DISTANCE DE LA PILE

au centre ilii Soleil, cxpiimée cil mimiles.

NOMBT.E

exprimant la ladiation de chaque point.

Ces observations ont été faites du 19 au 23 mars i852. Le signe -h indique la partie du disque située au-dessus du centre; le signe — indique la partie située au-dessous.

(')Nous marquons celte date, parce que, dans les ^tti de l'Académie des N. Lincei, il y a une grande confusion pour les dates des publications. Certaines expériences postérieures aux nôtres ont été publiées à une date antérieure à celle qui leur convient. Personne ne s'est occupé de cette recherche avant nous. On a prétendu que M. Henry, de Washington, nous a devancé; c'est inexact : M. Henry reconnaît luimême notre priorité. M. Henry et Arago avaient l'intention de travailler cette question, mais par des procédés très-différents des nôtres et qui n'auraient probablement conduit à aucun résultat bien certain. Du reste, ces projets n'avaient pas encore été publiés à l'époque où nous avons fait nos observations.

— tîOo —

Dans CCS cxjicrionccs, il nous lut inipossiljlc (l'a|)|)r()(licr (lu bord à moins d'une iniinitc. l'ius tard, en rcpctant les uicnics observations avec le grand écjuatorial de ]\Ierz, nous avons pu aller phis loin; nous avons trouve une diminution encore j)lus sensible, car à une minute du l)ord lintensité n'était nius (|ue o..')!'. de celle du centre; en nous rapprocliant encore davantage du bord, nous avons trouvé qu'elle devenait jjien inférieure à o, jo. Mais à cette limite extrême, même en emplovant les movens d'observation les })lus précis, on rencontre des dilficultés qu'il est impossil)]e de surmonter complètement. On est obligé, sous peine tro])tenir des ivsidtats très-irréguliers, de laisser à la pile une certaine ouNcrture ; mais alors la région que l'on examine est loin de posséder une radiation uniforme. De plus il est unpossible d'étudier isolément le bord, car les mouvements inevita])les de l'image ne j)ermettent pas de le retenir exactement au même j)oint de la pile; aussi nous n'avons pas pu pousser l'exactitude aussi loin (pie nous espérions, et nous avons cessé de poursuivre ces reclierclies; cependant les résultats obtenus sont assez intéressants.

Les nombres que nous avons cités dans le tal)leau précédent conduisent à deux conclusions : I. La température, comme la lumière, diminue, dans le disque solaire, du centre à la circonférence. Ce fait, alors contesté, fut mis bors de dont»' par nos expériences. IL La clialeur n'est pas symétri- (juemenl répartie dans les deux bémisplières. Pour expliquer ce fait, (pii ressort évidemment de nos cliiffres, on ne peut faire que trois liypotlièses : i" la différence serait due à une influence de l'atmosplière terrestre ; 2" elle existerait dans le Soleil lui-même, mais serait purement accidentelle; 3° elle serait constante, et alors elle mériterait d'être étudiée avec soin.

Pour éliminer la première de ces causes, on fit l'étude comj)arative de deux points situés systématiquement de part et d autnule l'équateur solaire, en examinant d'aljord le point le plus bas , j)uis en observant le point le plus élevé un peu plus tard, lorsqu'il fut arrivé à la même hauteur que le précédent; cette manière, l'influence de l'atmosphère terrestre, étant la même dans les deux cas, devait disparaître dans les différences. Les résultats furent les mêmes qu'auparavant, ce qui montre que la première hypothèse doit être abandonnée.

La seconde ne vaut pas mieux, car les observations furent prolongées pendant plusieurs rotations consécutives sans que les nombres fussent modifiés.

Les différences sont donc constantes, et leur cause réside dans le Soleil. Mais quelle est cette cause? Est-ce une différence réelle de température? N'était-ce pas ])lutot la position particulière de l'équateur solaire, qui se projetait alors sur le disque au-dessus du centre? Poui' résoudre cette question, on prolongea les observations jusqu au mois de septembre, époque a laquelle l'équateur se trouvait projeté sur l'hémisphère opposé. Le résultat fut le suivant : jusqu'au mois d'août, ou trouva que la température était plus élevée dans l'hémisphère supérieur; mais plus tard, et surtout pendant le mois de septembre, la différence fut le plus souvent en sens contraire. Le tableau suivant contient les moyennes des résultats obtenus du 8 au i5 septembre :

listance au centre.

