DES HALOS

paranthélie de 98 d^és est pohrlsé par réfraction, c'est-à-dire horizontalement.

Lueurs verticales. — Leur polarisation «st nécessairement verticale ; elle doit être surtout très-intense vers les extrémités des traînées lumineuses. ^

Anthélie. — La polarisation de l'anthélie est horizontale et assez forte^; la position azîmutale de la lame hexaèdre, qui donne la polarisation maximum, est celle qui fait pénétrer le rayon sous l'angle de polarisation delà substancede la lame («U degrés pour le verre» 37% 30 pour la glace). La lumière émergente paraît alors complètement polarisée, soit que la réflexion totale ait précédé la partielle, soit que Finverse ait eu lieu. Sous Tincidence normale, il n*y a aucune polarisation appréciable.

Ces résultats se rapportent au cas du soleil horizontal ; ils sont modifiés par l'élévation de Tastre éclairant, et je me suis, en effet, assuré que la polarisation horizontale s'affaiblit à mesure que l'astre s'élève au-dessus du plan de l'horizon ; mais elle est encore sensible à une hauteur de 20 degrés.

Arcs obliques passant par l'astre ou par l'anthélie. — S'il existe des arcs obliques passant par le soleil, et dus aux stries tracées sur des lames hexagonales à tranche verticale, la lumière doit y être polarisée verticalement, c'est-à-dire par réfraction, à cause du passage des rayons à travers ces lames. C'est surtout à droite et à gauche de Tastre, et à quelques degrés de distance, dans les secteurs brillants situés entre ces arcs obliques, que cette polarisation verticale doit être sensible. Il serait utile d'interroger ces illuminations latérales pendant les halos^ dont l'aspect dénote la prédominance des axes horizontaux des prismes.

Les arcs obliques de l'anthélie, au contraire, doivent être polarisés horizontalemoit, c'est-à-dire qu'ils offriront le même genre de polarisation que l'anthélie elle-même ; toutefois, je n'ai pas pu vérifier cette dernière proposition, ces arcs éunt peu apparenuà la lumière de la flamme d'une boBgie.

Polarisanan de la kimière des halos dans Caimasphère. La polarisation profte du halo, en se mêlant à la polarisation atmoisphérique ordinaire, produit des résultats qu'il n'est pas sans intérêt d'étudier.

lèSft OPTIQUE JàÊtfiÔROLÔeiQUE.

Tous les physicietis savent que la Inmière ^e Tdir Serein est ))bla« risée par réflexion ; ainsi dans la région du halo, vers 20 i 25 dégi*â àii dislance du soleil, l'action de Tatmosphère lettd à produire une polarisation normale j^la circonférence du halo. Cette polarisation dé Pair serein est toujours plus marquée dans les régions latérales, I droite et à gauche de Tastre» que dans celles du Vertical sbiàire, sans doute parce que les reflétions du second ordre tehdëiit li Iproduhrè tin peu de polarisation horizontale qui, pour les fégidns latérales, s*ajobte â la polarisation due aux réflexions de premier ordiré^ et qtii ^'en retranche, au contraire, pour les parties du ciel situfes au* dessus ou au-dessous de Tastre.

Dans les halos que j'ai observés, j'ai toujours vu la polarisation tr.ngentielle du halo l'emporter sur la polarisation normale, et, en 'définitive, le halo est toujours polarisé tangentiellement, comme h, Arago l'a annoncé. Toutefois, il est à remarquer que cette polarisation tangentielle a un maximum très-marqué dans le point le plus élevé du halo, et aussi dans son point le plus bas. Si le halo n'est pas très-vif« il peut arriver qu'il n'y ait point de polarisation appréciable dans les deux parties latérales ; mais la poîarisatioii tangentielle persiste toujours au point de culmination.

Cette polarisation se prolonge au deb du halo jusqu'à une distance du soleil que j'ai estimée égale à 27 ou 28 degrés; il y a là une sorte d'anneau neutre de 27 degrés de rayon» au delà duquel la lumière eu polarisée pr réflexion. Plus exactement, cet anneau est légèrement elliptique ; son demi-axe vertical est toujours un peu plus grand que le demi-axe horizontal, en vertu des causes déjà indiquées.

Quant à la nature de la polarisation dans l'iatérieiir du httoi eBe oirr« des variacieos issex singulières. Ainsi, dans la partie supérieure éè l'ake kiterne du halo, j'ai trouvé la polariflition nnlie le 4 octobre iêkli horimiule le 8 septembre, les 5, 10 et 16 octobre 18&7; dans les parties tatêrates, J'ai trouvé une pobrisaiiea verticaie le S septembre 18&7, borizonUle le & oct/dbn ISftTf d'aHlMirs, ks •tgnêsdèpliirisatiMi sont peu seosiblBs. Cas ohierfstfoiM ont été ^rilSÉ pir Us hsstsUra du srtril eoaprisis ènMlftttSS dsgids.*

POLAMiÂflON DE L*ATMOSPHÈRE. 1650

Sur la polarisation de L* atmosphère ^ par Sir David Brewstbr.

La petite dissertation que nous allons analyser rapidenaent fait partie de la septième livraison de Tatlas physique de MM. Berghaus et Johnstou.

Dahs la portion du firmament comprise entre le point neutre de M. irâgo ek celai de M. Babinet, la lumière est polarisée verticalement ou posiUvenlent, suivant la mauvaise expression adoptée par M. Bhe^sten Au contraire, dans l'espace qui s*étend du point iieuifè die M. Arago au point antisolaire, ou entre le point neutre de M. Bàbinetet le solfeil, la lumière est "polarisée horizon lalemenl ou fiégativeineilt On peut en conclure 1° que ces deux points neutres sont le repliât d'une compensation, consistant en ce que la lumière polarisée horizontalement neutralise la lumière {Polarisée verticalement, ou forme avec elle du blanc ; 2*» que la lumière polarisée horizontalement est produite, soit par réûexion dans un plan per petidiculaireàeelui qui passe parle soleil, soit par réfraction dans un plan passant par les deux points neutres et le soleil, soit par ces deut caoâes réunics.Mais, de quelque manière que se prodaise lalnmière polarisée borizontate, il est évident qu'elle pourra et devra faire naître todej»sous du soleil un nouveau point neutre, que M. Brewster ffiX enfin parvenu à découvrir en 1845.

