Velours noir éclairé comme au n° 4 0,0049 o,oi

12. Carton blanc, sur lequel on lit facilement 0,00027 o,ooo45

703. Mesure optique des températures. — La température d'un corps est définie soit par l'éclat intrinsèque relatif à une couleur déterminée ou à l'ensemble des radiations, soit par le rapport de deux systèmes de radiations simples ou composées, soit par la longueur d'onde qui correspond au maximum de chaleur ou de lumière, soit enfin par la teinte de la lumière totale. . On doit remarquer cependant que les échelles établies sur ces méthodes ne peuvent être appliquées à deux corps différents que s'ils ont les mômes pouvoirs émissifs ou des pouvoirs proportion7 nels pour toutes les longueurs d'onde. Pouillet (*) a donné ainsi une échelle de teintes, par comparaison avec un pyromètre à air, qui permet d'évaluer la température des fours industriels, mais ce genre d'observations est sujet à beaucoup d'erreurs.

MM. Mesuré et Nouel déterminent la longueur d'onde relative au maximum d'intensité en observant la lumière au travers d'une

(') Leonhard Weber, Centratblatt fiir Elektrotechnik, t. X, p. 760; 1888. (■) Pouillet, Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences, t. III, p. 784; i836.

PHOTOMÉTRIE. ^49

plaque de quarlz perpendiculaire à l'axe et placée entre deux niçois. Quand on fait varier l'angle de l'analyseur aveclepolariseur dans le sens du pouvoir rotatoire, on trouve, pour chaque température, un minimum d'intensité et une teinte sensible particulière qui varie d'une épreuve à l'autre; elle paraît en général d'un jaune citron et passe du rouge au vert. La rotation de l'analyseur correspondant à cette teinte varie un peu moins rapidement que la température et une échelle de graduation permet d'obtenir des résultats utiles dans l'industrie.

Les mesures directes de rayonnement comportent plus de précision. Une plaque d'alun ou une couche d'eau, par exemple, absorbent la plus grande partie des radiations obscures. Les actions exercées sur une pile thermo-électrique par un faisceau de lumière, avant et après l'interposition des absorbants, déterminent le rapport de l'énergie totale à l'énergie des vibrations lumineuses. Avec une auge de 6^°* d'épaisseur pleine d'eau, ce rapport est environ égal à 3 pour le rayonnement solaire d'après Desains (*); dans des conditions analogues, M. VioUe (') a trouvé un nombre voisin de 5 pour le platine en fusion.

Comme la loi de variation est plus rapide pour les radiations lumineuses, il en résulterait que la température moyenne de la surface du Soleil, supposée assimilable au platine liquide, n'est pas de beaucoup supérieure à celle que l'on peut réaliser dans le laboratoire; elle serait comprise entre 2000° et 3ooo**.

Toutefois, l'emploi de celte méthode ne conviendrait pas aux températures notablement plus basses, parce que l'énergie des radiations obscures est alors de beaucoup prédominante.

M. Crova (^) mesure au spectrophotomètre les rapports V et I des intensités de deux radiations particulières, dont les longueurs d'onde sont X= oV-jô'jG et X' = ol*, 523, aux intensités correspondantes d'une lampe modérateur. Si le rayonnement varie suivant la même loi pour les différentes sources, le quotient de ces rapports peut être considéré comme une mesure optique de 1^

(*) P. Desains et E. Branly, Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences f t. LXIX, p. 11 33; 1869.

(•) J. VioLLB, Ibid., t. LXXXVIII, p. 171; 1879. («) A. Crova, Ibid,, t. LXXXVII, p. 979; 1878.

T-To.

Platine au rouge..

» au blanc. .

8io

— io5

Lampe modérateur.

lOOO

Bougie sléarique . .

