ABSORPTION DES RADIATIONS PAR LATMOSPHERE 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 ('), mais il était exact. Pour s'en convaincre, il suffit d'examiner un instant, dans une chambre noire, l'image du Soleil produite à l'aide d'une bonne lunette siu' un écran blanc; on reconnaît immédiatement que h^s bords sont beaucoup moins lumineux. Scheiner dit quelque part (-; : Sol circa 7?îargines fnlvus est, et in medio clarior. 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. Bouguer 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

cjuarts du ra^ on ; il trouva ce rapport égal à — - — -, mais près

des bords l'intensité décroit beaucoup })lus 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.

(-; Rosa Ursina, p. 621.

;i\()MS vérifies iioiis-iurmc eu nrcsciicc de s;i\;iiils Ircs-coinnétciits. l'diii" faire ees mesures avec précision. \<)i(i le j)r()eé(lé que nous avons employé. Notre écpiatorial elaiil renfermé dans un dôme transformé en eliamlire noire, nous axons, à l'aide d'un puissant oculaire, produit une projection du Soleil ayant en\iron i mètre de diamètre. Afin d'affaiblir davantage la lumière, ce qui est une conilition cssenliellc pour

Fij. 7a.

apprécier les intensités relatives, nous mettions un diaplii'agme à l'objectif, et nous faisions réflécliir le ravon émergent sur l'inpoténuse d'im prisme à angle droit. L'image ainsi produite comprenait à peu |)res la moitié du disque solaire; on la recevait sur un écran noir MN fig. 72) ayant deux ouvertures de i centimètre de diamètre, et les deux faisceaux lumineux a et 6, reçus sur un é.ran blanc PQ, étaient exannnés par un procédé pliotometrique. Les deux ouvertures étant mobiles, on pouvait étudier tles faisceaux pris à volonté dans luie partie quelconcjue du disque solaire.

Lorsque les ravons ainsi étudiés appartiennent au cenlre

(le l'image, on trouve que la lumière est blanche, et que son intensité est à peu près la même dans 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 (jue 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, h^s 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

t: X - = - = — r = o,2 2. Lu prcuaut des ponits plus rap-

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

- l'JO -

nous ici sont plus saillants ([uc ceux de lîougiier; nous ne les croyons cependant pas exagérés, et on les trouvera probablement trop faibles si Ton reprend les mêmes expériences, en tenant compte de la différence de couleur dans l'évaluation des intensités. On peut maintenant se r(>ndre compte du man(pie de netteté et de j)récisi()n que présente le bord du Soleil dans les observations ordinaires, et suitout dans l'observation des éclipses.

Il est impossible de douter de l'existence d'une coucbe atmospbérique quelconque dont le pou\oir absorbant produit cette dimiiuition de l'intensité lumineuse ; on peut seulement se demander connnent elle est constituée. Est-elle élevée et diffuse c(Hnme notn^ atmosplière qui produit des effets semblables pour les rayons qui la traversent liorizontalement, 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 ravons 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 décroit près des bords portv3 à admettre une atmosplière assez mince et fortement absorbante.

Sans cette absorption, le Soleil serait, connue la Lune, uniformément lumineux sur toute sa surface; nous pou\ons même dire que les bords seraient plus brillants que le centre. Nous savons, on effet, que la surface de la photosphère est parsemée de gi'anulations très-nettes qui disparaissent près des bords. O's granulations résultent des cônes ou mamelons lumineux (jui se détachent sur un fond noir; à mesui'e (|u'on

s'éloigne du centre, ces cônes mamelonnés se projettent Ton sur l'autre et finissent ainsi par cacher complètement le réseau noir; le bord devrait donc être plus brillant, ])uisqu'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 (|u'une hypothèse, et elle ne repose pas sur des raisons assez positives pour que nous nous arrêtions à la réfuter.

§ II. — Absorption des rayons chimiques.

Il y a aussi de grandes différences entre les radiations chimiques qui émanent des différents points du disque solaire. INous avons pu constater ce fait en fixant sur des plaques daguerriennes plusieurs phases de l'éclipsé de i85i. Dans ces épreuves, le Ijord 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 résidtat.