Radiation en degré:

centre 0,0

Ces résultats sont éviJemment en désaccord avec ceux du

mois (le mars, et la comparaison aUciifivcde ces deux époques foiiduit aux coiicIusi(jiis sui\aut(,'s : i" la température est plus éle\ee dans les régi(jus é([uatoriales; 2'-' cependant lliemispliére nord parait un peu plus cliaud que l'iicmisplière sud.

l'our contrùler ce dernici" résultat, ([ue sa sinji;ularité même recommandait à notre attention, nous avons employé Ir j)iocédé suiNant.

Soient bd [fii^. 74) 1 axe de l'ellipse suivant laquelle se projette ItMpiateur solaire au mois de mars, ah et cd les cordes des deux parallèles menées par les extrémités b et d {\v cette ellipse. Si l'équateur solaire possède une températuif plus élevée que les zones voisines, les points b et d doixcnt être plus cliautls que les points a et c. Au contraire, lorsque l'équateur se projette suivant ac fig- 75), les points a et c doi-

Fia- :3

Ncnt être a une température plus élevée que les points b et d. Avec cette méthode, on peut éliminer l'effet produit par l'atmosphère terrestre en observant près du méridien. Nous avons fait ainsi un grand nombre d'observations d'abord avec l'équatorial de Cauchoix, puis avec l'équatorial de Merz. Les résultats qui se trouvent exposés dans les Mémoires de notre Observatoire ont toujours été concordants, et ils nous ont fourni les moyennes suivantes :

1° Pour les mois de mai et juin [fig. 74),

iG-'.G

0° Vers la fin de septembre [fig. yS),

20", Ti '9°i 7 ?. 1°, I 02", o

On reeoniiait parfaitement que sur l'éqiiateur la température est maximum. De plus, si l'on compare avec Féquateur le 3o^ parallèle, les temj^ératurcs de ces deux points sont entre elles dans le rapport de i5 à iG. On trouve des différences encore plus saillantes en prenant pour termes de comparaison des points plus rapprochés des pôles; mais nous ne les avons pas utilisés, afin d'éviter l'influence des différences de hauteur et de réfraction. Nous n'avons jamais observé de variations de température aux différentes longitudes; nous n'oserions cependant pas affirmer qu'il n'en existe point, et peut-être en découvrira-t-on dans des recherches postérieures.

Nous avons toujours ti'ouvé une température plus basse dans les taches et dans les régions qui les environnent; aussi a\ons-nous noté de nombreuses anomalies dans les'lois que fjous cherchions à reconnaître, lorsque nous étions conduit à observer un point voisin d'une tache. On doit donc, de préférence, faire ces observations aux époques des niinima des taches.

Il y aurait lieu de répéter ces observations de temps en tem])s, afin de voir si les lois que nous avons indiquées sont bien constantes; mais nous en avons été détourné j^ar d'autres occupations. Du reste, ces recherches ne sont pas aussi faciles qu'on pourrait le croire : elles demandent beaucoup de patience ; les conditions météorologiques gênent souvent les observations, même dans la saison la plus favorable; aussi beaucoup de séries demeurent elles incomplètes, et par conséquent inutiles. Ajoutons que, dans les pays

cliaiuls, ces observations sont tres-pt-nibles en été, et cejx'ndant e'est alors (inCllcs s(M'ai(Mit plus faciles cl plus profitables.

^ n. — Conséquences qui découlent des observations précédentes.

Les faits cpie nous venons (Tenoneer conduisent directement aux. conclusions suivantes :

i" Toutes les radiations éprouvent une absorption considérable cpii va en croissant depuis le centre du disque solaire jusqu'au bord, où cette absorption atteint son maximum.

2° Les régions équatoriales sont à une température plus élevée que les régions situées au delà du io^ degré de latitude, et la différence est au moins de -p^.

