RES
Sa/e
PT ES NRA. 7 5000 10900 15000 20009 À Longueurs d'onde
d'onde À : les comparaisons dont nous venons d’indiquer le principe permettent donc de déterminer la température de brillance du Soleil pour les diverses longueurs d'onde. De 5.000 angstrôms jusqu'à 20.000 angstrôms, c’est-à-dire du vert à l’infra-rouge, la courbe de l'énergie solaire se superpose bien à celle d’un corps noir, et la température de brillance correspondante est de 5740° d’après les anciennes mesures d'Abbot (1013), de 5950° d’après les calculs de
LE RAYONNEMENT ET LA TEMPÉRATURE DU SOLEIL
Lindblad (1923), de 60000 d’après les dernières mesures d'Abbot (1923). Dans l’ultra-violet, les mesures de Fabry et Buisson (1922) pour différentes radiations comprises entre 3940 et 2022 angstrôms ont - donné des températures de brillance allant de 60169 à 58309, avec une moyenne de 59400, nombre confirmé par Plaskett (1923).
En résumé, on peut dire que pour l’ensemble des … radiations, de l’ultra-violet à l'infra-rouge, à l’exception des radiations bleues et violettes comprises entre
5000 et 3950 À, pour lesquelles les résultats sont peu cohérents, la température de brillance du Soleil est | égale à 59509, à une cinquantaine de degrés près.
Température de couleur du Soleil. — Tes méthodes de comparaison du Soleil à un corps noir que nous avons indiquées jusqu'ici [ont appel à l'évaluation en valeur absolue du rayonnement solaire. On peut aussi comparer les répartitions de l'énergie en valeur relative dans les deux spectres, et cette comparaison conduit au calcul de ce qu’on appelle en Pyrométrie la empérature de couleur : la température de couleur d'une source pour le couple de longueurs d’onde \ N2 est la température du corps noir pour lequel le rapport U”;/U’, des énergies rayonnées pour ces deux longueurs d'onde est égal au rapport correspondant U;/U: pour la source étudiée.
Pour le Soleil, le rapport U,/U, est évidemment égal au rapport E,/E, des énergies reçues par le bolomètre — évalué après correction de l’absorption atmosphérique ; ayant obtenu, par de simples mesures relatives, la valeur de ce rapport, on peut calculer la température de couleur par l'application de la formule de Planck. On peut aussi la déterminer graphiquement comme l'indique la figure 9 : ayant tracé, avec une
échelle quelconque, la courbe de répartition spectrale £: | ir
de l'énergie solaire (courbe en trait ponctué), on trace la courbe du corps noir (courbe en trait plein) à la température T avec une échelle des énergies telle qu’elle coupe la première au point d’abscisse A4; si elle ia coupe en un second point d’abscisse ka, la température T est évidemment la température de couleur du Soleil pour le couple de longueurs d’onde À, eo.
La construction, faite deux fois, à deux échelles différentes, sur la figure 9, montre que la température
fntensites
ofs 1 15 2 25 au Longueurs d'onde
de couleur du Soleil, pour des couples de radiations compris entre 04,5 et 1u,2, est de l’ordre de 7000?, tandis que pour des couples de radiations appartenant à l'infra-rouge un peu plus éloigné, de 14,2 à 2p, elle n’est plus que de 62002.
C’est encore une température de couleur, se rapportant cette fois à deux longueurs d'onde À, k2 infiniment voisines, qu’on obtient par la détermination de la longueur d'onde pour laquelle l'énergie solaire est
LA
ONU
: Mer Ux rayonnée par le corps noir est maximum est inversement proportionnelle à sa température absolue T : le produit x] T est constant, et l'expérience montre que sa Ver numérique est égale à 2880, Aa lorsque Âm est évalué en microns et T en degrés. Nous avons vu que le maximum de l'énergie solaire correspond. à la longueur d'onde Àn = 04,475 : la tempé- be rature de couleur du Soleil donnée par la loi de Wien . est T — 2880/0,475 — 60600.
