W)-Vi

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; Récepteur dans 1 ri mage solaire

Courbe d'éclipsé

WiLSON FrOST I JUMUS

Distance au centre.

Mesures spectrobolométriques de F. W. Very.

416f^/:z ' AÇ^^fifi I hbOiMiJ. ' 615^/:* 1 "mfiii ' lOlO^/t* ' 1500^^

354 * w. H. jULius.

sans aucun doute, pour toutes les longueurs d'onde, et il est fort probable que Tallure du rayonnement pour la longueur d'onde 650 fiii aurait alors été mieux d'accord avec mes r«5sultat8 qu'avec ceux, non corrigés, de M. Frost.

11 semble d'ailleurs que les mesures de M. Wilson aient été influencées par d'autres causes d'erreur que la dispersion atmosphérique, puisque ses nombres sont plus élevés que ceux obtenus par M. Frost, et ne s'accordent pas aussi bien que ces derniers avec la série spectrophotométrique.

Les observations de M. Very ont fourni, dans les régions du bord, des valeurs bien plus grandes que celles de Vogel. M. Very lui-même en a fait la remarque et fait observer que dans le rouge, où la chaleur est forte, le bolomètre Temporte sur l'œil. Je dois cependant faire remarquer que dans des observations au specti'ophotomètre il est plus facile de découvrir des erreurs instrumentales (reîflexion ou diffusion de la lumière par les prismes, les lentilles, les tubes etc.) que dans des observations au spectrobolomètre.

11 me semble que l'observation d^une courbe d'éclipsé au moyen d'un actinomètre très simple mais très sensible, sans lentilles ni miroirs, doit donner des résultats relatifs au rayonnement des diverses parties du disque solaire bien plus dignes de confiance que les valeurs obtenues jusqu'ici par d'autres procédés. Je désire insister plutôt sur les avantages de notre méthode^ que sur l'exactitude des nombres obtenus à Burgos, dans des conditions qui n'étaient pas très favorables. Par un ciel serein on trouvera facilement la forme de la courbe d'éclipsé avec une grande précision.

On pourra appliquer la même méthode à des rayons correspondant à une portion limitée du spectre; il suffira à cet effet de placer des filtres convenables devant l'un des diaphragmes de l'actinomètre. A l'occasion d'une nouvelle éclipse, il sera même possible de se servir d'un dispositif permettant d'amener successivement divers filtres devant l'ouverture; de cette manière, en employant un galvanomètre à indications rapides, il sera possible de déterminer, au moyen d'un même actinomètre, les courbes d'éclipsé pour des rayons appartenant à cinq régions, ou même plus, du spectre solaire, et les résultats seront indépendants d'une dispersion sélective de l'atmosphère.

pouvoir rayonnant du disque solaire. 355

Bemarques relatives aux hypothèses employées pour l'explication

DE LA distribution DU POUVOIR RAYONNANT SUR LE DISQUE SOLAIRE.

La diminution de Tinteusité du rayonnement du centre vers la périphérie est généralement attribuée à une absorption des rayons par l'atmosphère solaire *) ; on suppose donc que si cette atmosphère n'existait pas, la photosphère se présenterait comme un disque d'éclat uniforme. Mais dans cette hypothèse il n'est pas possible de trouver pour répaisseur de cette atmosphère et pour son coeflicient d'absorption des valeurs, fournissant une loi de la diminution d'éclat s'accordant avec les observations. M. Very ^) e. a., en attribuant l'effet à la seule absorption, arrive à ce résultat absurde que les mesures marginales indiquent une transparence plus parfaite de l'atmosphère que les mesures voisines du centre. Voilà pourquoi il présume l'existence d'autres influences qui , combinées au phénomène d'absorption , concilieraient la théorie avec les faits. Cest ainsi qu'il introduit une diffraction par de fines particules, une structure colonnaire de l'atmosphère solaire, une irrégularité de la surface photosphérique.