3° La température est ini peu plus élevée dans l'hémisphère nord que dans l'hémisphère sud.

4*^ De même que les taches émettent moins de lumière, elles émettent aussi moins de chaleur que les autres régions.

La première de ces conclusions nous permet de démontrer rigoureusement qu'il existe une atmosphère autour du Soleil. Pour bien comprendre notre raisonnement, il faut se rappeler les principes sur lesquels s'appuient les astronomes pour analvser les effets dus aux atmosphères des corps célestes.

Soient bkd Jîg. 7(3) la surface du Soleil, AoB la surface extérieure de son atmosphère. Les ravons émis par le corps solaire traverseront une couche atmosphéri([ue dont lepaisseur sera d autant plus grande (juils seront partis d'un j)oint plus éloigné du centre. La j)his petite épaisseur sera ok , pour un ravon partant du c<'ntre; la plus grande sera bn, pour un ra\on partant (hi bord; (A\o prendra une ^aleur in-

termédiaire, telle que hm^ pour un point situé entre le bord et le centre. Des observateurs placés dans le Soleil en ces différents points apercevraient la Terre à des hauteurs zénithales différentes. Au point k^ correspondant au centre du disque solaire, la Terre apparaîtrait au zénith; du point è, on la verrait à l'horizon; du point A, situé entre deux, on la verrait à une distance du zénith mesurée par l'angle hCk. Dans ce trajet, les ravons qui sortent de l'atmosphère solaire se trouvent dans les mêmes conditions, quant aux résultats, que ceux qui pénètrent dans l'atmosphère terrestre; ainsi le

Fig. -;6.

maximum d'absorption a lieu pour h^ bord où le rayon sort horizontalement; le minimum correspond au centre, où le rayon sort suivant la verticale. Il est facile de calculer, d'après la théorie, l'absorption qui correspond à un point donné d'où la Terre serait vue à une distance zénithale 5, cet angle étant également celui que font avec la verticale du lieu les rayons qui se dirigent vers la Terre. En prenant la moyenne des nombres que nous avons donnés dans nos tableaux, on arrive aux résultats suivants :

Distance au centre.

Valeur de

Intensité lumineuse.

- ûl\ -

En inlroduis.iiit tes nniiilircs dans les loriniilf^s , on |)cnl cjilculcr ral)S()i"|)ti(Mi produih' r\\ un ponit ([Ut'lconcjue de la surface solaire; on ti'on\(* ainsi (ju'cn un point (|ui correspond aux ^ du ra\()n cllr «st cigale à 0,72"). IJoui^iicr a\ail frou\é o,'j2f). On no saurait dcsirci' une conicidcncc plus parfaite.

( )n \()it (pie la (piaiitilc de clialtin' (pii parvient à s'ei happer du Soleil se trouve sini;ulièrement réduite par 1 action atniospliérifpie; mais, conmie cette action n'est pas la même pour tous les points, on est conduit à se poser les deux cpiestions suivantes : i"* quelle est l'absorption exercée par latuiosphère dans la direction de sa plus faible épaisseur, c'està-dire pour y = o? 2** quelle est l'absorption totale, et par conséquent (juelle serait la radiation absolue, s'il n'y avait pas d'atmosphère? On peut répondre à ces questions en employant les formules connues, bien qu'elles ne soient qu'approchées, car les données relatives au Soleil ne sortent j)as des limites que les astronomes ont adoptées en établissant ces formides.

Les résultats sont inscrits dans le tableau suivant. On trouve dans la première colonne la jiosition du point qui a servi de base au calcul; dans la deuxième, la valeur correspondante de l'angle 0, c'est-à-dire la distance zénithale de la Terre vue du Soleil ; dans la troisième, l'intensité de radiation (jui reste après l'absorption pour le point situé au centre du disque, la radiation totale étant exprimée par l'unité; enfin la quatrième indique la fraction de la radiation totale c[ui parvient à sortir de l'atmosphère solaire, et se répand réellement dans l'espace.

rosiTio.N sur

LE HAYON.

VALi.in