1 température moyenne de la Hhotosphère. — Résu- mons d’abord en un tableau les résultats obtenus pots | Ja température de la photosphère :
Température detadation tee. Rent eDi TMS 58109 - Température de brillance.............................: 59502. L Spectte visible nid eenise 7000 4 È Température de couleur | spectre infra-rouge ........... 6200°
| Dr. de” Wien LU UM NANEAESS | 6060
Les différences qui existent entre ces divers résultats obtient que le rayonnement du Soleil n’est pas identique à à celui d’un corps noir. Lorsqu'on mesure, par les divers procédés indiqués, la température d’une source terrestre, on trouve toujours, pour les températures de radiation et de brillance, des valeurs inférieures à celle de la température réelle, et l'on trouve généralement pour la température de coule du spectre visible une valeur supérieure à celle de la température réelle. Si l’on admet que ces règles sont encore applicables au Soleil, on conclura que sa température réelle est de l’ordre de 65000, avec une erreur qui ne peut pas dépasser 5000.
On a essayé de préciser davantage cette concis en analysant les raisons qui font que le rayonnement
du Lost n’est pas identique à celui d’un corps noir.
Ces raisons sont évidentes si l’on se reporte à la figure z (page 9) : le rayonnement que nous recevons provient de tous Îes points d’une couche CC” dont l'épaisseur, quoique faible, n’est pas nulle, et dont 1a température «n’est certainement pas uniforme. Au rayonnement provenant du point C de la surface se superposent des rayonnements provenant de points intérieurs à température plus élevée, et le problème de la détermination de la température solaire à partir de son rayonnement n’a pas de sens précis : il faudrait, pour lui donner un sens, pouvoir définir par ailleurs la position des points dont on se propose de déterminer la température.
Nous avons déjà signalé (page 8) les calculs de Schwarzschild qui donnent la répartition des pressions le long du parcours C” C ; ils donnent en même temps les températures T des différents points de ce parcours, en fonction de la température T, du point C au-dessus duquel l'absorption est négligeable. On peut supposer qu'une quelconque des couches élémentaires en lesquelles on peut décomposer la photosphère se comporte comme un corps gris : elle absorbe une certaine fraction a du rayonnement émis par les couches inférieures, et en même temps elle lui superpose son . rayonnement propre, qui est la même fraction a du rayonnement du corps noir à la température T de la couche considérée. Le calcul du rayonnement total, développé par Miïilne à partir de cette hypothèse, conduit à la conclusion que la température de radiation observée T, doit être égale à 1,28 foislatempérature T, ; le même calcul, appliqué aux diverses radiations monochromatiques, montre que la température de couleur T,, donnée par la loi de Wien doit être supérieure de 3 %, soit environ 6000 X 0,03 — 1809, à la température de radiation ; la valeur observée T,, — 60609 doit donc correspondre à une température T, = 58800,
LE RAYONNEMENT ET LA TEMPÉRATURE DU SOLEIL
valeur intermédiaire entre les valeurs observées pour la température de radiation et la température de brillance.
La température réelle de la photoshhère. — Tes nombres que nous avons donnés jusqu'ici ont été obtenus à partir des mesures faites sur le rayonnement
moyen : mais, comme l'intensité et la répartition du | tayonnement varient du centre au bord du Soleil, les différentes régions du disque solaire fournissent des nombres différents. :::,::: Had ENS
Les mesures bolométriques d’Abbot permettent de calculer immédiatement le rapport des. intensités pour deux radiations en un point quelconque du rayon solaire. D’après ces mesures, la valeur \,de la longueur d'onde correspondant au maximum du rayonnement
croît régulièrement de 0u,458 à 0,505 lorsqu’on passe’
du centre du Soleil jusqu’à un point situé à 0,95 R du centre : la température de couleur, T — 2880/}», correspondant à la loi de Wien décroît donc réguliè-
rement de 62900 pour le centre à 5700° pour 0,95 R..
Les mêmes mesures permettent de calculer, à partir de la valeur absolue du rayonnement total du disque, les valeurs absolues des rayonnements de chaque région : d’après Brill, on trouve ainsi pour le centre une température de radiation de 60750, et des températures de brillance de 64350 pour le spectre visible, de 61902 pour le spectre ultra-violet.
Il semble donc que l’on puisse admettre que le rayonnement du centre du Soleil correspond: au rayonnement d’un corps noir à une température de 61000 à 62000. C’est à cette région, où les rayons traversent normalement les diverses couches de la photosphère, que s’applique le calcul de Milne signalé plus haut ; en admettant une température de radiation T, = 61700, il donne pour la température T, de la
surface la Valeur 6170/1,28 — 48300. Si maintenant
on considère un point en dehors du centre, il est évident (fig. 1, page 9) que notre rayon visuel, qui entre toujours dans le Soleil en un point à la température Ty, doit pénétrer moins profondément dans l’astre. Pour un point du bord même du Soleil, la pénétration est négligeable, et le spectre du bord de l'astre doit être à peine plus lumineux que celui du corps noir à 48300; d’après des mesures spectrophotométriques directes de Gallissot (1923), la courbe de répartition de l'énergie dans ce spectre se superpose bien à celle du corps noir à 5000 : c’est là un résultat dont on peut considérer l'accord avec le calcul de Milne comme satisfaisant.
Les calculs ont été étendus par Milne aux rayons qui traversent obliquement les diverses couches solaires : ils fournissent ainsi, à partir de la valeur 48300 admise pour T,, la valeur des intensités du rayonnement émis dans notre direction pour les diverses radiations par des points à différentes distances 7 du centre du Soleil, ou, ce qui revient au même, le rapport de ces intensités aux intensités centrales. Le Tableau suivant résume les résultats du calcul, et permet de les comparer aux résultats expérimentaux d’Abbot ; la première ligne donne les distances 7 exprimées en fractions du rayon solaire R, les lignes suivantes donnent, pour diverses longueurs d'onde, les intensités observées par Abbot et calculées par Milne, exprimées ef centièmes de l'intensité centrale pour chaque radiation.
brins) TR ee dupe 0,40 0,75 0,875 0,95 3860 { bbot RARE te ee ele 92,6 71,0 55,4 41,8
dNTine nn ee 92,5 69,4 54,3 40,8
2010 { ADO ET ete ciolsteis 94,5 7737 65,0 ST, 7
NEC Result 94,4 76,6 64,4 52,3
ADDOL Lee see 96,1 83,8 74,0 62,9
6700 | NÉDEME TS Poires ee 95,8 82,4 72,4 61,8
AibDOEME Nr ENS 0e 97;7 88,9 81,6 73,0
FOND ntllne Les cecc sors DO ETS 70.8 71,6
‘ensemble en bon He avec ceux de ne tion : cet accord justifie le mécanisme proposé par Mülne pour interpréter l’affaiblissement du rayonn: ment et la valeur adoptée pour la ternpérature Lan
extérieure T,. =
Isemble done que l’on puisse admettre que la tem
* pérature de la surface du Soleil est, à une centaine de degrés près, de 49000, mais que les rayons que NOUS. recevons du Soleil proviennent pour partie de couches plus profondes ; la température moyenne des couches
qui contribuent à ce rayonnement, et dont l’ensemble
__ constitue la photosphère, dépend à la fois de la région observée et de la radiation étudiée ; elle atteint sans doute 6500 à 70009 pour les radiations visibles pr ; venant du centre du Soleil, de sorte que l’ensemble du
VEN est assez voisin de celui d’un corps noir
I ne semble pas possible à l'heure Rae de préciser davantage, car, si nous pouvons ainsi rendre compte en gros de l’ensemble des phénomènes, nous ne sommes pas en mesure d'interpréter tous leurs détails, et en
… particulier d’expliquer les variations avec la ion 4180
gueur d'onde des températures de brillance et. de Re ; couleur. ; :
Il faut d’ailleurs remarquer que l'hypothèse de Milne est encore extrêmement simple, puisqu'elle suppose que l'absorption a de chaque couche est la même pour toutes les longueurs d’onde ; c’est 1à une absorpti d’un type extrêmement différent de celui qui corres pond à l'atmosphère terrestre, dont l'absorption augmente rapidement quand la longueur d'onde diminue. : il est possible que de nouveaux progrès puissent être obtenus, lorsque l’on disposera de
__ mesures encore plus précises que les mesures actuelles, pr en. attribuant aux couches DRE une
absorption sélective, ou en tenant compte de l’absorption par l'atmosphère solaire extérieure à la photosphère, ou encore en étudiant l'influence sur l’ensemble du rayonnement des accidents — taches et facules — de la surface solaire.
