ABSORPTION DES RADIATIONS PAR L'ATMOSPHÈRE SOLAIRE

Dès les premiers temps où commencèrent les études sur le Soleil, Lucas Valérius, de l'Académie des Lincei, fit remarquer que l'image du Soleil est plus brillante au centre que sur les bords. Ce fait important fut révoqué en doute par Galilée (M, mais il était exact. Pour s'en convaincre, il suffit d'examiner un instant, dans une chambre noire, limage du Soleil produite à l'aide d'une bonne lunette sur un écran blanc; on reconnaît immédiatement que les bords sont beaucoup moins lumineux. Scheiner dit quelque part (2) : Sol circa margines fulvus est, et in medio clariôr. Il remarqua que cette couleur rougeàtre qui caractérise les bords du disque est un peu fuligineuse, et qu'elle n'a pas de limites nettement tranchées. Rouguer essaya de déterminer par des mesures photométriques le rapport qui existe entre l'intensité lumineuse du centre et celle d'un point situé à une distance égale aux trois

quarts du rayon ; il trouva ce rapport égal à -, mais près

des bords l'intensité décroit beaucoup plus vite.

Arago révoqua en doute les résultats trouvés par Bouguer, mais personne ne les conteste plus aujourd'hui, et nous les

(') Galilée, OEuvres, t. VI, p. 198.

(sy Rosa Ursina, p. 621.

avons vérifiés nous-même en présence de savants très-compétents. Pour faire ces mesures avec précision, voici le procédé que nous avons employé. Notre équatorial étant renfermé dans un dôme transformé en chambre noire, nous avons, à l'aide d'un puissant oculaire, produit une projection du Soleil ayant environ i mètre de diamètre. Afin d'affaiblir davantage la lumière, ce qui est une. condition essentielle pour

Fig. 72.

apprécier les intensités relatives, nous mettions un diaphragme à l'objectif, et nous faisions réfléchir le rayon émergent sur l'hypoténuse d'un prisme à angle droit. L'image ainsi produite comprenait à peu près la moitié du disque solaire; on la recevait sur un écran noir MN (Jfg- 72) ayant deux ouvertures de 1 centimètre de diamètre, et les deux faisceaux lumineux a et b, reçus sur un écran blanc PQ, étaient examinés par un procédé photométrique. Les deux ouvertures étant mobiles, on pouvait étudier des faisceaux pris à volonté dans une partie quelconque du disque solaire.

Lorsque les rayons ainsi étudiés appartiennent au centre

de l'image, on trouve que la lumière est blanche, et que son intensité est à peu près la même clans tous les points. Lorsqu'on dépasse le quart du rayon , on trouve une différence très-sensible; mais, lorsqu'on arrive auprès du bord, la différence devient extrêmement grande, non-seulement pour l'intensité, mais aussi pour la couleur; la lumière émise par cette partie du Soleil est d'un rouge enfumé, et cette circonstance présente un obstacle très-sérieux à l'exécution des mesures photométriques. Ce phénomène est très-important, car cette coloration des bords du disque explique parfaitement la teinte que présente l'horizon pendant les éclipses, au moment où le Soleil ne nous éclaire que par cette zone extérieure.

L'appareil étant disposé de manière que l'un des deux faisceaux partit du contour même du disque, l'autre d'un point situé à une distance du centre égale aux trois quarts du rayon, le faisceau le plus brillant fut reçu sur un prisme biréfringent, et l'on obtint ainsi deux nouvelles images dont chacune était plus brillante que celle qui émanait du bord.

Afin d'évaluer plus facilement l'intensité relative des deux faisceaux, on fit usage d'un photomètre à roue mobile dont les ouvertures étaient variables, et que l'on pouvait faire tourner très-rapidement à l'aide d'un engrenage. Nous trouvâmes ainsi qu'en des points situés, l'un à i minute, l'autre à 5 minutes du bord, les intensités lumineuses étaient dans le rapport de i à 3. De plus, au second de ces points, l'intensité lumineuse était les -§ de celle du centre , de sorte que le rapport entre le point le plus éloigné et le centre serait

I 1 9. T il

rXr = - = — = = 0,22. En prenant des points plus rap-

proches du bord , l'intensité serait encore plus faible , mais elle devient très-difficile à évaluer, à cause de la teinte rougeàtre que possède cette région. lies résultats que nous don-

nous ici sont plus saillants que ceux de Bougucr; nous ne les croyons cependant pas exagérés, et on les trouvera probablement trop faibles si l'on reprend les mêmes expériences, en tenant compte de la différence de couleur dans l'évaluation des intensités. On peut maintenant se rendre compte du manque de netteté et de précision que présente le bord du Soleil dans les observations ordinaires, et surtout dans l'observation des éclipses.

