C-\-J^JO I -h ^ I «î
admettre que l'air soit absolument transparent pour une radialioa (juelconque. Si l'une ou l'autre de ces formules peut suivre h marche du phénomène, au moins tant que la distance zénithale n'est pas trop grande, elles deviendraient inexactes pour le voi
ige de rhorizon ; il est vrai que les causes d'erreur sont alors i nombreuses et rendraient les observations illusoires. ^s valeurs de la constante solaire ainsi obtenues à Montpellier 1875 et 1876 ont varié de 1,898 à 2,3î%3. Dans d'autres expéaces, la constante solaire était comprise entre 1,886 et 2,7 ir la station de Montpellier, entre 1,972 et 2,908 pour le amet du mont Ventoux. La valeur déduite des observations >ît donc avec l'altitude, ce qui est conforme à la théorie. [1 est d'ailleurs très rare que les résultats d'une même journée îssent se traduire par une courbe continue. A l'aide d'un actimètre enregistreur, dont la partie essentielle est formée par un nple thermo-électrique fer-cuivre ou fer-maillechort, M. Crova constaté que la courbe des quantités de chaleur reçues par l'in- *ument présente de grandes variations, une dissymétrie notable part et d'autre des observations de midi et des abaissements is ou moins brusques, qui tiennent à l'existence dans l'air de âges légers, de cirrus ou même de troubles invisibles. Ces accidents ont un grand intérêt au point de vue météorolopie, mais on doit les écarter dans une étude relative à la chaleur Laire; la marche normale du phénomène serait représentée par c courbe enveloppe comprenant tous les maxima de la courbe périmentale. En calculant par l'aire de ces courbes la quantité aie de chaleur solaire qui tombe sur le sol dans le cours de la imée, on a trouvé ainsi, pour la station de Montpellier :
Chaleur reçue. Chaleur normale.
4 janvier 1876 161*^,2 535*=''
II juillet 1876 574"^i 876'=»*,4
Dans une série d'observations faites sur le mont Whitney à Ititude de i4ooo pieds (4270"), M. Langley (*) fit usage des fférentes méthodes. Les résultats n'ont pas paru bien satisfai- Dts avec le pyrhéliomètre, tandis que leur marche était beaucoup as régulière avec un actinomètre muni d'une enceinte à eau. Nous reproduirons, à titre de renseignement, les principales eurs obtenues par difi<érents observateurs :
) S.-P. Langlet, Profe$s, papers of the signal service, n« XV; 1884.
Constante solaire.
Pouillet. Pyrhéliomèire i ,76
Forbes. Brienz et Faulhorn a, 85
Violle. I ^'^^"^ *'^^
( Mont Blanc 2, 54
j Montpellier i , 898 à 2,323
( Mont Ventoux i ,971 à a,9o3
( Pyrhéliomètre 2
^* ( Actinomètre à enceinte 3
Fermer (*). Sur le Sonnblick 3,28
Savelief (*). A Kief 2,86 à 3,5
Angstrôm (*). Actinomètre spécial. ... 4
La conclusion générale paraîtra sans* doute que ces méthode sont insuffisantes pour faire connaître la valeur réelle delà constante solaire. Comme toutes les causes d'erreur tendent à donner un nombre trop faible, il est probable que la valeur réelle est voisine de 3, mais on n'a qu'une idée très insuffisante de l'ordre d'erreur que comporte celte évaluation.
Remarquons encore que la quantité de chaleur versée siirla Terre par minute estTcR^C, par jour7îR2C.24.6o,ce qui donne 36oC pour chaque centimètre carré de la surface. Cette quantité de chaleursut
firait pour fondre une épaisseur de grlace de rC:=C.4S5i2''
ou, pendant le cours de l'année, l'épaisseur de
G. 4*^, 5426 X 365, 26 z= Ci 6™, 592.
Si la constante solaire est de 3 calories, la chaleur reçue ptfl* Terre dans le cours de l'année est capable de fondre une couck de glace répandue uniformément sur la surface et de 49"?'^^ 5o"' d'épaisseur.
727. Coefficients d^ absorption. — L'incorrection des mi* thodes ne permet pas non plus de connaître le coefficient de
(') J.-M. Pernter, Sitzungsberichte der K. Akad. der Wiuenschajtff^^ Wien, t. XCVII. Abth. II, p. 1662; 1888.
(M R. Savelief, Ann. de Chim. et de Phys, [6], t. XVIII, p. 461; 1889, <l t. \\V, p. 567; 1892.
(') K. Angstrôm, Wied. Ann., t. XXXIX, p. 297; 1890.
