CONSTITDTION PHYSIQUE DD SOLEIL

, LU A l'académie des SCIENCES, LE S9 ATRIL 4850 ■

De tous les problèmes posés et non résolus qui figurent ians le vaste domaine de Tastronomie physique , il n'en iBl pas qui intéresse plus directement les hommes que es problèmes relatifs à la constitution physique du Soteil. La solution de presque tous ces problèmes implique flus ou moins Texamen de cette question capitale : les bords et le centre du Soleil sont-ils également lumineux î

1. Mémoire inédit sur lequel les Comptes-rendus de 1^ Académie des sciences contiennent les indications suivantes :

« M. Arago s'est attaché dans ce Mémoire à montrer comment on peut comparer les intensités du centre et du bord du Soleil , en se servant d'une lunette prismatique de Rochon, devant l'objectif de laquelle est placé un prisme de Nicol , suivi d'une lame de cristal déroche à faces parallèles, d'environ 5 millimètres d'épaisseur et taillée perpendiculairement aux arêtes du prisme hexaèdre. Cette lunette, comme on le sait, fait voir deux soleils teints des plus vives couleurs complémentaires. 11 a montré ensuite comment il est possible, à l'aide de lois expérimentales relatives au rayonnement des flammes, de rendre compte très- simplement de l'existence des îacules à la surface du Soleil et du pointillé que des observations exactes ont permis d'observer sur toute l'étendue de cet astre. »

^* QCATHIÈJre MÊMOISE

C ■^*? Tcesca .ie Tjiteiiaté comparative des divers

- "'^ ^ îiï-Tiie r.:itiirç parait avoir fixé d'une manière • -"^ 'V'-::*!^ ."irû^ndcQ de Galilée. Je trouve en effet i^r^ zut fc-rr^ la prjit?^ Cesi , insérée dans le tome vi, Z'-' r^^ le r^sj-Vnce éiiition publiée par M. Alberi,

- ^ ^^-^- ^ ?JiS3?^ ^ufvant destiné, à ce qu'il paraît, i r-r m î. «ire ie Li.za Talerio, de Naples, mem-

- - :::-i^ îu. >:.eil rnjetée sur un carton à l'aide de î •.z:*--r3 7?tr-Ll ^.ri eciecû lumineuse dans tous ses points. -^ 7* - rr i:^r Jîi:::c.:rs:di:îe. »

î ^'^3^ iTTY^-^ '*^ > '^" liquide, et tirait cette consens ij-- Lkf ^^îTi^e îz^:fî::5Î;ê de la lumière de cet astre sur X is -^ 7». lires ri •îîs:pe.

3» LTier rani ècre le premier expérimratateur qui se 3^ ■: iT-ii\:m:é ssr îa q^iestion. Après avoir dit que dans ne '^ttcre ot xrzfiât beaucoup, l'image du Soleil paraît • rJCLJie me sarîhoe plate dont l'éclat est , pour ainsi £r? . e 3ième partout » , il ajoute que ce jugement peut iTjtî Me L?ji?i:n provenant de ce qu'en comparant le itri 11 :eiire, Fœil passe successivement sur des parties b-iit Tuiec^tê varie par degrés insensibles. Il explique j'«:r?^ 3:jis d"ane manière très-imparfaite, comment il a 7iï-*î 1 cet inconvénient en faisant usage de Théliomètre, :j:?cr-r>r.: do::t l'invention lui appartient.

Je >;. cpoonne que l'artifice employé pour cela par Bouj-ier .'crsîstait à isoler, pai: des écrans placés au foyer es .vir.trabtement découpés, deux parties d'égale éten- Jite vr^es Tune sur le centre de la première image hcuot:x:rque, Fautre près du bord de la seconde. Il

SUR LA PHOTOMÉTRIE. 233

constata ainsi, dans trois ou quatre épreuves faites à différents jours, que l'ouverture correspondant au centre fune image était plus brillante que l'ouverture correspondant au bord de l'autre. En diminuant l'ouverture de Pobjectif qui fournissait l'image du centre jusqu'à ce que cette image lui parût égale à l'autre, il arriva à cette proportion : l'intensité de la portion centrale du Soleil est à l'intensité d'une portion située aux trois quarts du rayon, à partir du centre, comme 48 est à 35. L'auteur avoue qu'il aurait dû répéter ces observations un plus grand nombre de fois ; « mais , dit-il , il est toujours certain que le Soleil est moins lumineux dans les endroits de son disque qui sont plus éloignés du centre. »

Lambert a adopté, dans sa Photométrie, une opinion directement opposée à celle de Bouguer. Au commencement du chapitre ii (n** 73), il dit en termes formels :

« La surface du Soleil nous présente partout le même éclat; il n'y a personne qui ne convienne de ce fait. »

MM. Airy et Herschel, au contraire, admettent avec Bouguer que le bord du Soleil est moins lumineux que le centre.

Voici ce que dit Herschel dans la deuxième édition de son Traité d'astronomie (n° 395, page 234) :

« Lorsqu'on regarde le disque entier du Soleil avec un télescope d'un grossissement assez modéré pour permettre cette observation , et à traverô un verre noir qui laisse voir le disque tout à l'aise, ij est tout à fait évident que les bords du disque sont beaucoup moins lumineux que le centre. On s'assure que ce n'est point là le résultat d'une illusion, en projetant l'image du Soleil sur une feuille de

papier blanc qu'on a le soin de placer bien exactement au foyer ; alors on observe la même apparence. »

Il faut, dans les observations photométriques, se garantir avec soin des illusions; il est important, toutes les fois qu'on le peut, de substituer des mesures à de simples appréciations. Je ne citerai qu'un exemple des erreurs auxquelles on s'expose lorsqu'on procède autrement. La totalité de l'atmosphère est envahie par des nuages uniformes et gris, une couche de neige couvre la terre : il n'est personne qui, dans cette circonstance, hésite à déclarer que la neige est beaucoup plus brillante que le ciel ; eh bien , si l'on substitue une mesure à un jugement vague, on trouve que le contraire est la vérité.

Ne pourrait-on pas dans le cas actuel appliquer directement le photomètre à la comparaison du bord et du centre de l'image solaire projetée sur l'écran de papier? En théorie , la chose paraît aisée ; mais en réalité , l'exiguïté de l'image solaire, l'extrême rapprochement du bord et du centre de cette image, font naître de grandes difficultés. Je suis cependant parvenu à les tourner à l'aide d'un artifice fort simple, qui aurait dû se présenter plus tôt à mon esprit : il consiste à produire deux images du Soleil, aussi distantes qu'on le voudra, avec les deux moitiés de l'objectif unique qui compose l'héliomètre de Bouguer modifié par DoUond ^. Je puis ainsi emprunter au centre d'une des images la lumière qui doit être réfléchie par la plaque centrale du photomètre , et au bord de l'autre image la lumière qui doit parvenir à l'œil par

i. Voir Astronomie populaire, t. n, p. 54.

transmission. En attendant que cette expérience puisse être exécutée , je vais présenter les conséquences auxquelles je suis arrivé en mettant à profit, dans cette vérification, la loi du carré du cosinus.

Laplace, dans la Mécanique céleste ^ a complètement admis les déterminations de Bouguer qui donnent , pour les intensités comparatives du centre et d'un point situé aux trois quarts du rayon, les nombres iS et 35, d'où il résulte , entre les intensités du centre et du bord , une différence au moins égale à celle des nombres 48 et 30. C'est en partant de ces données que Laplace a calculé l'extinction de la lumière dans l'atmosphère solaire. Nous 'n'aurons pas de peine à prouver que ces longs et difficiles calculs reposent sur des faits d'expérience complètement erronés , et qu'ils doivent être recommencés sur de nouvelles bases.

Qu'on regarde le Soleil avec une lunette prismatique de Rochon *, devant laquelle se trouve placé un parallélipipède de spath d'Islande improprement appelé prisme deNicol, susceptible de tourner sur lui-même; un cercle gradué mesure la valeur de la rotation. Dans une certaine position de ce prisme , on ne verra qu'une image ; dans les autres positions , on en verra deux , et leur intensité comparative dépendra de l'angle formé par la section principale du prisme rotatif avec la section principale du prisme de cristal de roche situé dans la lunette. Supposons que les deux images solaires soient superposées de manière que le bord de l'une vienne à passer sur le centre de l'autre.

i. Voir Astronomie populaire^ t. II, p. 61.

Partons de la position où Ton ne voit qu'une image ; faisons tourner graduellement le prisme de Nicol jusqu'au | moment où le bord de l'image naissante deviendra visible sur le bord de l'autre image; nous jugerons ainsi du degré de sensibilité de l'œil dans ce genre particulier d'expériences. Le bord de l'image faible commence à s'apercevoir sur le bord de l'image forte lorsque l'angle des sections principales du prisme de Nicol et du prisme intérieur est de 9*, c'est-à-dire, suivant la loi du carré du cosinus, lorsque le rapport des deux intensités est environ ^..