Il est impossible de douter de l'existence d'une couche atmospbérique quelconque dont le pouvoir absorbant produit cette diminution de l'intensité lumineuse ; on peut seulement se demander comment elle est constituée. Est-elle élevée et diffuse comme notre atmosphère qui produit des effets semblables pour les rayons qui la traversent horizontalement, soit dans un sens, soit dans l'autre? Est-elle, au contraire, peu épaisse, mais d'une grande densité, et produisant son effet d'après une loi toute différente? Pour répondre à ces questions, on ne peut pas se contenter d'expériences dans lesquelles l'action physiologique des rayons lumineux est la seule règle. Nos sens ne sont pas d'assez bons juges, leurs appréciations n'étant pas toujours comparables; il faut avoir recours à des observations plus exactes et susceptibles d'une plus grande précision. Disons seulement que la rapidité avec laquelle la lumière décroît près des bords porto à admettre une atmosphère assez mince et fortement absorbante.

Sans cette absorption, le Soleil serait, comme la Lune, uniformément lumineux sur toute sa surface; nous pouvons même dire que les bords seraient plus brillants que le centre. Nous savons, en effet, que la surface de la photosphère est parsemée de granulations très-nettes qui disparaissent près des bords. Ces granulations résultent des cônes ou mamelons lumineux qui se détachent sur un fond noir; à mesure qu'on

s'éloigne du centre, ces cônes mamelonnés se projettent l'un sur l'autre et finissent ainsi par cacher complètement le réseau noir; le bord devrait donc être plus brillant, puisqu'il n'offre à nos regards qu'une surface lumineuse exempte du réseau obscur qu'on voit au centre. Un astronome distingué a supposé, il est vrai, que le réseau noir s'élève au-dessus des cônes lumineux au lieu d'être situé plus bas; mais ce n'est qu'une hypothèse, et elle ne repose pas sur des raisons assez positives pour que nous nous arrêtions à la réfuter.

§ II. — Absorption des jxiyons chimiques.

Il y a aussi de grandes différences entre les radiations chimiques qui émanent des différents points du disque solaire. Nous avons pu constater ce fait en fixant sur des plaques daguerriennes plusieurs phases de l'éclipsé de 1 85 1 . Dans ces épreuves, le bord intérieur du croissant était parfaitement tranché, tandis qu'on pouvait à peine définir la limite extérieure du corps solaire. Depuis lors, toutes les observations photographiques ont confirmé ce résultat.

Nous avons déjà donné la figure de M. Rutherfurd, où la variation de l'intensité est nettement accusée; nous reproduisons ici [fig. 73) la photographie faite à Ely avec l'héliographe de M. Selvyn, dans laquelle on reconnaît parfaitement la diminution du pouvoir photogénique. Cette diminution est assez grande pour empêcher d'employer la Photographie dans l'étude des dimensions du Soleil ; car le diamètre de l'image dépend de la durée de l'exposition, ou de ce qu'on appelle dans les photographies ordinaires le temps de pose. Nous avons fait des photographies dans le but spécial de déterminer cette différence. Lorsque la plaque sensible était ex-

posée à la lumière pendant un temps aussi court que possible, on pouvait apprécier la diminution de la lumière dans une étendue égale au tiers du rayon à partir du bord ; mais, lorsque l'exposition était plus prolongée, c'est à peine si cette diminution était sensible, même auprès du bord. De plus, le diamètre de limage devient notablement plus grand lorsqu'on augmente la durée de l'exposition. Nous avons fait sueeessi-

Fig. 7.3.

vement deux épreuves en opérant chaque fois de la même manière, mais en réglant la largeur de la fente glissante qui laisse pénétrer la lumière de manière à avoir des intensités qui soient dans le rapport de 1 à 10. Ces deux épreuves, qui auraient dû avoir le même diamètre, différaient de 2 millimètres, ce qui, pour une valeur totale de iZji millimètres, donne la différence énorme de 27 secondes. Nous avons encore conclu de ces expériences que sur le disque solaire, à i3 secondes du bord, l'intensité des radiations chimiques est plus faible que sur la pénombre des taches; car, dans les

épreuves obtenues par les procédés les plus rapides, on distinguait parfaitement la pénombre, tandis que le contour du disque n'était pas reproduit.

La détermination du diamètre solaire par les observations photographiques est donc très-incertaine, et c'est à tort que certains savants proposent de supprimer complètement les observations optiques pour v substituer la Photographie. Nous parlerons plus tard des autres inconvénients que présente le procédé photographique lorsqu'on l'emploie pour étudier les différentes phases des éclipses de Soleil.

On devra se prémunir contre ces difficultés si l'on veut employer la Photographie pour étudier le passage de Vénus en 1874- Lorsqu'on veut obtenir des épreuves où le contour du disque soit nettement tranché, l'action de la lumière doit durer assez longtemps ; mais alors les taches disparaissent presque complètement, et les pénombres sont complètement effacées, comme nous l'avons remarqué en Espagne. Tl est vrai que l'image de Vénus ne saurait disparaître de la même manière, car elle se détachera sur le disque du Soleil comme un cercle complètement noir; mais la diffusion du pouvoir chimique pourra exercer une certaine influence, et il se présentera d'autres difficultés que nous ne saurions discuter ici. Les observateurs ont déjà étudié toutes les difficultés qui doivent se présenter, et nous attendons avec impatience le résultat de ces expéditions lointaines (' ).

La disparition des taches dans les épreuves photographiques s'accorde parfaitement avec les mesures photométriques de M. Chacornac, donnant à l'intensité lumineuse des

(') L'impression de ce volume sera trop avancée au moment où nous connaîtrous les résultats de ces observations pour que nous puissions en entretenir nos lecteurs; mais nous donnerons dans le tome II un exposé des dernières découvertes.

bords solaires une valeur à peu près égale à celle des pénombres; car l'image du bord n'est parfaitement venue qu'au moment où les taches sont à peu près effacées.

Outre l'affaiblissement général qu'éprouve l'action photogénique auprès des bords, on remarque sur le disque des régions dont l'action est moins énergique; on serait porté à attribuer ces inégalités à la préparation chimique, mais elles se reproduisent avec tant de constance dans les différentes épreuves qu'elles doivent évidemment correspondre à des inégalités dans le pouvoir photogénique. Il est difficile de mesurer avec exactitude ces variations, et cette mesure n'a pas encore été faite. Il est plus facile d'étudier les variations de température, et nous allons exposer les méthodes que nous avons suivies dans cette mesure.

§ III. — Absorption des rayons calorifiques.

Pour déterminer la température relative des différents points du Soleil, nous nous sommes servi de l'appareil destiné aux projections; l'écran sur lequel se produit l'image était percé au centre d'une ouverture derrière laquelle on plaçait une pile thermo-électrique extrêmement sensible. Le galvanomètre était placé sur un support scellé au mur, de manière à éviter toutes les vibrations qu'aurait pu produire1 le mouvement du dôme. Un diaphragme, recouvert de velours noir, était placé derrière la pile, afin d'empêcher tous les rayons étrangers de venir troubler l'expérience ; dans le même but, on tendait des draps noirs sur le parquet et autour du dôme. Sur le diaphragme antérieur, une règle graduée en parties du diamètre solaire faisait immédiatement connaître la position du point observé par rapport au centre ou au contour.

Dans une première expérience faite le 19 mars i852 (1), la pile étant complètement ouverte et l'image médiocrement agrandie, la déviation du galvanomètre fut de 3i degrés pour le centre, et de 2 1 degrés pour une surface égale prise auprès du bord. Afin d'obtenir des résultats plus exacts, on adapta à la pile un diaphragme dont la surface équivalait à peu près à un carré ayant pour côté un arc d'une minute, et l'on régla l'instrument de manière à obtenir des variations de température proportionnelles aux angles d'écart de l'aiguille. Pour rendre les résultats toujours comparables entre eux, on représenta par 100 le rayonnement observé au centre, et l'on obtint ainsi la table suivante :