M. — TH

tais approchés que par des comparaisoDS répétées dans des conditions identiques.

Kœhler (*), par exemple, couvre l'objectif de la lunette par un œil-de-chat qu'il réduit jusqu'à ce que l'étoile soit invisible; ks changements de grandeur de l'image contribuent encore à rendre les résultats plus douteux. Arago observe l'étoile avec une lunette de Rochon, en plaçant un nicol devant l'objectif ou à la suite do l'oculaire; la rotation du nicol permet d'éteindre l'image.

M. Pritchard (^) a remis en faveur la méthode d'absorption en plaçant un prisme de verre noir dans le plan des images; on détermine alors la moindre épaisseur ^ du prisme qui fait disparaîliv une étoile. Si la lunette suit le mouvement diurne, cette épaisseur est mesurée par le déplacement d'une vis micrométrique. Si la lunette est immobile, on dirige le prisme de façon que le mouvement apparent soit perpendiculaire à son arête; l'épaisseur x du milieu absorbant est alors proportionnelle au temps t qui s'écoule depuis le passage sur l'arête et à la vitesse apparente, c'est-à-diro en raison inverse du sinus de la déclinaison D. Dans les deux cas, il ne reste plus qu'une constante d'absorption à déterminer par des expériences directes.

L'étude attentive de cet appareil (') montre qu'il est à peu près impossible d'obtenir un verre neutre; la transparence est généralement plus grande pour les couleurs moins réfrangibles et la différence est très appréciable dans l'étendue du spectre lumineux. En outre, l'œil s'habitue graduellement à voir les étoiles plus facilement, de sorte que les épaisseurs d'extinction croissent dans une série d'observations.

Dans tous les cas, si l'on admet que le début de l'extinction correspond à une valeur déterminée de l'intensité, l'éclat d'une étoile est en raison inverse du facteur de réduction. Ce facteur est donné directement quand on emploie des diaphragmes ou des niçois. Avec le prisme absorbant, l'épaisseur est proportionnelle an

déplacement rf du micromètre ou au rapport -^— f:> suivantlemode ^ ^^ smD

(') Kœhler, Ephémérides de Bode pour 179a, p. 232; 1789. (•) Pritchard, Monthly Notices /?. Astr. Soc, l. XLII, p. 1 ; i88r. (») S.-P. Lanqley, C.-\. Younq et E.-C. Pickkring, Mem, of the Amer, Acad,, t, XI, Part V, p. 3oi; 1887.

PHOTOMETRIE. 1^^

d'observation; le coefficient de transmission est e"^'^ ou e ■'"'^ et le rapport des éclats Ci et €2 de deux étoiles

Ci \sinDi sinDj/

Il suffit maintenant d'appliquer la méthode à des éclairages connus pour déterminer l'une des constantes h ou k. Le prisme étant placé dans un éclairement uniforme, par exemple, on le couvre par un diaphragme qui laisse libres deux fentes aux distances d et <i' de l'arête. On mesure le rapport 0 de leurs intensités avec un prisme à double image et un analyseur, ce qui donne

Enfin la comparaison des points lumineux présente toujours de grandes difficultés et parait moins avantageuse que celle des surfaces d'une certaine étendue. 11 est facile d'obtenir des surfaces lumineuses avec les étoiles en enfonçant ou retirant l'oculaire, pour observer la section du faisceau qui forme l'image. Si le plan de vision est sensiblement éloigné du foyer, on voit une tache circulaire où les franges de diffraction ne tardent pas à disparaître. Quand l'objectif n'a pas trop d'aberrations, l'éclat de cette image est uniforme et en raison inverse du carré de sa dislance au foyer.

Dans la lunette photomélrique de Steinheil, l'objectif est coupé en deux; devant l'une des moitiés est un prisme à réflexion totale qui reçoit la lumière d'une étoile latérale. Chacune des moitiés est couverte par un diaphragme formé de deux lames taillées à 45® qui laissent entre elles une ouverture en triangle rectangle isoscèle dont on fait varier la grandeur à volonté. Les sections des faisceaux vus par Toculaire ferment alors deux triangles semblables rapprochés par leurs hypoténuses.

