W. H. JULIUS

On sait que Téclat du disque solaire diminue notablement du centre vers le bord. Bien que cette particularité importante du phénomène solaire soit une des premières dont chaque théorie du soleil dût rendre compte, elle conduit à des problèmes tellement difficiles qu^une explication satisfaisante manque encore complètement pour le moment. Même l'étude empirique de la loi suivant laquelle le pouvoir rayonnant varie à travers le disque n'est pas encore fort avancée.

Toutes nos connaissances à ce sujet sont basées sur des recherches dans lesquelles V image du soleil est explorée par un photomètre, ou une pile thermo-électrique, ou un bolomètre, ou un radiomicromètre. Les résultats obtenus par divers observateurs sont assez discordante \ Il se peut que cela provienne en partie d'erreurs expérimentales ou accidentelles; mais il y a aussi une erreur systématique, qui doit avoir influencé de la même manière tous les résultats ainsi obtenus, et qui provient de la diffusion des rayons par l'atmosphère terrestre. En un point quelconque de Timage du soleil on n'observe pas seulement le rayonnement provenant du point correspondant du disque, mais encore des rayons dispersés émanant d'autres points. Cet effet perturbateur doit évidemment varier en intensité avec l'état de notre atmosphère, mais il doit toujours agir d'une manière égalisante, les parties de l'image

*) Voir J. SciiEiNER, Strahlung und Teraperatur der Sonne, pp. 43 à 49, 1899.

situées près du bord recevant une plus grande quantité de rayons dispersés, venant des portions centrahis du disque, que les ])arties centrales de l'image n'en reçoivent des portions marginales du disque.

Il est possible d'éviter complètement cette source d'erreurs en employant une méthode dans laquelle le pouvoir rayonnant des diverses parties du disque est déduit d'observations faites pendant une éclipse totale du soleil.

Supposons que nous connaissions exactement la courbe représentant rintensité du rayonnement solaire en fonction du temps, depuis le premier jusqu'au quatrième contact *). Cette courbe nous apprend la quantité dont le rayonnement total a augmenté ou diminué entre deux instants quelconques. Chaque accroissement (positif ou négatif) est causé exclusivement par des rayons provenant du fuseau du disque solaire que le bord de la lune semble avoir traversé entre ces deux instants.

Figurons-nous qu' à partir du 3"^*- contact le temps soit divisé en intervalles égaux, de deux minutes p. ex. , et que la position du bord de la lune à la fin de chaque intervalle soit tracée sur le disque solaire. Ce disque est alors divisé en 39 bandes étroites, qui fournissent successivement les quantités connues Uy b, c, d etc. au rayonnement total.

Distinguons maintenant snr le disque solaire u zones concentriques et représentons par x^^ x^, . . . , ;rj, le rayonnement fourni par ces zones par unité de surface (conformément aux résultats obtenus par MM. Lang- LEY et Frost, nous supposerons que le pouvoir rayonnant varie uniquement avec la distance au centre et non avec l'angle de position).

Alors une quelconque des bandes contribue au rayonnement total pour une partie :

(l = Sj x^ + 3.^ ;rp -f + «

*) On se rappellera qu'à Burgos l'observation de réclipse du 30 août 1905 n'a pas été favorisée par un ciel serein (voyez le rapport préliminaire dans le compte rendu de la séance du 25 novembre 1905 de l'Académie Royale des Sciences d'Amsterdam). Les mesures du rayonnement total ont néanmoins fourni quelques résultats dont la précision est suffisante pour légitimer que dans le travail actuel je fasse usage de la courbe de rayonnement obtenue à cette occasion. D'autres particularités relatives à ces observations seront publiées sous peu dans le rapport complet de notre expédition.

AROHIVRS NKBRLANDA1SES, SERIE n, TOME XI. 23

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quand elle découpe une aire 5, de la première zone, une aire Sj de la seconde etc. La bande suivante fournit

et ainsi de suite. Nous obtenons ainsi 39 équations qui permettent de résoudre les n inconnues j?^, aro, . . ., x^.

DÉTERMINATION DES COEFFICIENTS DES n INCONNUES.

J'ai déterminé les coefficients S, , Sj, . . . ., e^y s^y. . . . par pesées. Sur un morceau d'excellent papier, bien homogène, j'ai dessiné le disque solaire et je Tai divisé en un nombre convenable de zones concentriques, coupées par les arcs représentant le bord lunaire dans ses positions successives. M. le Prof. A. A. Nijland a eu Tobligeance de me communiquer les données astronomiques suivantes, nécessaires à ce tracé:

contact I II III IV

angle de position 293^4 104°,5 304^9 114°,9

temps local 23^33^10'^ 0»'51'"58« 0^55^39* 2n2'"14« Rayon lunaire : rayon solaire =132,8:126,8.

J'ai commencé par séparer soigneusement les bandes et je les ai pesées (pour un contrôle ultérieur). Puis j'ai découpé chaque bande suivant les cercles des zones et j'ai pesé séparément les diverses pièces. Afin de pouvoir reconnaître les pièces, j'ai colorié différemment les zones en les bordant d'un mince trait de couleur d'eau. Les pesées, d'une précision d'un demi-milligramme, ont fourni les coefficients des inconnues x,, x^y . . . ., x^. Comme unité de surface adopttte pour la mesure du disque solaire, j'ai donc pris la surface d'un morceau du papier à dessin pesant un milligramme.

La largeur de chacune des cinq zones concentriques les plus voisines du bord était ^20 ^^ rayon solaire; puis venaient sept zones larges de 7,0 du rayon, de sorte qu'il restait autour du centre un cercle dont le rayon était ^^o- ^^^ distances moyennes des zones au centre, exprimées en millièmes du rayon, je les emploierai maintenant comme indices â5, i3, . . . de nos 13 inconnues, qui pourront donc s'écrire

•^975> ^%1h> •^875* '^825> ^ll^"» •'^700> ''^GOO ^500^ ^400> *'^300> •'^200> ^100* ^0*

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