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a58 CHAPITRE XVI.

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

Kœhler (*), par exemple, couvre l'objectif de la lunette par do œil-de-cliat qu'il réduit jusqu'à ce que l'étoile soit invisible; Ie> 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 de 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 j; du prisme qui fait disparaître une étoile. Si la lunette suit le mouvement diurne, cette épaisseur est mesurée par le déplacement d'une vis micrométrique. Si lalunette est immobile, on dirige le prisme de façon que le mouvement apparent soit perpendiculaire à son arête; l'épaisseur xdu milieu absorbant est alors proportionnelle au temps i qui s'écoult depuis le passage sur l'arête et à la vitesse apparente, c'est-à-dire en raison inverse du sinus de la déclinaison D. Dans les deuxca$, il ne reste plus qu'une constante d'absorption à déterminerpar des expériences directes.

L'élude attentive de cet appareil (') montre qu'il estàpeuprf? impossible d'obtenir un verre neutre; la transparence est génénlement plus grande pour les couleurs moins réfrangibles et la différence est très appréciable dans l'étendue du spectre lumioeui. En outre, l'œil s'habitue graduellement à voir les étoiles plusfac»lement, de sorte que les épaisseurs d'extinction croissent dans oik série d'observations.

Dans tous les cas, si l'on admet que le début de l'extioctioi correspond à une valeur déterminée de Tintensité, l'éclat do** étoile est en raison inverse du facteur de réduction. Ce facleures* donné directement quand on emploie des diaphragmes ou des wcols. Avec le prisme absorbant, l'épaisseur est proportionnelle**

déplacement d du micromètre ou au rapport -r— ^> suivanlleBMX^ *^ ^^ sinD

(•) Kœulkr, Epliémérides de Bode pour 1792, p. a3a; 1789. (») FuiTCHAno, Monthly Notices H. Astr. Soc., l. XLII, p. i; 1881. (') S.-P. Langley, C.-A. Younq cl E.-C. Pickerino, Afem, o/iheAmer.Actd" t. XI, Part V, p. 3oi; 1887.

PHOTOMÉTRIE. l')^

>bservation; le coefficient de transmission est e~^^ ou e •'"'^ ci rapport des éclats ei et e^ de deux étoiles

/. fi = A(rf. - d,) = k (J-'^ - .i?7 V €i \sinD, sinD,/

II suffit maintenant d'appliquer la méthode à des éclairages anus pour déterminer Tune des constantes h ou k. Le prisme int placé dans un éclairement uniforme, par exemple, on le uvre par un diaphragme qui laisse libres deux fentes aux disices d et rf' de l'arête. On mesure le rapport p de leurs intensités ec un prisme à double image et un analyseur, ce qui donne

p-hd i Q

û — £ — gfi{d'-d) h — llP .

rf-^-nd'-^ ' "-d'-d

Enfin la comparaison des points lumineux présente toujours de aodes difficultés et paraît moins avantageuse que celle des surines d'une certaine étendue. Il est facile d'obtenir des surfaces luineuses avec les étoiles en enfonçant ou retirant l'oculaire, pour iserver la section du faisceau qui forme l'image. Si le plan de sion est sensiblement éloigné du foyer, on voit une tache cirilaire où les franges de diffraction ne tardent pas à disparaître, [aand l'objectif n'a pas trop d'aberrations, l'éclat de cette image 51 uniforme et en raison inverse du carré de sa distance au foyer.

Dans la lunette photométrique de Stcinheil, l'objectif est coupé n deux; devant l'une des moitiés est un prisme à réflexion totale |ul reçoit la lumière d'une étoile latérale. Chacune des moitiés si couverte par un diaphragme formé de deux lames taillées à 3* qui laissent entre elles une ouverture en triangle rectangle oscèle dont on fait varier la grandeur à volonté. Les sections des isceaux vus par l'oculaire ferment alors deux triangles sembla- 'cs rapprochés par leurs hypoténuses.

Pour leur donner le même éclat, on éloigne l'un des objectifs *!• une vis micrométrique, de sorte que la distance au foyer soit

pour l'une des images etrf-h x pour l'autre; on ramène ensuite ^s triangles aux mêmes dimensions par les diaphragmes, afin de ^ndre l'observation plus précise. Le rapport des éclats des étoiles •stdonné par le rapport des carrés des distances d Qld-\- x.

a6o CHAPITRE XVI.

Il faul tenir compte de la perte de lumière par réflexion dansk prisme; Tépreuve est facile avec des éloiles arliGcielles ou eDpe^ mutant les observations sur les étoiles elles-mêmes.

706. Soleil, — Si le rayonnement du Soleil était conforme à la loi de Lamberl, Téclat serait le même en chaque point, puisque la quantité de lumière émise ne dépend que de Tangle apparent de la surface considérée.

A Taide de son héliomètre, dont il réduisait la surface utile des objectifs, Bouguer trouva, au contraire, que le rapport des lainières émises par deux surfaces de même étendue apparente j)rises au centre, aux trois quarts du ra^on 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 l'image 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 Tautrc. En admettant que cet effet soit obtenu quand la différence relative des intensités est inférieure à une fraction déterminée, ~j 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 polariscopc, on devrait apercevoir une teinte colorée, si les intensités étaient inégales. Les observations de Laugier n'ont montré aucune coloration appréciable. 11 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

M. Fizeau et Foucault (*) indiquent un dëcroissement gradueJ intensité, du centre à la circonférence, mais surtout rapide près s bords. Cette apparence n'était pas due à un défaut des appalIs, car la photographie d'un disque uniformément éclairé donit une image bien uniforme.

Il est à présumer que les mêmes variations doivent se manifester ur la chaleur et la lumière.

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

[1 semble aussi résulter des observations qu'à distance égale les pons polaires sont moins chaudes que la zone équatoriale et que température moyenne est différente sur les deux hémisphères, is ces derniers résultats ont besoin de nouvelles confirmations. Les spectromètres permettent de réduire beaucoup l'étendue des •faces observées et de vérifier comment les variations d'intensité modifient avec la longueur d'onde. MM. Gouy et Thollon (') : ainsi comparé, par l'intermédiaire d'une lampe à pétrole, les snsités du centre du Soleil et d'un point situé à 16'' du bord, 5t-à-dire j-^ du rayon, en choisissant dans le spectre des régions si dépourvues que possible de raies importantes d'origine so- 'e, de façon que les mesures conviennent à l'éclat moyen. L'insité du centre étant prise pour unité, on a ainsi obtenu :