Pomt neutre de M, Arago, — Quand le sdeil est à Thori^ofl, le point oeutre est situé à iS*" i au-dessus de Thorlzon. Si le soleil est à 11 ou 12"^ au-dessus de Thorizon, et le point antisolaire par conséquent i la même dislance au-dessous de i'horhon, le point neutre est à 1 horizon, et sa distance au point antisolaire n'est plus que de 11 à 12 degrés. A mesiire que le soleil descend à Tboriioii, le point antisolaire s'élève, la distance du point neutre à ce point antisolaire croît graduellement, et quand le soleil a atteint l'horizoo, le point neutre situé à 18° | au-dessus de rhorizon est aqssi k i%^ f du point antisolaire. Après le coucher du soleil, la distance dwpoilit neutre au point antisolaire continue à croître, c'est-à-dire qu'il monte plus rapidement que le soleil ne descend : sa distance maiimum, par un crépuscule très-faible, est de 25 degrés.

A la latitude de St-Andrews, le point neutre de M. Axago re$te tout je jour sur l'horizon du milieu de novembre à la fin de janvier.

1640 OPTIQUE MÉTÉOROtOGIQUJE.

Dans les autres mois de l'année il ne s*élèye jamais tant que le «oleil n'est pas à 11 ou 12 degrés de Thorlzon, et il ne se couche que lorsque le soleil est de nouveau situé à 11 ou 12 degrés de Thorizon.

Sur te point neutre secondaire, compagnon du point neutre de M. Arago, — - M. Brewster observa d'abord les traces de ce phénomène remarquable le 8 juin 1841, à 5^ 50', alors que la polarisation verticale était la plus forte à fleur de l'horizon, continent ou mer, et à 1' â au-dessus de l'horizon. Par h môme, le point neutre de de M. Arago, en se levant, ne devait pas se montrer d'abord à Tfaorizon, mais à plus de 1' i au-dessus, la compensation ne pouvant se produire qu'au point où la polarisation verticale est plus faible qu'à l'horizon. Lorsque cela a lieu, on a le singulier phénomène d'un point neutre avec polarisation verticale de chaque côté. Lorsque ce phénomène est mieux développé, en raison de l'état plus fa- .vorable de l'horizon, la polarisation verticale est vaincue par la polarisation horizontale qui s'avance. La polarisation horizontale est alors située immédiatement au^-dessous du point neutre ascendant ; mais à une certaine distance, un petit nombre de degrés au-dessous du point neutre, la polarisation horizontale est compensée par l'excès de la polarisation verticale à fleur de l'horizon, et l'on peut coutempler le beau phénomène de deux points neutres séparés par des bandes de polarisation horizontale. M. Brewster a vu ce phénomène sur l'horizon de la mer entouré d'une bande obscure de quelques degrés de hauteur» ce qui indiquerait la présence d'un brouillard éloigné. Le 21 avril 1842, M. Brewster a observé le point neutre secondaire dans une circonstance éminemment favorable. Â6h22' après midi, lorsque le point neutre principal se montrait à la hauteur de 15 degrés, le point neutre secondaire apparaissait élevé de 2''50'. A 7 ** on voyait encore les bandes verticales au-dessus de l'horizon de la mer, et elles étaient très-intenses au contact du rideau obscur qui terminait l'horizon visible.

Point neutre de M, Babinet, —Ce point neutre est situé au-dessus du soleil à une distance de IS® 30', lorsque cet astre se lève ou se couche et que le ciel est très-pur. Dans les grandes l^itudes il est visible pendant la plus grande partie de l'année, et comme il se

POLARISATION DK L^ATMOSPHERG. 4641

troi2?6 au-dessus da soisil, il apparaît tontes les fois qoe cet astre brille par on ciel serein. Si le soleil est au zénith, ce point neutre coïncide a?ecie centre du soleil. A mesure que la hauteur du soleil diminue, le point neutre se sépare du centre de l'astre ; sa distance croit graduellement jusqu'à ce qu'elle atteigne IS*' 30^ lorsque la hauteur du soleil est nulle, ou lorsque cet astre se lè?e ou se couche.

Le point neutre de M. Babinet peut, comme celui de M. jkrago, être accompagné, dans un certain état de l'atmosphère à l'horizon, d'on point neutre secondaire ; mais M. Brewster ne s'est pas trouvé dans des circonstances assez favorables pour faire cette observation.

Point neutre de M. Brewster. — La théorie indiquait l'existence d'un troisième point neutre situé au-dessous du soleil, mais M. Brewster l'a longtemps cherché en vain. La découverte qu'il fit de la polarisation horizontale s'étendant quelquefois depuis le soleil jusqu'à l'horizon, lorsque la hauteur de l'astre était de 30% ne laissait aucun doute sur la présence d'un troisième point neutre, et en rendant son œil inaccessible à toute lumière étrangère, IVl. Brewster l'aperçut enfin très-près de l'horizon, ayant au-dessous de lui une petite portion de lumière verticalement polarisée. Il a depuis répété souvent cette observation lorsque le soleil était à de plus grandes hauteurs. Le 18 février 18^5, à midi, il vit son point neutre aussi distinctement que possible. Les bandes de la lumière polarisée étaient horizontales au-dessous du soleil et verticales près de l'horizon ; la distance du point neutre au soleil était de 15 à 16°. Il le revit mieux encore le 20 et le 26 avril à midi par un jour très-serein; sa distance de midi à 3*» û5' varia de 10 à 17°. Le 27 avril, le point neutre était à 33" i au-dessus de l'horizon, lorsque vers midi un brouillard vint précipitamment delà mer : le point neutre de M. Brewster descendit rapidement et disparut sous l'horizon, tandis que le point neutre de M. Babinet monta jusqu'au zénith. A 1 1" 20' le brouillard diminua : le point neutre de M. Brewster reparut près- de l'horizon, et fit une série d'oscillations en haut et en bas en parcourant un espace de 5 à 6*", suivant que le brouillard était plus rare ou plus dense.

Quand le ciel est clair, le point neutre de M. Brewster s'approcbe du soleil à mesure que la hauteur de cet astre augmente, et

1642 OPTIQUE MÉTÉOROLOGIQUB.

coïncide enfin avec le centre da soleil qnand celoi-ciesl an feéiiîth. n en résulte que, quand le soleil est au zénith, les deux points nentres de AliM. Babinet et Brewstcr se rencontrent au centre du soleil , et qu'alors le système des lignes de polarisation de Tatmosphèf e est celui d*un cristal à un axe.

