lux sur un écran placé en dehors de
l'atmosphère.
Connaissant la valeur de l’éclairement E DrOdueS à la surface de la Terre, ainsi que la surface apparente w du
Soleil, il est facile de calculer la brillance moyenne :
B = E/w de la surface solaire : on trouve ainsi que cette brillance moyenne est d’environ 240.000 bougies par centimètre carré.
que l’éclairement produit par le Soleil à la surface de la terre a pu être comparé à l’éclairement produit par des sources étalons terrestres ; on a pu comparer d'autre part à ces sources l’éclairement produit par les étoiles les plus brillantes, de sorte qu’on peut évaluer en grandeurs stellaires la luminosité apparente du Soleil. Des comparaisons photométriques directes ont également pu être faites entre le Soleil et certaines étoiles, soit en comparant à l’image stellaire une image ponctuelle du Soleil, obtenue par une combinaison convenable de lentilles, et affaiblie par des verres absorbants : étalonnés, soit en comparant l’éclairement d’une image solaire suffisamment affaiblie à l’éclairement du petit disque lumineux que fournit l'étoile en dehors du plan focal de l'objectif d'observation.
Les mesures ainsi effectuées par Zôüllner, Fabry, Pickering, Ceraski, ont fourni des résultats très concordants : on peut prendre pour la grandeur stellaire du Soleil la valeur — 26,72, avec une erreur qui ne dépasse sans doute pas 0,05, c’est-à-dire que l’éclairement produit par le Soleil à la surface de la Terre est (2,51)26,72 fois plus grand que celui produit par une étoile de grandeur 0, ou encore (2,51)25;:1 fois . plus grand que celui produit par Sirius, qui est de grandeur — 1,6.
Des comparaisons entre le Soleil et les étoiles les
plus brillantes ont également été faites par des : méthodes photographiques ; elles ont fourni pour la
grandeur photographique du Soleil la valeur — 25,93. La différence + 0,70 entre la grandeur photographique et la grandeur visuelle représente l'indice de couleur du
Soleil : cette différence est bien de l’ordre de grandeur
que l’on trouve habituellement pour les étoiles du même type spectral Go que le Soleil, elle range nettement le Soleil dans la classe des étoiles jaunes.
Les chiffres que nous avons donnés permettent de.
calculer la grandeur absolue du Soleil, c’est-à-dire la grandeur stellaire qu'il nous paraîtrait avoir s’il se
trouvait à la distance de 10 parsecs, de laquelle le
rayon a de l'orbite terrestre est vu sous un angle de
0”,1, soit environ 1/2.000.000 de radian. Eloïgné à
cette distance, qui est 2.000.000 de fois plus grande que
sa distance moyenne 4, le Soleil nous paraîtrait 4.104? = (2,51)31:57 fois moins lumineux. Sa grandeur
visuelle serait donc — 26,72 + 31,57 — 4,85, sa.
grandeur photographique 5,64. Aïnsi le Soleil, placé à une distance qui est de l’ordre de celle des étoiles les plus rapprochées, nous apparaîtrait comme une étoile de cinquième grandeur, c’est-à-dire comme une étoile très faible : considéré parmi les étoiles, le Soleil doit étre considéré comme une étoile peu lumineuse ; il
est par exemple 14.000 fois moins lumineux que Rigel, Ÿ
dont la grandeur absolue est — 5,5, et 26 fois moins lamineux que Sirius, dont la grandeur absolue est 1,3.
Répartition de la brillance sur le disque solaire. — Nous avons calculé tout à l’heure la brillance moyenne de la surface solaire : mais tous les points du disque solaire ne nous apparaissent pas comme également lumineux. On sait depuis longtemps que la brillance apparente du disque va en diminuant régulièrement depuis le centre jusqu'au bord, et ces variations
ENra
Dr
ivaient déjà fait au xvIrre dot l'objet de mesures
uantitatives de Bouguer.
La mesure photométrique de la brillance aux diffé. ents points du disque solaire s'effectue en isolant dans une image solaire, par un diaphragme Gonvene DIE la région du Soleil à étudier, et en éclairant le “a photomètre par la partie de l'image ainsi isolée. Des erreurs peuvent être introduites dans ces
mesures par la diffusion par l'atmosphère terrestre : elle superpose à la lumière provenant de la région étudiée de la lumière provenant des autres régions du Soleil, et atténue ainsi les différences à mesurer. Une éthode échappant à cette cause d'erreur a été … employée par Julius lors des éclipses totales de 1905 et 1912 : il a relevé la courbe de variation de intensité lumineuse totale pendant les phases parelles de l’éclipse, et, ayant ainsi les intensités lumineuses des divers croissants que formait la partie non clipsée du Soleil, il a pu calculer les brillances des Mes diverses zones successivement découvertes. ER Le tableau suivant donne la brillance observée à ne distance 7 du centre du disque solaire ; la première
ligne donne la distance 7, exprimée en fraction du
des nombres obtenus par divers observateurs en Richors des éclipses ; tous ces nombres sont Xpress
3 R ENTER RAA ES 0,00 0,40 0,80 0,90 0,95 0,98 AJUIUS-rOr2/........ :MNTOOÏOS,8077 8060 0 M0TO Autres observateurs .. 100 96,4 80,2 69,6 60,5 49,0
H “5 la raison de l’obscurcissement du bord : pour pénétrer à une profondeur BB” = CC”, : un rayon B”’,B” qui tombe sur le bord du Soleil a à
parcourir dans la masse solaire un trajet beaucoup
plus long que le rayon CC” qui tomhke au centre, il est
donc complètement absorbé lorsqu'il est parvenu à une profondeur beaucoup moins grande que celle que peut atteindre le rayon central, Réciproquement, la
lumière que nous apportent les rayons marginaux
provient de couches de l’astre beaucoup moins profondes que celle que nous apportent les rayons centraux : ces couches moins profondes sont aussi à une température moins élevée, et par conséquent sont moins lumineuses.
L'obscurcissement des bords est donc lié à l’absorption par la matière gazeuse qui constitue le Soleil, et dépend, comme cette absorption, de la longueur d'onde de la radiation étudiée. Nous y reviendrons (page 45) à propos de la répartition spectrale de l'énergie lumineuse rayonnée par le Soleil; signalons simplement ici que l’absorption est d'autant plus forte et l’obscurcissement des bords d'autant plus marqué que la longueur d’onde est plus courte. Le
centre du Soleil paraît effectivement plus bleu que les
bords, et l’obscurcissement des bords est particulièrement visible sur les photographies du Soleil, comme on le voit sur la planche I qui reproduit une de ces photographies.