Nous avons déjà donné la figure de M. Rutherfurd, où la \ariation de l'intensité est nettement accusée ; nous reproduisons ici [Jig. 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 luniicrc priulant un t'ni|)s aussi coui'l (|uc |)()ssil;l(', ou j)()U\ait apprécier la diniiuuliou de la luniiciv dans uuc; étcuduc é^alc au tiers du ravouà partir du bord ; mais, lorsque l'expositiou était j)lus prolongée, c'est à ])eine si cette diminution ('tait s('nsd)l(', niéiue auprès du hord. De j)lus, le diamètre de 1 imai'C devient ii()tal)len)ent plus i;rand lorscpi'ou augmente la durée de l'expositiou. Nous a\ons lait successi-

Fi'c- 73.

vement deux épreuves eu opérant chaque fois de la même maniei'e, mais en réglant la largeur de la fente glissante qui laisse pénétrtM' la lumière de manière à avoir des intensités qui soient dans le rapport de i à 10. Ces deux épreuves, qui auraient dû avoir le même diamètre, différaient de 2 millimètres, ce qui, pour une valeur totale de i4i millimètres, donne la différence énorme de 27 secondes. Nous a^ons encore conc lu de ces expériences que sur le disque solaire, à li seconiles du hord, l'intensité des ratliations chimiques est ])lus faihie cpie sur la pénondjre des taches; car, dans les

épreuves obtenues par les procédés les plus rapides, on distinguait parfaitement la pénombre, tandis que le contoin- 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 y substituer la Photographie. Nous parlerons plus tard des autres inconvénients que présente le procédé photographique lorsqu'on l'emploie pour étudier les (hfférentes phases des éclipses de Soleil.

On devra se prémunir contre ces difficultés si l'on veut emplover la Photographie pour étudier le passage de Vénus en 1874- Lorsqu'on veut obtenir des épreuves où le contoin^ du (Hsque soit nettement tranché, l'action de la lumière doit durer assez longtemps ; mais alors les taches disparaissent presque complètement, et les pénombres sont comj)létement effacées, comme nous l'avons remarqué en Espagne. Il est vrai que l'image de Vénus ne saurait disparaître de la même manière, car elle se détachera sur le disque du Soleil connue 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 observateiu's ont déjà étudié toutes les difficultés qui doivent se présenter, et nous attendons avec impatience le résultat de ces expéditions lointaines ( ' ).

La dis])arition des taches dans les épreuves photographiques s'accorde parfaitement avec les mesures photométriques de jNL Chacornac, donnant à l'intensité lumineuse des

(') L'impression de ce volume sera trop avancée au moment où nous connaîtrons 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 \alciii' à peu près égale à icllc des nénom])r('s; car l'image du bord n'est j)arfaitenieiif \(ime cju'au moment où les taches sont à peu près effaeées.

Outre ralfaiblisscment général qu'éprouve l'action j)liotogcnique auprès des bords, on remarque sur le disque des régions dont l'action est moins cnei'gi([U(^ ; on serait j)orté à attribuer ces inégalités à la pi'ej)aration < liimique, mais elles se reproduisent avec tant de constance dans les différentes épreuves ([u'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 jias encore été faite. Il est plus facile d'étudier les v.iiiations de tenqiérature, et nous allons exposer les méthodes f[ue nous axons suivies dans cette mesure.

§ 111. — Absorption des rayons calorifiques.

Pour déterminer la température relative des différents jioints 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 nnn-. de manière à éviter toutes les vibrations (pi'aurait pu produire le mouvement du dôme. In diaphragme, recouvert de velours noir, était placé derrière la pile, afin d'empêcher tous les ravons étrangers de venir troul)ler l'expérience; dans le même but. on tendait des draps noirs sui' le parcpiet et autour du dôme. Sur le diaphragme antérieur, une règle graduée en ])arties du diamètre solaire faisait innnédiatement connaîti'e la j)osif ion (lu j)oint observé })ar ra|)port au centre ou au contour.

Dans une première expérience faite le 19 mars i852 (i), la pile étant complètement ouverte et l'image médiocrement agrandie, la déviation du galvanomètre fut de 3i degrés pour le centre, et de 21 degrés pour une surface égale prise auprès (\u bord. Afin d'obtenir des résultats plus exacts, on adapta à la pile un diaphragme dont la surface équivalait à peu près à ini carré ayant pour coté 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 rej)résenta par 100 le ravonnement observé au centre, et l'on obtint ainsi la table suivante :