Si le ciel était assez pur, on verrait sans doute un point nentre secondaire, compagnon du point neutre de M. Brewsler; mais ledimat de TAngleterre et sans doute aussi celui de l^aris ne se prêtent point à ce genre d'observations par trop délicates,.

Dans ses observations sur son point neutre, M. Arago remarqua souvent qu*il s'éloignait du pian vertical passant par le soleil et le point antisolalre» et il attribua avec raison cette déviation à Tinfluepce des nuages lumineux situés hors de ce plan. La même chose à lieu pour les autres points neutres. Mais ce n'est pas seulement la position des points neutres qui est affectée par la présence d'une lumière étrangère à celle du firmament : le degré de polarisation de la lumière atmosphérique varie considérablement lorsque des nuages éclairés, des objets terrestres lumineux, ou une lumière accidentelle quelconque, éclairent le champ de polarisation.

Sur le maximum de polarisation du firmament. — • Si un rayon de lumière naturelle est réfléchi par un corps transparent quelconque sons un angle dont la tangente est égale à l'indice de réfraction, il est complètement polarisé ; ou si nn rayon de lumière complètement polarisée dans un plan incliné de /jô"* sur le plan de réflexion est réfléchi par un second corps transparent , son plan de polarisation coïncidera avec le plan de réflexion, c'est-à-dire qu'il aura tourné de AS"*. La polarisation complète est donc mesurée par une rotation de A5^ Si le rayon polarisé est réfléchi sous uu angle plus grand ou plos petit que l'angle de polarisation maximum ou complète, son plan tournera, et la rotation de ce plan sera supérieure ou inférieure à /|5', suivant que l'angle de réflexion sera plus ou moins distant de l'angle de polarisation maximum ou complète.

Les différents degrés de rotation au-dessous de k5* peuvent être produits aussi par la réfraction du rayon polarisé à travers une ou plusieurs plaques de verre, et la rotation croit avec l'angle d'incidence.

On peut donc mesurer le degré de polarisation partout où*la polarisation existe, en observant sous quel angle d'incidence elle est côm-

POLÂRIRATIOI^ DB L'ÀTMOSi»HÈRE. 1^45

pensée ou neutralisée par la réflexion sdr ta surface du milieu transparent, ou par la réfraction à travers une pile de lames transparentes. M. Brewster croît qu'il vaut mieux employer la réfraction, et c'est ainsi qa*il a construit le polarimètre à Taide duquel il a déterminé le degré fl« polarisation du firmament. Il déterminait dans chaque cas oa Tangiô variable sous i(equel la iomfère polarisée était compensée et neutralisée par un nombre suffisant de lames minces de verre, ou le nombre de lames minces de verre nécessaire à la production, sons un angle fixe, du même degré de polarisation.

11 a reconnu par ce moyen que le maximum de polarisation du ciel bleu serein est mesuré par une rotation du plan de polarisation égale à 30% et que ce maximum prend place à une distance du soleil comprise entre 88 et 92' dans lo vertical passant par le soleil et le zénith. Ce maximum dépend, quant à sa position et à son intensité, de Tétat de l'atmosphère , mais on peut considérer SO"* comme étant sa mesure et 90<> comme étant sa distance dans l'état normal de l'atmosphère, et lorsque le soleil est sur rhorizdn.

Sur la formé dits lignes d'égale polarisation de ^atmosphère. — La polarisation de l'atmosphère, produite par la réflexion delà lumière solaire sur les particules aériennes , et dont le plan coïncide avec le vertical passant parle soleil et l'œil de l'observateur, devrait être la même sur tous les points d'un cercle dont le soleil ou le point antisolaire seraient le centre, s'il n'y avait point de cause perturbatrice et si l'atmosphère était parfaitement transparente. Dans ce cas la polarisation serait complète et de /(5*, et le maximum aurait lieu à une distance du soleil telle que la iuoitié de cette distance fût précisément égale à l'angle de polarisation du milieu. Mais évidemflieat la distante au zénith du point polarisant que Ton considère dans le ciel devient la source d'une action perturbatrice en sens tootraire de la polarisation produite par réflexion et la compense, aux points neutres déjà décrits. Si le soleil es| à l'horizon , ces deux actions aoat rectangulaires comme dans un cristal bi-axe, et l'on peut, an partant de ce fait, déterminer la forme des lignes d'égale poliriafttio», qnaiid le sokii éunt I l'horiion , ratnaospbère est parûdtmnem pure. -

GMMMi M fAtkU fw lé plot géolitl; ka phlwrtftca ée la

4644 OPTIQUE MÉTBOROtOGIQUË.

polarisation atmosphériqae pourraient être représentés par la formule :

R = S*, sin D. sin D',

dans laquelle R est la rotation ou le degré de polarisation, D et D' les distances du point dont on cherche la polarisation aux deux points neutres. Par suite de cette formule les lignes d'égale polarisation seraient des] lemniscates comme dans les cristaux bi-axes, et la polarisation serait plus grande à Thorizon qu'au zénith : cequi n*a pas lieu. Il faut donc , pour représenter ces phénomènes, tenir compte de l'action perturbatrice dépendante de la distance zénithale, et, en appelant Z cette distance , Â Tazimut du point en question, la formule qui précède sera remplacée par la suivante :

R zz: 33» i. sin D. sin D' — 6» 34'. sin Z. sin A ,

en supposant que la distance des points neutres au soleil et au point antisolaire est de 18° 30', quand le soleil est à Thorizon, et que Tatmosphère est très-pure et uniformément transparente. La direction de la polarisation suit la même loi que dans les cristaux bi-axes; les lignes sans bandes ou couleurs correspondent aux branches noires hyperboliques des anneaux produits par ces cristaux, et ces lignes sont vues très-distinctement dans le polariscope.

Sur la construction de la carte des lignes d'égale polarisation. — M. Brewster a tracé sur sa carte un nombre suffisant de lignes pour mettre en évidence les courbes fermées qui entourent les points neutres : ce nombre est 18 |. Chaque courbe correspond à un nombre N déterminée par l'équation.

N = 20, 5' sin D. sin D' — 3. 9 sin Z. sin A.

Dans le plan qui passe par le soleil et le zénith , Z et A smit nuls, et l'on a :

N=:20, 5, sin D. sin D'.

Au zénith, N est égale à 18, 45 ; aux pôles P et P', N est nul.

N est exprimé, non en degrés, mais en nombre, et il est lié avec R par la relation R = N. 1* 626.

Le coefficient 1^ 626 est la distance comprise entre deux courbes consécutives.

M. Breirster denue dans un tabUau les vdeors de^R ou d0 la ro*

POLARISATION DE L*ATM0SPHÉRE. 4645

tation da plan de polarisation correspondantes aux valeurs de N ou aux diverses courbes d'égale polarisation. Nous ne donnerons ici que quelques-uns de ces nombres, courbe j , 0,813 ; courbe 1 , 1,626; courbe 5, 8, 130 ; courbe 10 * 16, 260; courbe 15, 24, 396 ; courbe 18, /i5i 30,000.

Le naaxiaium de la polarisation atmosphérique mesuré par une rotation de 30"* est égal à la polarisation produite par la réflexion sur une plaque de verre sous l*angle de 65 i, avec un indice de réfraction égal à 1, 4826 î ; ou à la polarisation produite sur la surface du diamant sous un angle de 75"* i.

A mesure que le soleil s'élève sur l'horizon, les lignes d'égale polarisation changent de forme , et le degré de la polarisation varie même aux points du ciel situés à des distances invariables du soleil. Les points neutres situés au-dessus et au-dessous du soleil , se rapprochent de l'astre à mesure qu'il avance vers le méridien, et alors leur dislance à l'astre est un minimum. Ils s'éloignent ensuite et parviennent au maximum de distance quand le soleil est à l'horizon. Pour les lieux où le soleil atteint le zénith ces deux points, ainsi que nous l'avons déjà dit, se réunissent eux-mêmes au zénith, et se séparent en. suite.

Quand le soleil descend au-dessous de l'horizon, le point neutre de M, Araga s'éloigne du point antisolaire; il est au maximum de distance lorsqu'on l'aperçoit le matin avant le lever du soleil : ît mesure que le soleil s'élève, le point neutre se rapproche du point antisolaire, jusqu'à ce qu'il atteigne lui-même l'horizon et que sa distance au point antisolaire devienne un minimum.

Si la hauteur du soleil est de 45®, la distance x du point neutre situé au-dessus du soleil est de 13° 5'; la distance x'du point neutre situé au-dessous du soleil est de 6'' 42' : à une hauteur du soleil représentée par A, et Z étant la distance au pôle du point neutre de M. Brewster, les distances des points neutres au soleil sont données par les équations :

. , 18° I cos A

0? = 18® i cos A, a? = r— .

tangZ

M. Zantedeschi a publié dans le tome premier, dixième livraison des RaccoUo'fisickorchemica ItaLima, un mémoiie intéressant sur

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les lois de la polarisation de la lumière solairç par une atu^M^hire sereine. En parlant de cette note que nous n'analyserons point» M. Brew^ter dit que queiques-runs des nombres qu'elle renferme durèrent des résultats obtenus par lui, ce qui tient sans doute, ajoute Tillustre écrivain écossais, et à la différence des méthodes d'observation, ou à Fétat de l'atmosphère ou du ciel dans les régions où les observations sont faites. Nous avons plus de confiance, nous Tayouons, en M. Brewster qu'en M. Zantedeschi , d'autant plus quMI s'agit ici de polarimétrie, une des plus difficiles opérations de la [Âysique moderne.

On voit, par ce qui précède, que M. Brewster s'est servi dans ces recherches du polar iscope de M. Savart; on sait aussi que) mode de polarimétrie il a employé, puisqu'il le décrit avec asses de délaflu

Polarisation de l'atmosphère.

Note sur P observation du point neutre de M. Brewsteb, te 21 jm(lei 18^6, à h heures du soir, par Al. BAmMET.

« La pureté remarquable de L'aHaq^plière le 23 de ce mois opt'engagei à tâcher de reconnaître le point sans polarisation que M. Brewster a découvert entre cet astre et Tborizon pour des hauteurs convenables. Si Ton considère d*abord reflet direct de riilumination du soleil sur les particules d'air situées au-dessous de lui, la polarisation, nulle dans le voisinage de Tastre, augmente graduellement à ^lesure que les particules atmosphériques en sont plu^ distantes et se rapprochent plus de l'horizon. Il est évident, du reste, que le sens de cette polari' sation est donné par le plan vertical qui contient le soleil et les odolécules illuminées. D'autre part, si Ton considèrç Tillumination secondaire que reçoivent les mêmes particules aériennes par îe reflet du reste de Tatmosphère qui leur envoie de la lumière polarisée horizontalement, on vott que la polarisation horizontale doit prédominer dans le voisinage du soleil^ où elle n'est point neutralisée par ht polarisation verticale que produit le soleil sur des molécules snflSsanamefit éloignées et situées au-dessous de lui. Plus bas, eu la polarisation verticale provenant de l'illumination directe du soleil est devenue plus forte, elle neutralise le reflet de l'atmosphère où domine la polarisation borizooialet et l'on a un poini iifvtre; «nia, ptoeprès m»

POLàMlàTIÛM OS L'AtMdMOliiiE. lê4T

MTf ifeVkoriafMii k pohrtMtkui verticale i'aocroiMtttaTec l'iMiquirt éuo» rillaaiiiiation sotoire dircde le troove supérieure è la polariaa^tion borizoncale des rayons reflétés par Tatmosphère, lesquels viennent illnmiaer setondairement les ménies points du ciel shoés sous le soleil près de Thorizon. On aura donc immédiatement au-dessous du soleil une polarisation horizontale , pois un point neutre, puis une polarisation verticale. Lorsque Féclat du soleil est affaibli par une couche de nuages suffisamment transparents et peu élevés, on observe avec étonnemcnt, dans le voisinage du soleil, celte polarisation horizontale due au reflet de Tatmosphèrc, et qui fait apparaître les bandes du polariscope dans un espace où Ton n*a palsThabilude de les trouver.

Le polariscope dont je me servais le 23 juillet est celui de Savart; c'est le seul qui puisse faire reconnaître le point neutre de M. Brewster, et même le mien, en un mot, tout autre point neutre que celui de M. Arago. On sait que les bandes colorées données par cet instrument dans la lumière polarisée ne sont pas exactement des lignes parallèles. Il n'est pas indifférent de mettre d*un côté ou de Tautre la direction où les bandes divergent ou convergent légèrement. On choisit la position qui donne le plus de netteté aux bandes et les rend le plus sensibles, en faisant faire un demi-tour sur lui-même au po- ' lariscope.

Le 23 juillet, après avoir observé, de demi-heure en demi-heure, depuis 2 heures après-midi, la polarisation delà région du ciel située sous le soleil, la régularité de cette polarisation parut s'altérer passé 4 heures, et depuis 5 heures moins un quart jusqu'à 5 heures un quart je pus observer, eu mettant les bandes horizontales : 1* un espace sans polarisation au-dessous du soleil ; 2* au-dessous de cet espace> un second espace où les bandes s'observaient sans aucune incertitude ; 3* plus bas encore, un espace neutre où ue paraissaient aucunes bandes ; W enfin, et arrivant jusqu'à l'horizon, un quatrième espace où les bandes étaient très-visibles et traversaient de droite à gauche, sans trop s'affaiblir dans le point immédiatement sous le soleil. Si ', par contre-épreuve , on mettait les bandes verticales et descendant du soleil à l'horizon, on apercevait, du môme coup d'œil, d'abord l'espace voisin du soleil sans polarisation, ensuite des bandes jhibles, mais bien sensibles, interrompues, à peu de dislance audessous, par un eq)ace neutre après lequel reparaissaient de nouveau

1648 OPTIQUE uàTiOMhOQlWB.

des bandes doat l'extrémité ûiférieure atteignait i'horiion. Le phénomène n'est donc point douteui ; mais l'immense clarté do soleil dans un jour serein, l'imeose illuminatioB de l'atmosphère dans la partie du ciel située immédiatement au-dessous» le reflet de la terre vivement éclairée, tout concourt à rendre cette observation difficile à fiiire et très-pénible pour la vue, même en ayant soin d'abriter la tête et le polariscope des rayons directs du soleil et du reflet de U terre. La grande hauteur de l'astre tendait à diminuer beaucoup la polarisation horizontale de la lumière renvoyée sous le soleil par l'atmosphère, ce qui rendait le point neutre peu prononcé. M. Brewstera sansdoute été guidé dans sa recherche par des vues théoriques : autrement il me parait peu probable qu'il eût fait, par l'observation seule de la polarisation atmosphérique, la découverte remarquable de ce point neutre si difiicile à reconnaître, et que depuis lui j'avais plusieurs fois tenté inutilement de retrouver. Le 23 juillet, le ciel était trèsbleu jusqu'au moment de la plus grande chaleur du jour; mais à 5 heures, il était blanchi par l'effet de la vapeur mêlée à l'air, et qui, comme on sait, en augmente la transparence : il ne m'a point paru que cette vapeur troublât la polarisation du ciel et s'illuminât sous ce point de vue autrement que l'air pur à teinte szurée. La petite quantité de lumière polarisée qui s'observe entre le point neutre de M. Brewster et le soleil me semble presque atteindre à la limite de ce qu'on peut observer, et peut-être dépasse-t-elle la limite de ce qu'on peut mesurer. Je ferai connaître plus tard le procédé que j'emploie pour mesurer la quantité de polarisation que présentent les diverses parties du ciel, soit tout à fait azuré, soit mélangé de vapeur blanchâtre. »

Note sur Vhorloge polaire de M. Wh£ATSTONE, construite et perfectionnée par M. SOLEIL.

L'horloge polaire est un instrument d'optique destiné à indiquer l'heure par l'observation du plan de polarisation de la lumière du ciel bleu dans la direction du pôle.

Sa construction repose sur ce principe découvert par M. Arago, que la lumière, en un point quelconque du ciel bleu, est polarisée

FOLAAnATftyff Dfi l'atmosmiârb. i649

dans le ptan fpii passe par l'œil de l'observateur et le soleil : d'où il résuite que, si Tobscr valeur vise toujours au pôle nord , le plan de polarisation coïncidera à cliaque instant avec le cercle horaire du lieu de l'obsenration.

L'instrument présenté h l'Académie par M. Soleil est d'une simplicité extrême. C'esi (s>entiellement le polariscope de M. Arogo, pointé dans chaque lieu suivant l'axe du monde. Dans cet instrument, la plaque de cristal de roche , perpendiculaire à l'axe, est remplacée par une plaque à deux rotations donnant le plan de pflrlansation par l'égalité des teintes, ei il est muni d'un cadran perpendiculaire sur lequel on lit l'heure indiquée par la trace même du plan de polarisation.

Le polariscope est porté par une colonne verticale, montée sur un pied muni de vis calantes, d'un niveau et d'un cercle divisé mobile; on peut donc le placer tour à tour dans les divers azimuts ; oa peut en outre, à l'aide d'un cercle de latitude fixé à l'axe de rotation, loi faire faire un angle quelconque avec l'horizon : l'instrument, par là même , se prête merveilleusement à Fétude de h polarisation d'un point quelconque du ciel ; il fera retrouver sans trop de peine les points neutres de MM. Arago , Babinet, Brewster, etc.

Quand on veut en faire une horloge polaire fixe, on oriente une fois pour toutes l'appareil , en amenant le polariscope dans le plan du méridien ; Torientation, d'ailleurs, se fait par les mêmes procédés qui servent à orienter un cadran solaire, à l'aide d'une boussole de déclinaison, par exemple, d'un chronomètre ou d'une bonne montre. On commence par faire indiquer au cercle de latitude la latitude du lieu ; on l'amène approximativement dans le plan du méridien, puis, après avoir fait indiquer au vernier l'heure à laquelle va se faire l'orientation, on tourne doucement à droite ou à gauche > pour obtenir que l'égalité de teintes ait lieu au moment pr^is où la montre marquera l'heure dont il s'agit.

Le cadran perpendiculaire à l'axe du polariscope est divisé, sur M partie supérieure, en douze parties égales représentant douze heures , de six heures du matin à midi et de midi à six heures du flràr. Chacun de ces douze, intervalles est divisé en douze parties correspondantes à cinq minutes ; le vernier, à son tour, partage ces dernières parties en cinq : on lit donc par le vernier les minutes,

IC90 MTIWK MévioMUMiaw.

€• qui m plu« que suffisant pour ce genre d'^bsepfatieos, qni le (lomporie pat une précision plus grande.

L'élévaiion du pôle rendrait Tobservation trop incominiiGle s il faudrait en effet percher Tinstrument sur un pied tràiiréleiâ, Qa le mettre dans, une position gênante. AI. Soleil a fait disparattre cet inconvénient en plaçant, à Textrémité du tube, un prisme à hypc)ténuse qui , par la réflexion totale , renvoie dans une direction perpendiculaire les images des deux disqqes colorés. Une petite lunette, que chacun amène au foyer, fait voir les images avec toute la netteté

Pour faire Tobservation on connaître l'heure à un instant quelconque, on tourne à droite ou à gauche le bouton Gxé au cercle des heures, jusqu'à ce que les teintes des deux demi-disques violets soient parfaitement égales. On Ut avec le vernier Theureet la atiante cherchées.

Il i?era bon d'exécuter sur l'autre bord du cercle des heures uqe autre division en degrés et minutes, qui servira à déterminer simplement le plan de polarisation d'un point quelconque du ciel.

M. Arago a fait suivre la présentation de l'instrument de M. Soleil des remarques suivantes :

L'Idée de faire servir les changements de couleur des lunules du polariscope, pointé dans une direction donnée sur un ciel serein, à la détermination de l'heure; l'idée de faire un cadran chromatique n'est pas nouvelle : elle remonte à 1816. Â cette époque je m'en entretins plusieurs fois avec M. de Humboldt ; mais n'ayant, je crois, rien publié à ce sujet , Thonneùr de la construction de Phorloge polaire, je le reconnais avec empressement et sans réserve, revient exclasivement à M. Wheatstone. Au reste, la méthode, indépendamment des incertitudes inhérentes à l'observation des eenieurs, est sujette h des difficultés très-graves , provenant de la manière dont les réflexions multiples modifient les lois simples de la polarisation atmosphérique, quand le ciel est partiellement couvert.

A cette occasion je rappellerai un cas de changement de oeulear très-eurieux, très-étrange , en ce sens qu'il s'observe sur certains corps par un de! serein , à Vmi nu , sans l'intermédiaire d'aucun cristal-

Wkxm un de oee cerpe, me i^aqueée cviwe cenvenaUenent ¥cr-

6^1 4li (û9ii^re qo'aa coucher dp soleil, p^r e^^mple, il sQit placé eptre l'œil et le couçhaqt. Le corps sera, je suppose, yert, !| par^ittrji Yprt é^alein^Rt si , s^ns rien changer aux posiijops relative^ ()e Vopil ^t dn corps, on sç tourne vers le levant. Si au même piomer^t , tQU( resli|nt dans le même état quant à )a position et à rinclinai^n dp raypn y}suej, on regarde le corps dans la direction du Sud oii dans celle du Nord, il paraîtra d'un rouge vif. Dans les directions intcrmcdiairep, les couleurs du corps sont des mélanges de rouge et de vert dans lesquels ces deux espèces de ray Qns prédominent c|iacui)ç à leur tpuf.

4^tfir ^vfr$ pt\4^wnèn^ météçralogùmes, par M. ÉLip W4RT|gA|f|l.

I. Sur un miraqe par une forte bise. — Il était sept heufes et ^Darante minutes avant ipidi. La bise soulevait sur le I^c ses vaguçs ^cumantes. Au sud-est, quelques vapeurs flotiaient à ri)orizoi|; partput ailleurs 1q ciel était d'un bleu pur. En se servant d'upe bonne lunette de 0"", 068 d'ouverture, et qui grossissait trente fois, M. fhury découvrit à la hauteur de Coppet , dans la direction de Genève ^ les deux yoiles latines d'une barque dont le corps ne s'apercevait absolument pas. Un peu au-dessous de l'extrémité inférieure de ces voiles, on distinguait le commencement de leur image renversée. Cette image, incomplète, se terminait brusquement à la surface agitée et bien nettp de l'eau. L'espace qui séparait les voiles de leur image avait unecpuleurbieu-verdâtre uniforme. Les couches d'air 1^ pl^s lusses ondulaient d'une manière très-sensible.

Cette dernière circonstance, et la situation de l'image au-dessous de l'objet qu'elle représentait, sont des preuves que le phénomène lé^itltiiil d'un échauilémeiit de l'amosphère plus considérable dans kg c^oehes iaférienres que daaa les régions plus élevées. Mais pour 4%i. 1^ çprps du hâlifp^nt fût inviûble* et que les contours des objets, fiaminéii d^ps la lusi^lte. à 14 ooètres au-dessus du niveau des eaux, (usil^^t iiarC^sip^ arrôtéa , il \^\i que la zoo» d'air plus chaude 1^ t^Fipio^ IP4|« le vent vers la hase de^ voiles , c'est-à-dire à 3 ou 4 m^trçs plus haut que la surface du lac. L'existence d'une zone ainsi limitée est donc possible avec le souffle d'une bise assez forte pendant les quelques minutes nécessaires pour l'observation.

|L «^ Ms rçf^cm blem. -^ Le 30 iiov^o^ure dcuffîier, pau avait ,

le lever da soleil, M. Thary aperçut à Nyon, au-dessns des montagnes qui bordent le lac à Torienl, des strates horizontales de nuages légers teints d*un beau jaune. Le ciel, tu dans leurs intervalles, était d'une couleur azur foncé. Vers le point de Thorizon où le soleil allait paraître, un rayon bleu sombre s'élevait en divergeant jusqu'à une grande hauteur et occupait un espace où on ne distinguait aucun nuage. Cette apparence disparut au bout de deux ou trois minutes.

Oe qu'on a nommé rayon me paraît être, au contraire, un phénomène d'ombre. La lumière du soleil, arrêtée par quelque obstacle hors de vue, laissait itivisibles dans une région déterminée du ciel les tapeurs transparentes situées près deThorizon, tandis qu'à droite et à gauche elle les teignait en s'y jouant. L'espace non éclairé devait offrir à l'œil une couleur bleue d'autant plus remarquable qu'elle contrastait fortement avec celles des couches avoisinantesd'un jaune d'or, La forme divergente du rayon est une illusion bien connue de perspective. Ce qui augmentait en apparence l'écartement de ses bords vers sa partie supérieure , c'était la moindre quantité de vapeurs existant dans les régions élevées.

