Sur la photométrie (numéro 57 et suivants

La difficulté de trouver dés instruments précis pour mesurer l'intensité de la lumière laisse encore de fâcheuses la-

cunes/dans la science de l'optique. Aussi, n’a-t-elle pas cessé jasque dans ces derniers témps, d’ocenper l'attention des physiciens. Plusieufs d’entre-eux avaient en vue de résoudre: des-qüestions assez délicates d'astronomie, telles que le classement. des étoiles d'après l'intensité de leur lamière, on l’appréciation ‘deleurs distances prohables, :les périodes des étoiles changeant», la quautité-de, lamière des:planètes dans leurs'différentes phrases, ou «lu soleil aux différentes époques de l'année étaux différents instants dû jour, celle envoyée partles-différents cdtés du ciel, etc. Bien que les instruments emplovés aient.été plus ou moins défectueux, il n’est pès sansintérêt. de lesconnaître , ne füt-ce que pour savoir mieux apprécier les difficultés que présente la construction d’un photomètre qui mériterait véritablement ce nom.

Sur les moyens de comparer la lumière du soleil à celle des étoiles

fixes.

Dans les Transactions philosophiques pour 1767 , J. Michell avait proposé de mésurer la distance probable des étoiles les plussapprochées.de nous, en comparant leur éclat à celui dnisoleil.. Il: proposait, à.cet effet. de chercher à quelle distance il faudrait. reculer cedernier astre , pour qu'il ne donnât pas plus .de lumière que les étoiles. Ce physicien .a fait. quelques essais pour. comparer les étoiles entre.elles quant à l’inteusité de leur lumière ; mais,il n’a pas proposé.de mé-. thode pour.les comparer au soleil.

En 17099::Wollaston trouva que la lumière du soleil pouvait être environ un million de fois plus grande que celle de la{lune;rét;conséquemment plusieurs:millions de fois plus grande que celle de toutes les étoiles fixes, prises collectivement; ce qui montre déjà qu'on ne peut guère compter sur des valeurs bien approchées, quand on estime des quantités,aussi, petites que la lumière des étoiles. La méthode qu'employait Wollaston était la suivante : il comparait la

lumière du soleil à celle d’une chandelle, en faisant passer un des rayons dé cet astre dans uné Chambre obscure par une petite, ouyertnre circulaire pratiquée dans une feuille de métal ; il plaçait alors un petit cylindre opaque dans la direction des rayons, de manière à lui faire projeter une ombre sur un écran ; püis il i isposait une chandelle. de manière que la seconde ombre piojelée dérrière le cylindre devint égale à la première: En nommant alors H le diamètre de louverture circulaire estiméé en parties du pouce, D la distance de l’ouverture à-l’écran estimée également en pouces, et C la distance dela chaudeile à l’écran .quand la lumière devient égale à celle du soleil, il avait pour valeur numér 1que de ceite dernière quautité

12 D : AN D (à H X-2 tang. du demi-diam. solaire) le

Le tableau suivant indique les résultats des observations et

ceux du calcul.