Le bord de l'image naissante devrait aussi commencer à paraître sur le centre de l'autre image lorsque le rapport des intensités serait ^. D'après l'évaluation de Bouguer et la loi du carré du cosinus, cette apparition aurait lieu lorsque les sections principales feraient entre elles un angle de 11** 18', c'est -à-diré un angle supérieur de 2* 18' à l'angle qui correspond à la première apparition de bord sur bord. Ce résultat est démenti par l'observation ; le bord sur centre apparaît, à l'angle de 9", comme le bord sur bord. Donc les nombres donnés par Bouguer et admis par Laplace doivent être rejetés.

Prenons une autre hypothèse : supposons que l'intensité du bord soit à l'intensité du centre comme 35 est à 48 , il devrait y avoir entre la première apparition de bord sur bord et celle de bord sur centre une différence angulaire dans l'inclinaison mutuelle des sections principales égale à 1° 29'.

Nous le répétons, cette différence n'existe pas; des nombres moins dissemblables que ceux que Bouguer a

SDR LA PHOTOMÊTRIE. 237

donnés et que Laplace a adoptés, pour le centre et le bord, ne peuvent se concilier avec l'observation.

En définitive, si Ton fait tourner lentement et par les plus petites quantités le prisme de Nicol , on ne parvient pas à saisir un angle auquel corresponde l'apparition de bord sur bord qui ne soit accompagnée simultanément de l'apparition naissante de bord sur centre.

Venons maintenant à un autre mode de comparaison entre les intensités du bord et du centre du Soleil.

Interposons entre le prisme de Nicol et l'objectif de la lunette prismatique une lame de cristal de roche taillée perpendiculairement aux arêtes du prisme hexaèdre, et d'environ 5 millimètres d'épaisseur, une lame semblable à celle employée dans la construction de mon polariscope. Avec cet instrument ainsi modifié, on verra , dans toutes les positions relatives des deux prismes, deux soleils teints des plus vives couleurs complémentaires : l'un est rouge, par exemple; alors l'autre sera vert, et réciproquement. On n'obtient pas ainsi , bien entendu , les couleurs homogènes fournies par le prisme newtonien ; mais, d'autre part, on a l'avantage que les images ne sont pas déformées, que leurs contours sont aussi nets, aussi définis que si la lame de cristal de roche n'était pas interposée.

Ceci établi , supposons que l'image rouge se projette sur l'image verte, de manière qu'un bord de la première aille passer sur le centre de la seconde, et réciproquement. Puisque , par la nature même des choses , les couleurs sont complémentaires, la partie commune des deux images sera blanche si tous les points des deux disques sont éga-

lement lumineux. Si , au contraire , le bord est moins lumineux que le centre, le rouge du centre de Timage rouge prédominera sur le vert du bord de l'image verte, et le vert du centre de l'image verte prédominera sur le rouge du bord de Timage rouge ; en sorte que, en définitive, le fuseau commun aux deux disques sera rouge et vert à ses deux extrémités, blanc seulement dans le centre.

L'observation montre qu'il n'en est pas ainsi : la portion commune aux deux images circulaires paraît d'une blancheur uniforme dans toute son étendue.

Voyons quelle différence numérique d'intensité ce mode particulier d'observation pourrait nous faire découvrir. Admettons d'abord, pour un moment, l'exactitude des nombres déduits des expériences de Bouguer ; 48 pour l'intensité du centre, et 30 pour l'intensité du bord. Le rouge provenant de 30 rayons blancs du bord du Soleil neutralisera le vert provenant de 30 rayons blancs du centre ; ce qui fera une intensité de blanc représentée par 30 ; mais à ces 30 de blanc se trouvera mêlé le vert provenant de la décomposition de 18 rayons blancs. D'autre part, sur le second bord de la portion commune, les rayons verts provenant des 30 rayons blancs du bord neutraliseront les rayons rouges provenant de 30 rayons blancs du centre ; mais il restera un excédant de rayons rouges provenant de la décomposition des 18 rayons blancs qui forment, par hypothèse, l'excédant de l'intensité du centre sur le bord.

Or, lorsque nous avons déterminé la sensibilité de l'œil pour les teintes du polariscope, nous avons reconnu (troisième Mémoire sur la photométrie, p. 230)

SUR LÀ PHOTOMÊTRIE. 23»

que ^ de lumière polarisée dans un faisceau blanc, ou que les couleurs provenant de la décomposition de j^, de lumière donnait aux lunules du polariscope des teintes appréciables. On peut soupçonner d'après cela combien Biuraient dû être sensibles, contrairement à l'observation, les teintes rouges et vertes provenant de la décomposition de 18 rayons sur 48. Lés nombres de Bouguer et de Laplace sont donc tout à fait inadmissibles.