PROPRIÉTÉS OPTIQUES DE l'aIR. 367
émission, dans difTérentes épaisseurs d'air, de l'énergie totale lyonnement solaire. Les évaluations données pour la transmisdans une atmosphère varient de o, 6'i à o, 77 et les écarts doiêtre en réalité beaucoup plus grands.
l'on considère seulement l'ensemble des radiations lumiies, le coefficient moyen de transmission est également vale, quoique entre des limites moins écartées; à part les erreurs périence, il est donc naturel que les nombres obtenus par difnts observateurs soient un peu plus concordants, '^oici les principaux résultats :
Action d^une atmosphère sur la lumière.
Transmission. Absorption. Coefficient d'absorption.
Bouguer 0,812 0,188 o,ao83
Seidel 794 206 2807
Pritchard(»)(LeGaire). 843 167 1708
j) (Oxford).. 791 209 2345
G. Muller(î) 825 175 1924
Langley (')(Elna) 88 12 1279
Abney (Riffel) 84 16 1744
•ans les conditions habituelles, quand la lumière arrive jusqu'à urface du sol, la transmission par une atmosphère est donc iviron | et l'absorption \.
28. Influence de la longueur d'onde. — Si l'on fait abstracdes absorptions spécifiques qui produisent les raies ou bandes Usées, la transparence de l'atmosphère est une fonction conle de la longueur d'onde.
>ans une longue série d'expériences faites à Allegheny sur la ière solaire, M. Langley (*) détermina, par l'emploi du bolore, les intensités relatives de différentes régions du spectre suit la hauteur du Soleil. On en déduit facilement les coefficients transmission a = e~^ relatifs à une atmosphère. Les résultats
) Pritchard, Mem. of the R. Astr. Soc.^ t. XLVII, p. 4»6; i883.
) G. MuLLER, Potsdam Aatrophys. Observ, Publ., t. III, p. 291; i883.
> S.-P. Langley, Amer, Journ. of. Se, [3], t. XX, p. 33; 1880.
I S.-P. Langley, Fro/essional papers of the signal service, n* XV, p. i5i
M — ni. 24
Constante solaire,
Pouillet. Pyrhéliomètre i , 76
Forbes. Brienz et Faulhorn a, 85
VioUe. ( ^*^^"^ *'^^
j Mont Blanc 2, 54
/ Montpellier i ,898 à a,323
j Mont Ventoux i ,971 à a,9o3
. ( Pyrhéliomètre a
^ ^* \ Actinomètre à enceinte.. . . 3
Pernter (*). Sur le Sonnblick 3,28
Savelief (*). A Kief 2,86 à 3,5
Angstrôm ('). Actinomètre spécial. ... 4
La conclusion générale paraîtra sans' doute que ces méthodes sont insuffisantes pour faire connaître la valeur réelle de la constante solaire. Comme toutes les causes d'erreur tendent à donner un nombre trop faible, il est probable que la valeur réelle est voisine de 3, mais on n'a qu'une idée très insuffisante de l'ordre d'erreur que comporte cette évaluation.
Remarquons encore que la quantité de chaleur versée sur la Terre par minute estirR^C, par jour tîR^C. 24.60, ce qui donne36oCpour chaque centimètre carré de la surface. Cette quantité de chaleur suf-
firait pour fondre une épaisseur de glace de rC = C.4S542fi
ou, pendant le cours de l'année, l'épaisseur de
Si la constante solaire est de 3 calories, la chaleur reçue parla Terre dans le cours de l'année est capable de fondre une couche de glace répandue uniformément sur la surface et de 49'">78^" 5o" d'épaisseur.
727. Coefficients d^ absorption, — L'incorrection des méthodes ne permet pas non plus de connaître le coefficient de
(») J.-M. Pernter, Sitzungsberichte der K. Akad. der WissenschafU^ ^ Wien, t. XCVII. Abth. II, p. 1662; 1888.
(>) R. Savelief, Ann. de Chim. et de Phys. [6], t. XVIII, p. 46a; 1889, «» t. XXV, p. 567; 1892.
(») K. Angstrôm, Wied, Ann., t. XXXIX, p. 297; 1890.
PROPRIÉTÉS OPTIQUES DE l'AIR. 869
L'expédilion du monl Whitney permit encore à M. Langley de terminer la transparence de l'air, soit par les différentes hauteurs i Soleil à la station supérieure, soit par comparaison des résultais ce ceux d'une station voisine beaucoup plus basse. Les deux efficients a et 6 de transmission ainsi obtenus étaient :
les nombres ne varient pas d'une manière bien continue, mais «si manifeste que la couche d'air inférieure transmet aussi facicnent les grandes longueurs d'onde que la couche située au-dessus r la montagne, tandis qu'elle absorbe plus rapidement les vibra- >iïs de moindre longueur d'onde.