Il est à regretter que M. Thury n'ait pas pu mesurer la hauteur du rayon ; elle aurait aidé à déterminer la position et peut-être la nature de l'écran qui le produisait. Si cet écran est une sommité da massif des A,lpes de Savoie , l'apparence doit se présenter d'une manière périodique vers le 30 novembre et le 13 janvier, lorsque les conditions atmosphériques sont favorables. Des observateurs placés dans les localités convenables décideraient facilement de la vérité de cette supposition.

III. Sur les rayons crépusculaires solitaires. — J'ai décrit , en lB/(6 . un météore d'un caractère tout autre que ceini dès rayons bleus, et qui consistait en une bande lumineuse unique, verticale , haute de 35"*, sans aucune trace de divergence. J'ai trouvé depuis que M. le professeur Christie avait vu deur fois un phénomène à pea près analogue en 1834. Voici la traduction d*one lettre peu connue, . dans laquelle il rendait compte de son observation au professeur J.-D. Forbes:

t J'ri obf ervé une lueur très-remarquable et bien définie qui par- Hh do soltil an moment de son coocber. RIleavait la forme d'an

PHÉNOlIlftNBS ATMOSPHiRIQUES. i65S

nyoQ appnyé rar Tastre, et conserva sa même position pendant une demi*beare. Ce rayon était absolument vertical ; son éclat diminuail avec sa hauteur, et il se terminait à environ 20* ou 25* au-dessus de l'horizon. Depuis sa base jusqu'à l'extrémité, il allair en divergeant (expanding), mais d'une faible quantité. Aucun rayon latéral ne l'accompagnait. Il n'appartient donc pas à cette classe ordinaire de rayons lumineux que produit une ouverture dans un nuage. Le 30 juin, premier jour où je l'aperçus, avait été découvert et chaud* Au moment de l'observation, on voyait au-dessus du soleil de légères bandes de vapeur qui augmentaient de densité vers l'horizon, et sur lesquelles le rayon se montrait. Il n'existait, du reste, aucun vrai nuage dans le ciel.

. » Je pensai que ce phénomène pouvait provenir d'une succession d'images du soleil imparfaitement réfléchies par des bandes de vapeurs légères , et toutes les apparences que j'ai remarquées à sa seconde apparition n'ont fait que donner plus de probabilité à cette hypothèse ; toutefois, de nouvelles observations sont nécessaires pour décider si mon explication est conforme à la vérité. »

Je dois faire observer que les rayons étudiés par M. Christie étaient moins étendus que la bande vue à Lausanne et à Genève. De |rfns, ils avaient une divergence sensible , tandis que les bords de celle-ci étaient absolument parallclcs. Enfin, le 31 mai 1846, il soufflait une bise telle que le ciel était parfaiiemenl pur. Les registres météorologiques du Saint-Bernard , de Lausanne et de Genève, en font foi.

Il ne paraît donc pas qu'on puisse assimiler entièrement ces diverses apparences. La théorie proposée par le savant Anglais doit être contrôlée par de nouvelles observations, ainsi qu'il en convient lui-même. Il sera utile de faire avec le polariscope quelques recherches sur l'étal de la lumière des rayons solitaires et de celle de l'atmosphère dans les parties avoisinantcs.

Sur les ambres atmosphériques ^ par M. L. Wartmann.

Le 31 juillet dernier, vers 3 heures après midi, je me trouvais an signal de la Dôle, à 1680 mètres au-dessus de la men En examinant les couches d*air comprises entre mon œil et le fond du lac, vers

IBM ftnmÈ uttÈomiJdmv*.

FBst, j'ai TU quatre bander à pén près parallèles entre elles ef «gales ment espacées, qui, inclinées vers le sdleil, paraissaient s*életer dc^ puis la surface des eaux j»S(}(i*à une hauteur de trente degrés èdVi* \

ron. Ces bandes sombres, mais peu distinctes, avaient le même aspect que la traînée obscure produite par le nuage dans une régtoti du ciel très-diiiérente. Elles s'en distinguaient cependant par leur. largeur» qui était beaucoup moindre ; chacune ne soas-tendait qu'un degré en diamètre. Elles se sont déplacées d'une manière sensible vers le sud-est, à mesure que le soleil déclinait ters TborisoD: Lear | visibilité a persisté au moins deux heures, pour mes 6omt>afilona | comme pour moi. Mais nous n*âvons su à quelle cause les attribuen I

Aucun obstacle visible dans l'immense panorama que noua demi-* nions ne pouvait produire des ombres dans leur direction et servir ' ainsi à expliquer leur présence.

La disposition par étages des vapeurs atmosphériques pifut qaeU quefois engendrer des apparences qui se confondent avec celles des ombres. Une observation très-prolongée et les variations de teinte des bandes obscures servent à éviter Terreur. Un exemple de ces fausses ombres s'est offert à moi deux jours après, du haut du plateau de la Basilettp. Quelques minutes avant le coucher du soleil, le fond du ciel prit une teinte grise très- marquée, sur laquelle tranchaient trois bandes horizontales assez longues, d'une couleur plus plombéai et qui convergeaient vers l'orient. Ces bandes, qui auraient dû présenter une distribution inverse, si elles eussent été des parties de l'espace privées de lumière, se colorèrent peu à peu en rose vif quelques minutes après l'arrivée du crépuscule. Elles n'étaient donc formées que par une bruine légère suspendue k une grande hauteur dans l'atmosphère.

FBÉltOMÈNES CÉLESTES.

Des chapelets dans les éclipses annulaires, par M. B. POWELL. |

L'auteur considère te fait de l'existence du phénomène en question comme suffisamment établi, quoiqu'il y ail de grandes différences entre les récits qu'eu ont donnés les différents observateurs. Ces observatiiM diObreiM surtout relativement au caradire fixe ^ tetanal da

»BtllOHÈlfBS CÉLESTES. 1655

ces chapelets et à lent* degré de transformation en filaments, qui ont été TttS quelquefois par certains observateurs et non par d'autres, lorsque les circonstances ont présenté quelques différences. Ces dissidences, Fauteur croit devoir les attribuer, dans quelques cas, aux différents verres colorés qui ont été employés, et dans d'autres à la perte dé lumière, comme, par exemple, lorsque les images sont projetées sur un écran. Il pense que Texpllcation que M. Caldecott a donné de * élai bndiilëbx des chapelets, qu'il croit dû à un mirage atmosphérique, h'est t)as Satisfaisante, et il est plutôt disposé, avec M. Airy, à l'attribuer éÛ partie au décroissement rapide de l'intensité de la là* miëre du soleil Vers les bords.