Le mode d'expérimentation que j'indique, en adoptant pour la sensibilité de l'œil les résultats polariscopiques , ferait ressortir une différence d'intensité entre le bord et le centre égale à — . En effet, supposez l'intensité du bord HO et l'intensité du centre il ; on aurait iO de lumière blanche par la superposition du bord et du centre des soleils rouge et vert, à quoi se mêlerait la lumière colorée provenant de la décomposition de 1 rayon sur 40 ou de t^.

Il faut expliquer pourquoi, dans ce calcul, nous substituons la fraction ^ à la fraction — qui a été fournie par la graduation du polariscope. Lorsque nous cherchions à apprécier la sensibilité de cet instrument, nous avons opéré sur 80 de lumière neutre mêlée à 1 de lumière polarisée. La lumière neutre se partageait dans le polariscope en deux images blanches de même intensité représentées chacune par 40. A ces deux images venait se joindre, sur l'une le rouge provenant de 1 de lumière polarisée, et sur l'autre le vert provenant de la même origine. Ces rayons rouges et verts donnaient une teinte sensible à 40 de lumière blanche.

Passons à l'expérience faite avec la lunette fournissant

deux images colorées du Soleil, et supposons que la lumière du bord soit 40 et la lumière du. centre 41, nous aurons 40 pour le blanc provenant de la superposition du centre de l'image rouge et du bord de l'image verte; nous aurons également 40 de blanc pour la partie commune aux deux disques où se superposent le bord de l'image rouge et le centre de l'image verte. A ce blanc s'ajoute d'un côté le rouge, de l'autre le vert provenant de la décomposition polariscopique de la quantité 1 de lumière blanche dont le centre l'emporte sur le bord. On voit donc qu'il faut ici réduire de moitié la sensibilité du polariscope, sensibilité qui tient à ce que les rayons neutres du faisceau total se partagent entre les deux images.

Je reconnais toutefois qu'avant d'adopter définitivement les résultats numériques que je viens d'indiquer, il sera nécessaire de s'assurer du degré de sensibilité des couleurs polariscopiques par une observation directe faite sur le Soleil même , l'extension à ce cas particulier des observations faites dans d'autres circonstances étant susceptible d'erreur.

Nous avons trouvé que la partie commune aux deux soleils rouge et vert paraît blanche dans toute son étendue ; tandis que, d'après les expériences de Bouguer, la partie avoisinant le disque rouge devrait paraître rouge, et la partie voisine du disque vert devrait paraître verte. Mais ne serait-il pas possible que cette faible coloration en rouge et en vert de la partie superposée aux deux disques parût blanche, par l'effet de son voisinage avec les portions contiguës des disques solaires qui se voient

SUR LA PHOTOMÊTRIE. 244

séparément et sans affaiblissement de leurs colorations?

J'ai fait résoudre cette difficulté en plaçant au foyer de la lunette un diaphragme métallique qui couvrait la totalité des deux disques superposés, sauf deux ouvertures dont Tune correspondait au bord de l'image verte se projetant sur le centre de l'image rouge, l'autre au bord de l'image rouge se projetant sur le centre de l'image verte. L'expérience ainsi perfectionnée n'a laissé apercevoir, m'assure M, Laugier, aucune trace de couleurs.

Le Soleil présente , comme on sait , dans quelques parties de sa surface, des portions notablement plus luminetlses que le reste et qu'on a appelées des facules.

L'explication de ce phénomène me semble pouvoir se rattacher aux lois de la photométrie, à celles du rayonnement des substances gazeuses.

Il résulte, comme nous l'avons déjà dit, d'expériences certaines et très-faciles à répéter, qu'une surface gazeuse et incandescente d'une étendue donnée éclaire également, quel que soit l'angle sous lequel elle se présente aux objets.

Une conséquence de ce fait , et qui étonne beaucoup les marchands , c'est que les flammes dites à papillons éclairent également les marchandises exposées dans ce qu'ils appellent leurs montres, quand elles se présentent à ces marchandises par leur large surface ou par leur tranche. Cette égalité d'éclairement ne peut évidemment avoir lieu qu'en admettant , d'une part , que la surface antérieure et lumineuse du papillon n'absorbe aucun des rayons qui la traversent après être partis d'autres points de la flamme, de l'autre que l'intensité lumineuse de la

portion variable de flamme comprise sous un angle déterminé varie proportionnellement au cosinus de l'inclinaison. Si Ton regarde donc par une ouverture sous-tendant, par exemple, un angle de l\ une flamme étendue, Touverture paraîtra beaucoup plus lumineuse lorsque la surface de la flamme se présentera à elle dans une direction oblique que dans la direction perpendiculaire. Ce qui n'empêche pas , nous croyons nécessaire de le répéter, que la flamme considérée dans son ensemble n'éclaire également les objets sous toutes les inclinaisons.