T-To

a5o CHAPITRE XVI.

température. En représentant par 1000 la température de la lampe sur cette échelle particulière, on obtient ainsi :

Températures optiques,

Gaz (bec Argand). . 1873 -+- 169 Lumière Drummond. 1806 -+■ 296

Arc électrique 3o6o -+- 56o

Lumière solaire .... 4o49 -H 700

Ces nombres indiquent bien la gradation des sources, mais ils ne suffisent pas pour déterminer la température. Si Ton admet, en effet, la loi de M. Violle (690), en appelant T et Tq les températures de la source et de la lampe, on en déduit

Le coefficient A est lui-même une fonction de la longueur d'onde particulière à chaque corps et le rapport des coefficients A el A' n'est pas nécessairement le même pour toutes les sources, à moins qu'elles n'aient exactement les mêmes pouvoirs émissifs. Les valeurs calculées pour la différence de température T — T©, quand

A' Ao on remplace le facteur '— -^,- par l'unité, paraissent manifestement A Aq

trop faibles el montrent que l'hjpothèse serait inexacte.

Il est plus correct, comme l'a proposé M. Violle, de porter un même corps, comme une masse de platine, aux différentes températures qu'il s*agit d'évaluer et de mesurer l'intensité de la lumière émise, pour une couleur déterminée, par comparaison avec une source arbitraire. La loi des intensités est alors bien définie.

M. Le Ghatelier observe ainsi la lumière que laisse passer un verre rouge. Pour les corps dont le pouvoir émissif est maximum, comme le charbon ou le fer oxydé, et pour ceux qui sont situés dans une enceinte à la même température, Tintensité de ces radiations peut se représenter par une exponentielle plus simple (690). Cette formule paraît exactement conforme aux observations faites sur le fer oxydé entre 700° et 1800® et permet de constituer un excellent pyromètre optique.

PUOTOMETRIE.

Toutefois, on peut conserver des doutes sur la légitimité d'étendre la loi au delà de la limite des observations directes, surtout à cause du défaut d'homogénéité de la lumière. La température de 7600® que M. Le Chatelier déduit de ses observations pour la surface solaire, au moins pour un corps de pouvoir émissif égal à celui du charbon qui aurait le même rayonnement, ne peut donc être acceptée sans réserves.

PHOTOMETRIE 8TELLAIRE.

704. Correction de hauteur, — A mesure que les astres s'éloignent du zénith, l'absorption de la lumière croît avec la masse d'air qu'elle traverse.

Supposons d'abord la densité constante, H étant la hauteur AN {Jig* 35 1) de l'atmosphère. Un rayon observé à la distance zéni-

thale z sort de l'atmosphère en un point P dont la distance angulaire à la station de départ est w; la longueur AP == L du chemin parcouru dans l'air est déterminée par la relation

ces —

sm-s tang-«

L^angle «o est d'ailleurs extrêmement petit, car on a aussi, en

25a CHAPITRE XVI.

appelant R le rayon OA de la Terre,

R sin{z — w)

R -i- H ~ snTô

Pour un rayon horizontal, cette équation donnerait

ou sensiblement

cosa, = j^-^j^,

ci>'= 2Fr = 7 — y wzz:o,o5 = 3*>. R 4^0

La masse d^air traversée par un faisceau de rayons lumineux notablement éloignés de Thorizon est donc à peu près en raison inverse du cosinus de la dislance zénithale.

Cette loi convient également pour Tatmosphère réelle, tant que la distance zénithale reste inférieure à 63^, car la réfraction est assez faible pour que la trajectoire du rayon soit encore sensiblement rectiligne et la distribution des densités y suit à peu près la même loi que suivant la verticale.

Pour les directions plus voisines de l'horizon, il faut tenir compte des variations de densité, mais on peut encore négliger la réfraction et supposer la trajectoire rectiligne. Soit x la distance AP d'un point quelconque, h la hauteur AN correspondante, p et oq les densités de l'air aux points P et A; les couches d'air traversées dans les deux conditions sont

Hpo = /p dh, Lpo = fp dur.

On a alors, par la relation (R -h /i)»=: R*-|- x*-i- 2Rj7 cosz =z R« sin»5 -h (^ -h R cosc)', L __ rp (R-hh)dh fp {Y{-hh)dh __