IM. Millier (*) compare le spectre du Soleil, pour différentes luteurs, avec le spectre d'une lampe à pétrole par l'intermédiaire un verre noir qui permet d'égaler les intensités d'une même gion. En ramenant toutes les observations à la même valeur pour lumière de longueur d'onde of^, 55, on trouve ainsi que la pro- >rtion du rouge augmente constamment et que l'intensité relative i bleu diminue à mesure que le Soleil se rapproche de l'horizon :
Rapport du Soleil au pétrole.
Distance zénithale.
(') G. McLLER, Astr, Nachrichten,t. CIII, Col. 241; 1882.
Les comparaisons directes de la lumière du Soleil avec pétrole seraient nécessaires pour calculer les coefficients. î sont les intensités de deux couleurs correspondantes, le '
ne donne, en effet, que le quotient des rapports — p- et -^
dice o se rapportant à la longueur d'onde oi^, 55.
En désignant par ^ et j^« les nombres relatifs aux épaisse» j:: et ^1, on a ainsi
A^ Po fay A Po fa Y.
•^-Ao P \aj ' ^*~ Ao P Uo/ '
1^ f^V"', ^^fiiY
Si l'on compare les observations faites à 45° et à 80® du z auxquels cas les épaisseurs de la couche d'air sont respectiv* j? = 1 , 4 ï 4 et jTi = 5, 5G, on trouve :
58 1 .- 1,09.5 Oî97
Les nombres de la dernière colonne étant très voisins de lai les coefGcients de transmission sont encore à peu près pro lionncls aux longueurs d'onde, comme dans les expérience M. Langlej.
Pour Tétude des vibrations lumineuses, M. Abney oblienl loi entièrement différente par une méthode ingénieuse, en d tant les courbes de luminosité du spectre solaire (689) quic( pondent à deux stations d'altitudes différentes ouàdeuxdist zénithales différentes du Soleil dans une même station.
Les deux courbes ayant la même ordonnée CD (Jig» 363)
PROPRIÉTÉS OPTIQUES DE l'aIR. Sji
l'on prendra comme unité pour une couleur arbilraîre, par exemple la raie D du spectre, on connaît les ordonnées y = PM et y^ = PM| , relatives à une couleur déterminée, pour les deux épais-
Fig. 363.
Rouge
Violet
^urs d'air j? et ^i ; les intensités correspondantes sont respectivecment Aa-^ et Aa^i, les intensités relatives à la couleur de compasiison étant aussi A^a^ et Ao^o'. On a encore, comme dans les :icpériences de M. Mùller,
^ Ao \«o
^^'"Ao U,
le second membre de cette équation étant connu par les don- L^cs de Texpérience, si Ton admet que le coefficient a est une •exaction continue de la longueur d'onde, on pourra chercher L Sicile est la loi qui représente le plus exactement Tensemble des •*>servations.
Supposons que cette fonction soit de la forme
^îi désignant par u l'inverse de la longueur d'onde ; on aura alors
p[xi — x) =
in — M
ifn
Il ne reste plus qu'à chercher par tâlonnements s'il existe m valeur de l'exposant n qui donne une valeur constante K à « différentes expressions pour toutes les couleurs du spectre; onc déduira la valeur de p.
Le calcul a montré que l'on peut représenter très sensiblemei la comparaison des observations du Riffel avec celles qui étaici faites à Londres, par un beau ciel, en faisant n = 4- ^î- -'^°* donne finalement les valeurs suivantes des moindres coefficient de transmission par une atmosphère, pour les couleurs correspott dant aux raies principales du spectre. Dans le calcul des coefficients a, les longueurs d'onde sont exprimées en microns; pour abréger l'écriture, on a multiplié par loooo les valeurs de 2.
Action d'une atmosphère.
aX-'.... 1,258 1,348 1,390 1,473 1,5^4 T,5i8 ï,ii4 '.Vi
aX* i53 169 1G8 168 167 167 169 lîi
Si l'on met à part les limites A et H du spectre, où les obs«^ vations présentent des difficultés particulières, le produit ai' ^ sensiblement constant et égal à 0,0168.
Cl m '
Le rapport -r présente encore un maximum dans le vert, m^'*
il csl manifestement variable avec la longueur d'onde.
La courbe de luminosité relative à la lumière du Soleil, vue» deiiors de l'atmosphère, s'obtiendra en multipliant par e*' '^ ordonnées de la courbe obtenue dans une observation; on ^oïl ainsi qu'en prenant comme point de départ les observations "■ Riffel (689), le spectre de la véritable lumière blanche renff no*" rail encore moins de rouge et plus de violet.