M. ScHUSTER ^), d'autre part, est d'avis que la difiiculté qu'il y a à expliquer la loi de variation de l'intensité à travers le disque est aisément surmontée quand on place la couche absorbante assez près de la photosphère et quand on tient compte du rayonnement que cette couche doit émettre elle-même, en vertu de sa haute température. De cette manière il trouve réellement pour Tabsorption et l'émission de cette couche des valeurs qui s'accordent bien avec les mesures de MM. Very et WiLSON *), ainsi qu'avec les propriétés de la courbe d'énergie du spectre d'un corps noir à différentes températures. Cela n'empêche pourtant pas qu'il y ait des raisons sérieuses pour douter de l'exactitude des prémisses et des conclusions.

En effet, les calculs de M. Sciiuster, aussi bien que ceux de

*) M. J. ScHEiNER va même jusqu'à dire: „Eine andere Deutung des Lichtabfalls ist nicht zuliissig." (Strahlung und Temperatur der Souue, p. 40).

*) F. W. Very, The absorptive power of the solar atmosphère. Astroph, Joum.y 16, 73—91, 1902.

•) A. ScHUSTER, Astroph. Joum., 16, 320—327, 1902; 21,258—261,1905.

*) W. E. WiLsoN and A. A. Rambaut, Proc, Roy. Ivish Acad.^ (3),^, pp. 2—99 et 334, 1892.

356 w. H. juLius.

MM. Very, Wilson, Langley, Pickering et d'autres encore, relatifs au même sujet, sont basés sur l'hypothèse que la lumière se propage en ligne droite à travers les gaz solaires; or, quiconque a pris convenablement connaissance de Fouvrage de M. A. Schmidt: „Strahlenbrechung auf der Sonne'', devra convenir qu'au moins les rayons venant des zones extrêmes du disque doivent avoir subi une incurvation dans leur marche à travers l'atmosphère solaire. Dans ces circonstances les conclusions en question cessent d'être convaincantes.

Et d'aillenrs, à Tidée fondamentale qu'une portion considérable du rayonnement photosphérique serait absorbée par une atmosphère peu dense s'oppose une difficulté encore plus grande. A ma connaissance c'est M. A. Schmidt qui en a le premier fait mention. Qu'adviendrait-il de cette énergie absorbée, s'accumulanl dans l'atmosphère solaire? D'après M. Schuster p. ex. (1. c. p. 322) l'atmosphère solaire laisse passer un bon tiers du rayonnement émis par la photosphère; elle en arrête donc à peu près ^j^ , et une petite partie seulement de cette énergie absorbée quitte le soleil sous forme de rayonnement, émis par l'atmosphère elle-même. En somme, plus de la moitié des rayons provenant de la photosphère est arrêtée par la couche absorbante, et il nous est impossible d'admettre qu'elle retourne vers l'intérieur sans enfreindre la seconde loi de la thermodynamique. Aussi longtemps que l'on n'aura pas montré comment l'atmosphère solaire se débarrasse de cette immense quantité d'énergie qui lui est continuellement fournie sans être jamais émise, de pareilles considérations resteront fort peu satisfaisantes.

Regardé du point de vue de M. Schmidt *), notre problème semble devenir beaucoup moins compliqué, bien c[ue son traitement mathématique ne soit pas encore chose facile. Une sphère lumineuse d'éclat uniforme, entourée d'une enveloppe concentrique parfaitement transparente et réfringente, doit se ])résenter sous l'aspect d'un disque dont l'éclat diminue du centre vers le bord. C'est ce que M. Schmidt a déjà établi approximativement dans le cas d'une enveloppe homogène, nettement limitée. On conçoit aisément qu'on arrivera au même résultat en supposant que l'atmosphère transparente décroît graduellement en densité et en pouvoir réfringent; mais il est évident qu'alors la loi sui-

*) A. Schmidt, Physik. Zeitschr., 4, pp. 282, 341, 453 et 476; 5, pp. 67 et 528 (1903 et 1904).

vant laquelle Téclat varie sur le disque dépendra de la loi de variation de la densité. Nous pouvons encore faire un pas de plus, et accepter avec M. Sohmidt Thypothèse que le noyau incandescent du soleil n'est pas une sphère à limite nettement accusée, mais une masse gazeuse dont la densité et le pouvoir rayonnant diminuent continûment le long du rayon. Il me semble que de cette façon nous disposons de prémisses dont il doit être possible de déduire une explication de l'aspect général du disque solaire, sans courir le risque de rencontrer des difficultés aussi sérieuses que celles auxquelles on s'est heurté jusqu'ici.

CONTRIBUTIONS A LA CONNAISSANCE DE LA SURFACE \Lf DE VAN DER WAALS.

RECUEIL DES TRAVAUX RELATIFS À CE SUJET FAITS AU LABORATOIRE DE PHYSIC^UE DE l' UNIVERSITE DE LEYDEN ')

PAR

M. n. KAMEHLINGH ONNES et ses collaborateurs.

L'examen graphique du pli transversal.

PAR

H. KAMEBIilNQH ONNBS.')

1. D'après la théorie de van dkr Waals il est possible de déterminer, au moyen d'un nombre suffisant d'observations convenablement choisies, faites avec des mélanges de deux substances normales connues,

^) Les recherches expérimentales de M. Klenen sur les mélanges binaires, faites au laboratoire de physique de Leyden, et les études théoriques qui s*y rapportent, ont déjà toutes été publiées dans ces Archives (26,305, 1893; (2), 1, pp. 22, 270, 331 et 342, 1897/98). Les travaux suivants sur le même sujet, faits au même laboratoire , ont été publiés dans les comptes-rendus des séances de l'Académie Royale des Sciences d'Amsterdam, et aussi séparément comme Communications from the physical Inboratory at the University of Leiden^ la plupart sous le même titre que le présent recueil. Les numéros des chapitres de ce recueil correspondent aux numéros des communications sur le sujet en question; ces communications sont reproduites ici, à peu près sous leur forme originale, dans Tordre chronologique, avec indication de l'endroit et de la date où elles furent publiées. Les travaux sur le même sujet, qui n'ont pas été publiés sous le même titre, spécialement les recherches expérimentales de MM. Hartman, Versciiaffelt et Keesom, ont été compris maintenant dans le même recueil, afin de rendre ce dernier aussi complet que possible.

*) VersL Kon. Akad. v. Wetemch, Amsterdam^ 30 juin 1900, pp. 199— 213; Comm. phys, lab, Leiden, n*. 59a.

SURFACE XJJ DE VAN DEK. WAALS. 359

les constantes (a, 2 et 6,2 de van der Waals) qui permettent d'établir réquation d'état générale pour les mélanges de ces substances, et spécialement de prédire les phénomènes de condensation au moyeu de surfaces ^p , déduites de cette équation d'état.

M. KuENKN, qui s'est occupé entre autres de déterminer les constantes de Van der Waals pour des mélanges de chlorure de méthyle et d'anhydride carbonique, a déjà mentionné dans sa dissertation *) que des calculs avaient été faits pour construire les surfaces \p au moyen des observations faites sur les mélanges de ces substances.

J'ai effectué ces calculs pour la température à laquelle M. Kuenen a fait ses observations les plus importantes, notamment celles relatives à la condensation rétrograde.

Pour chacune des valeurs suivantes de la proportion moléculaire de CO^, x=0, X = V4^ iF = %, x= ^jj^ et w= 1, M. Kuenen a donné les valeurs des constantes Bj^, bjc^ (3jc et K^ = Ta^ dans réquation d'état

Rx ^ J^x

[p = pression en atmosphères, v = volume rapporté au volume normal, T = température absolue).

Au moyen de ces constantes j'ai calculé Tenergie libre pour des mélanges de composition x :

^x=' — I pdv + RT [xlopx-^-il — 0?) log{\ — or)}, (à laquelle ^) on peut ajouter une fonction de la température, linéaire

*) Ces Archives, 26, 305, 1893.

*) .Dans les tracés j*ai pris pour 1 pdv rexpression f pdv -\- 9,4383,

où V est exprimé en prenant comme unité le volume normal théorique , c. à d.

le volume qu'occuperait la substance, sous la pression d'une atmosphère et àO°,

si à partir de l'état de dilution extrême elle suivait exactement les lois des gaz

parfaits; j'ai déjà proposé une telle unité de volume en 1881 (voir ces Archives^

30, 106, 1896). La formule théoriquement exacte, applicable aux mélanges, est

Çv ru

I pdv — I