphere), to ensure continuity and quality of patrol ground-based corona intensities outside eclipses. A number of recent conclusions of symposia in this field have led to such recommendations, and it would be suitable if next specialized commissions of IAU meetings were to think about that matter.
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20.
Résumé La partie systématique des différences entre les positions des cratères de plusieurs catalogues est développée en harmoniques sphériques. L'application du test en 2 détermine l'ordre du développement. La méthode a été appliquée pour comparer le système de référence de Arthur avec les catalogues de Schrutka-Rechtenstamm et Gavrilov. On obtient les surfacesf (l, b) des différences systématiques de ces catalogues. La zone centrale de la face visible de la lune (± 40° en latitude et longitude) est bien déterminée, mais la zone marginale présente des différences systématiques qui peuvent atteindre le kilomètre.
The systematic part of the differences between positions in crater catalogues is expanded into spherical harmonics. The application of the 2 test determines the highest order of the expansion. The method was applied to compare the Arthur System with the Schrutka-Rechtenstamm and Gavrilov catalogues. The surfacesf (l, b) of systematic differences from these catalogues were obtained. The central zone of the near side of the Moon (± 40° in latitude and longitude) is well determined but the marginal zone presents systematic differences that can be as large as one kilometer.
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