L^airc de la courbe ainsi construite surpasse celle de la coufW qui correspond au passage delà lumière dans une atmosphère^ le quotient de la seconde par la première représente le coefficie»* moyen m de transmission de la lumière dans une atmospbère'î c'est ainsi que M. Abncj a obtenu la valeur m = o,84-
A mesure que le Soleil se rapproche de l'horizon, la courbe^ luminosité se déforme, en même temps que l'intensité de chaq^
PROPRIÉTÉS OPTIQUES DE l'aIR. 373
diminue, et le maximum se déplace vers le rouge. L'inale se calculera encore par Taire de la courbe relative à uteur. M. Abney donne ainsi la Table suivante de l'inla lumière solaire à diflérentes distances zénithales, ;lle a traversé une épaisseur d'air équivalant à un nombre tmosphères.
Lumière solaire.
Distance Nombre Distance
zénithale. Intensité. d'atmosphères. zénithale. Intensité.
Go 0,705 7 81 3o 0,256
70 3o Oj'>94 8 82 3o o,2i5
>eur d'atmosphère qui correspond à l'horizon est évaluée ler à 35,5. L'éclat du Soleil à l'horizon serait 420 fois ; qu'au zénith et 35o fois moindre qu'il ne paraît par un quand sa distance zénithale est voisine de 60°. ►is les poussières s'accumulent surtout dans les couches s de Tatmosphère et leur distribution présente une régularité. A la hauteur de aSoo™, le produit aX* serait . de o,oo3, au lieu de 0,0168, et deviendrait ensuite de us faible. La diminution d'éclat du Soleil au voisinage jn est donc encore plus rapide que ne l'indiquerait le recèdent, surtout par les temps brumeux. En outre, l'im- Jes vibrations à grande longueur d'onde est toujours et la lumière devient de plus en plus rouge. )ériences de M. Abney seraient ainsi une confirmation le l'hypothèse de Lord Rayleigh (226), d'après laquelle ement de la lumière est duc à la diffraction produite par seules de toute nature suspendus dans l'air et dont les is varient au hasard.
bsorption rapide dans V ultra-violet, — Un phéno- •ortant paraît cependant échapper à cette explication : 3nce dans le spectre solaire des rayons extrêmes ultrale l'on obtient si facilement par les vapeurs métalliques, i température du Soleil est certainement assez élevée
pour produire ces radiations, elles doivent éprouver dans Talmosphère une absorption énergique, bien plus grande que ne Tindiquerait la loi des quatrièmes puissances des longueurs d'onde.
M. Cornu ( * ) a constaté, en effet, que l'étendue du spectre solaire ultra-violet, révélé parles épreuves photographiques, augmentée mesure que le Soleil est plus élevé au-dessus de l'horizon.
Pour une station déterminée, on peut traduire les expériences en prenant pour abscisse la moindre longueur d'onde observée)., relative à chaque distance zénithale z du Soleil, et pour ordonnée
le logarithme népérien du rapport :> q^î représente sensible-
cos^
ment (704) le rapport de l'épaisseur d'air x à l'épaisseur verticale Xq. L'ensemble des expériences est figuré d'une manière très approximative par une droite qui coupe la ligne des abscisses à la distance "ko, ce qui donne
COS -3 Xq
La longueur d'onde \ est la limite qui serait obtenue si le Soleil était au zénith. Cette limite varie avec les conditions atmosphériques, de 294 à Sooi^l*, par exemple, quand les observations sont faites à une faible altitude, tandis que les droites représentatives restent parallèles, c'est-à-dire que le facteur p est une constante, égale à o, 1 1256.
Ou doit prévoir aussi que les stations élevées permettront
d'obtenir des longueurs d'onde plus faibles, puisque Tépaisseur
d'air est diminuée. La comparaison des expériences faites à Viège,
à l'altitude de 660°», au Rigi (i65o°») et sur le Riffelberg (2570""),
ont montré que, si l'on exprime les altitudes h en mètres, on a
sensiblement
dh
ra= —
La longueur d'onde diminue de i l^l* quand Taltitude croît de 868", ce qui donne rf)v = — 3i^l*pour une différence d'altitude de 2600'.
( 0 A. Cornu, Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences, t. LXXXVIII, p. MOI et 1285 et t. LXXXIX, p. 808; 1879.— T. XC, p. 9Îo;i8*>.
PROPRIÉTÉS OPTIQUES DE l'aIR. ZjS
pression générale de la longueur d'onde limite est donc
ces:; ^ V '868
le que soit la cause de cette absorption, si elle est unifor- L répandue dans Taîr, le coefficient de transmission relatif ongueur d'onde déterminée est représenté par une expoe e~*^ et l'intensité de la lumière qui arrive à l'observateur e de la forme Ae~^^,
Ire part, Timpression photographique est une fonction de leur d'onde, de la durée de pose, et reste proportionnelle, 'elle est très faible, à l'intensité de la radiation. Si la durée ; et la nature des plaques photographiques ne changent limite des altérations perceptibles étant une constante A",
écrire