Pour leur donner le même éclat, on éloigne l'un des objectifs par une vis micrométrique, de sorte que la distance au foyer soit d pour l'une des images etrf-h ^ pour l'autre; on ramène ensuite ces triangles aux mêmes dimensions par les diaphragmes, afin de rendre l'observation plus précise. Le rapport des éclats des étoiles est donné par le rapport des carrés des distances d et d-^ x.

aGo CHAPITRE XVI.

II faul tenir compte de la perte de lumière par réflexion dans le prisme; l'épreuve est.facile avec des étoiles artificielles ou en permutant les observations sur les étoiles elles-mêmes.

706. Soleil. — Si le raisonnement du Soleil était conforme à la loi de Lambert, l'éclat serait le même en chaque point, puisque la quantité de lumière émise ne dépend que de l'angle apparent de la surface considérée.

A l'aide de son héliomètre, dont il réduisait la surface utile des objectifs, Bouguer trouva, au contraire, que le rapport des lumières émises par deux surfaces de même étendue apparente prises au centre, aux trois quarts du rayon et sur le bord, sont dans les rapports de 48, 35 et 3o.

Quoique ces différences soient beaucoup trop grandes, les observations directes, au travers d'un verre noir, indiquent nettement que les bords du Soleil sont moins lumineux que le centre, et ce n'est pas le résultat d'une illusion, car Timage du Soleil sur un écran reproduit la même apparence.

Arago observait le Soleil avec une lunette de Rochon munie d'un oculaire analyseur. Si les deux images, qui sont polarisées à angle droit, empiètent par moitié, on peut tourner l'analyseur de manière que le bord le plus faible devienne invisible sur le centre de Tautre. En admettant que cet effet soit obtenu quand la différence relative des intensités est inférieure à une fraction déterminée, j5 par exemple, l'azimut correspondant de l'analyseur doit être de 1^26' quand on suppose que l'éclat des deux images est le même; c'est le nombre que donnait l'observation.

En limitant par un diaphragme les deux régions superposées que Ton compare et interposant une lame de quartz qui sert de polariscope, on devrait apercevoir une teinte colorée, si les intensités étaient inégales. Les observations de Laugier n'ont montré aucune coloration appréciable. Il en résulterait, d'après le degré de sensibilité des polariscopes, que la différence du centre au bord n'est pas de ^.

Toutefois cette méthode n'est pas très précise, parce que les dimensions des surfaces comparées formaient une fraction notable du rayon. Les épreuves photographiques du Soleil, obtenues par

PHOTOMÉTRIE. 261

MM. Fizeau et Foucault (*) indiquent un dëcrolssement graduel d'intensité, du centre à la circonférence, mais surtout rapide près des bords. Cette apparence n'était pas due à un défaut des appareils, caria photographie d'un. disque uniformément éclairé donnait une image bien uniforme.

Il est à présumer que les mêmes variations doivent se mauifester pour la chaleur el la lumière.

Le P. Secchi (*) a constaté, en effet, par l'emploi d'une pile thermo-électrique placée sur une image du Soleil, que le rayonnement calorifîque diminue à partir du centre et devient environ moitié moindre sur les bords. La moyenne de deux séries d'observations a donné les intensités suivantes I, évaluées par la déviation du galvanomètre, à différentes distances angulaires 8 de part et d'autre du centre :

Il semble aussi résulter des observations qu'à distance égale les régions polaires sont moins chaudes que la zone équatoriale et que la température moyenne est différente sur les deux hémisphères, mais ces derniers résultais ont besoin de nouvelles confirmations.

Les spectromètres permettent de réduire beaucoup l'étendue des surfaces observées et de vérifier comment les variations d'intensité se modifient avec la longueur d'onde. MM. Gouy et ThoUon (') ont ainsi comparé, par Tintermédiaire d'une lampe à pétrole, les intensités du centre du Soleil et d'un point silué à i6" du bord, c'est-à-dire y^ du rayon, en choisissant dans le spectre des régions aussi dépourvues que possible de raies importantes d'origine solaire, de façon que les mesures conviennent à l'éclat moyen. L'intensité du centre étant prise pour unité, on a ainsi obtenu: