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et les variations corrélatives des nombres obtenus pour la constante solaire ; elles fourniront peut-être aussi

des renseignements intéressants sur le rôle des radiations solaires dans la production des climats et dans les phénomènes météorologiques. On comprend donc pourquoi de nombreux chercheurs s'efforcent actuellement, en diverses stations réparties sur tout le globe, de mesurer chaque jour — et même chaque nuit en utilisant le rayonnement lunaire — l'épaisseur et l'altitude de la couche d'ozone : mais l'exécution régulière de ces mesures ne date pas encore d'assez longtemps pour qu’on puisse en tirer des conclusions certaines.

Pour terminer l'étude du rayonnement solaire ultra-violet, signalons encore un problème qui n'est pas résolu : l'ozone redevient relativement transparent vers 2100 angstrôms, tandis que l'oxygène ne devient absorbant que vers 2000 angstrôms. Le calcul, facile à faire puisqu'on connaît l'absorption de ces deux gaz et les quantités qu’en contient l'atmosphère, et qu'on peut, pour chaque longueur d'onde, déduire l’intensité du rayonnement du Soleil de l'évaluation de sa température, montre qu'on devrait pouvoir observer la partie du spectre solaire comprise entre ces deux longueurs d’onde : l'expérience montre qu'il n'en est tien, même au sommet du Mont Blanc. On a supposé, sans pouvoir le démontrer, qu'il y avait dans l'atmosphère assez d'ammoniac pour absorber les radiations comprises entre 2050 et 2000 angstrôms; mais on n’a encore trouvé aucune explication de l'absorption des radiations comprises entre 2100 et 2050 angstrôms.

Le spectre infra-rouge du Soleil. — En recevant le diverses parties du spectre solaire sur un thermomètre sensible, Herschel constata, en 1800, que la chaleur reçue n’atteint son maximum qu’au delà de l'extrémité rouge du spectre visible, et découvrit ainsi les radiations infra-rouges. Depuis l'extrémité rouge du spectre visible (À — 04,75) jusqu'à des longueurs d'onde de

LE RAYONNEMENT ET LA TEMPÉRATURE DU SOLEIL

l’onde de 24, les prismes de flint des spectrographes ordinaires sont transparents à l’infra-rouge; mais pour les radiations de plus grande fongueur d’onde, il faut employer des prismes de fluorine, transparents | jusqu’à 8 u, de sel gemme, transparents jusqu’à 14u, où de sylvine, transparents jusqu’à 23 u.. En mêmetemps, il faut remplacer les objectifs par des miroirs concaves, en métal ou en verre argenté, qui ont un pouvoir réflecteur voisin de l’unité pour toutes les radiations infra-rouges et sont parfaitement achromatiques. On - peut également obtenir tout le spectre infra-rougeavec un réseau concave, qu'on emploie sans objectifs, | l’image solaire étant toujours formée par un miroir concave sur la fente du spectrographe. ES On sait maintenant préparer des plaques cho

graphiques, sensibilisées à la dicyanine ou à la néocyanine et hypersensibilisées à l’ammoniaque au moment de leur emploi, qui permettent de photographier le spectre infra-rouge dans de bonnes condi-. tions jusque vers une longueur d'onde de 14 où ïB,1; mais l'étude des radiations de longueur d’onde plus grande exige toujours l'emploi d’un récepteur thermométrique. Celui qui a été le plus employé à l’étude du spectre solaire est le bolomètre de Langley : c'est un ruban de platine excessivement mince, d’une épaisseur de Ir à 2 microns, recouvert de noir de fumée, qu'on - à place dans le spectre solaire. Son élévation de température est proportionnelle à l'énergie reçue (page 21),

et on la mesure par la mesure au pont de Wheatstone de la variation de sa résistance électrique. Langley réussit à employer un galvanomètre assez sensible pour pouvoir déceler une élévation de température de 1/1.000.000 de degré et un ruban assez étroit pour pouvoir, en le déplaçant dans le spectre solaire, observer séparément | les deux raies D (page 102) et la raie du nickel qui se trouve entre elles.

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En déplaçant le ruban du bolomètre dans le spectre solaire infra-rouge, et en portant sur un graphique les déviations du galvanomètre en fonction de la longueur d'onde, on obtient une courbe telle que celle de la figure 7, qui présente des chutes brusques à l'emplacement des raies de Fraunhofer. Entre I & et 7 4, on observe de larges régions où la déviation est presque nulle : elles correspondent aux bandes d'absorption du gaz carbonique et de la vapeur d’eau contenus dans l'atmosphère terrestre ; leur importance est telle que