M. Pôwell croit pouvoir établir que l'ensemble des phénomèiies observés est dû à deux causes, savoir : au décroissement l-apidé dé la lumière sur le bord du soleil, et Si la loi connue de l'irrûdiatioû suivant laquelle l'épanouissement augmente avec l'augmentation dé l'intensité de la lumière. Ce point admis, il affirme que chaque petite ouverture ou brèche sur le bord de la lune doit donner naissance i une image agrandie ou faisceau de lumière dilaté par irradiation, et qiié cet effet sera beaucoup plus considérable à mesure que la portion qui l'occasionne sera plus avancée sur le disque du soleil, c equi explique la formation des chapelets et leur élpngation.

De pltis, lorsque leur continuité est rompue, les mêmes fcauses rendent compte de l'étendue de la séparation et de ce fait qu'elle se manifeste à un plus grand degré vers les côtés qui sont les plus éloignés de la circonférence.

L'auteur continue ensuite à développer l'explication qu'il a donnée, au moyen dé figures qui s'appliquent aux différentes phases du phénomène, et il considère les principes posés dans cette explication comme possédant tous les caractères d* une véritable cause, quoi({n*'Û3 ne suffisent pas pour expliquer tous les phénomènes.

Il décrit ensuite les différentes apparences àous lesquelles les chapelets doivent nécessairement s'être montrés aux divers observateiirs, et il les explique tant en partant de sa théorie que par la circonstance qu'il y a des différences dans le pouvoir grossissant et l'ouverture de Tobjeciif des télescopes dont dn se servait. 11 espère présenter prochainement à la Société quelques éclaircissements relatifs h une explication plus complète de ce phénomène»

1656 OPTIQUE MÉTÉOBOLOGIQUB.

Il est douteux que les mêmes principes fournissent ane explication de certaines particularités, en apparence analo^^urs, et qui ont été observés dans les passages de Venus, par exemple ; mais, en général» Tadliércnce de la planète au limbe du soleil par une boucle au point de jonction de la protubérance du disque vers le même point de séparation sont des apparences qui s'accordent suflBsaniment bien avec la cause assignée ci-dessus, c'est-à-dire avec Tirradiation.

Dans un appendice à son Mémoire, l\l. Powell rapporte lesobser* vations de l'éclipsé du 9 octobre 18^7. dans laquelle on a observé quelques chapelets avec un limbe onduleux, mais sans augmentation ou élongation des ombres en fils, ou autre changement quelconque. Dans le cas des observations de M. Schaub, la combinaison comfdémentaire employée a pu par la perte de lumière avoir détruit les effets de Tirradiation. Or, comme l'anneau formé était très-mince, la diffêret)ce des intensités dans la lumière solaire pour la largeur de la bande a dû être très>faible, et, par conséquent, les causes rapportées ci-dessus ont dû agir d'une manière sensible. On pourrait rendre facilement compte du phénomène, ainsi que le fait observer M. Mauvais, par la simple irrégulaiitc du limbe de la lune au moment où il a touché celui du soleil.

Observations physiques pendant CécUpse totale de lune du 19 mars 18/i8, par M, Babinet.

« On sait que dans une éclipse totale de lune cet astre ne disparaît pas totalement; une lumière sensible pénètre dans l'ombre de la -terre.

» Cette lumière peut provenir de trois sources: l** delà portion de ralmosphère de la terre illnmince par le soleil et visible du point qu'occupt' la lune, laquelle lumière est sensiblement blanche ; 2* de la lumière infléchie dans l'ombre par la réfraction régulière de l'atmosphère qui, dans les régions inférieures de l'air, étant double de la réfraction horizontale, permet anx rayons réfractés d'atteindre Taxe du cône d'ombre de la terre en un point moins éloigné de la terre que ne Test le satellite en opposition : cette lumière doit être, sauf Tab^orpiion, de teinte indigo ou bleue, c'est-à-dire de l'espèce des rayons les plus réfrangibles ; enfin, en troisième lieu, il y a la lumière diffractée qui pénètre dans l'ombre do la terre. Celle-ci est

PHBHOMèNES TBiiRESTRES. 1657

d'aotant plos roui;e ou orangée qu'on la prend plos près du centre de Tombre géométrique; car ce senties rayons les moins réfrangibles qui se propagent le plus abondamment par difTraction, à mesure qu'on s'éloigne de la propagation en ligne droite.

• Or celle dernière teinte a toujours prédominé, cl même a été seule sensible dans riUuminaiion de la lune éclipsée dernièrement. Jamais, d'ailleurs, la surface lunaire n'a oiïeri une teinte plate. La partie voisine du centre de l'ombre terrestre a toujours été plus obscure et d'une teinte plus foncée en rouge obscur que la partie opposée ; en un mot, la lumière observée sur le satellite a toujours été, pour la teinte et pour Tintensité, telle que devait l'éitre la lumière infléchie due à la diffraction* Il serait intéressant que quelques-uns de nos jeunes physiciens entreprissent de calculer, d'après les lois de Fresnel, la teinte et l'intensité de cette lumière, calcul que Ton pourrait vérifier ensuite par l'observation des teintes analysées au prisme et par des comparaisons photométriques.

» J'ajouterai que, près du moment où l'éclipsé totale du 19 mars était près de finir, le bord de la lune qui allait recevoir la lumière directe du soleil paraissait, par opposition, très-brillant, mais c'était Doe illusion : car alors les objets éclairés par la lune ne projetaient point d'ombres sensibles, tandis qu'au moment même où le moindre espace de surface lunaire a reçu la lumière solaire directe, les ombres sont devenues subitement très-sensibles. II me semble que la disparition ou l'apparition de ces ombres caractérise d'une manière trèsprécise le commencement et la fin de l'éclipsé totale. »