Supposons que la partie visible du Soleil soit gazeuse, on expliquera tout naturellement les facules par les inclinaisons diverses sous lesquelles les différentes parties de la surface de l'astre se présenteront à nos yeux. En effet, nous venons de voir qu'une surface gazeuse incandescente et d'une étendue déterminée, est plus lumineuse si on la voit obliquement que sous l'incidence perpendiculaire. Par conséquent, si la surface solaire offre des ondulations, comme notre atmosphère lorsqu'elle se couvre de nuages pommelés , elle doit paraître comparativement faible dans les parties de ces ondulations qui se présentent perpendiculairement à l'observateur, et plus brillante dans les parties inclinées; toute cavité conique doit nous sembler une boule. Il n'est donc plus nécessaire, pour rendre compte des apparences, de supposer qu'il existe sur le Soleil des milliers de foyers plus incandescents que le reste du disque, ou des milliers de points se distinguant des régions voisines par une plus grande accumulation de la matière lumineuse.

On peut évidemment rendre compte de la même manière

SUR LA PHOTOMÉTRIE. 243

du pointillé que des observations exactes ont signalé dans toutes les parties du disque solaire.

Tous les phénomènes que présente l'observation de la surface du Soleil s'expliquent parfaitement : !• lorsqu'on imagine que cet astre est formé d'un noyau obscur, entouré à une certaine distance d'une atmosphère quelque peu opaque et réfléchissante, comparable à l'atmosphère terrestre lorsque celle-ci est le siège d'une couche continue de nuages opaques et réfléchissants; ^ lorsqu'on place, au-dessus de cette première couche, une seconde atmosphère lumineuse, une photosphère qui détermine par son contour les limites visibles de l'astre; 3** lorsqu'on admet une troisième atmosphère diaphane, rendue manifeste par les couronnes lumineuses et les protubérances détachées de la surface solaire qu'on aperçoit pendant les éclipses totales de l'astre radieux.

La possibilité de l'existence de cette troisième atmosphère a été dédaigneusement rejetée par un membre de FAcadémie, d'après des motifs qui ne me paraissent avoir aucune valeur. L'académicien en question parle de comètes qui ont passé librement dans la région circumsolaire où les protubérances apparaissent pendant les éclipses. .

MM. Laugier et Mauvais ont en effet déduit de leurs calculs que la comète de 1843 avait presque rasé ^ la surface solaire, mais ces deux savants étaient trop bons logiciens pour avoir prétendu tirer des observations faites après ce passage, aucune conséquence sur les modifica-

i. Astronomie populaire^ t. II, p. 325.

m QUATRIÈME IIËMOIRB

lions que Tinfluence d'une atmosphère aurait pu antérieurement faire éprouver à la comète- Ces conséquences eussent été légitimes alors seulement que la comète aurait été vue avant et après le passage près du Soleil et que ces deux portions de l'orbite n'auraient pas appartenu à une seule et même courbe.

Je ne sais où l'astronome dont je signale ici l'opinion hasardée a trouvé qu'il fallait admettre cinq à six enveloppes au noyau central du Soleil, pour expliquer le phénomène des protubérances dont je me suis occupé dans r Astronomie populaire ^ et dans ma Notice sur les éclipses ^. Les partisans de ces explications ont admis trois enveloppes, ni plus ni moins.

Je remarquerai en outre, quoi qu'en dise le même académicien, que les idées d'Herschel sur les taches du Soleil n'ont nullement servi de base à la théorie des protubérances, fondée sur l'existence d'une troisième atmosphère. Lorsqu'un auteur veut combattre des explications données par des hommes sérieux, il devrait, ce me semble, s'abstenir d'y mêler d'avance des erreurs de sa façon.

Lorsqu'on cherche à déterminer, par la théorie, les propriétés absorbantes de l'atmosphère du Soleil , on est obligé de faire une hypothèse sur le mode de. rayonnement qui appartient à la matière incandescente de cet astre. Si cette matière est solide ou liquide, elle doit paraître également lumineuse sous toutes les inclinaisons, également lumineuse au bord et au centre; en effet, la

2. Voir t. VII des CEuvres^ t IV des Notices scientifiques , p. 26i à !291.

SUR LA PHOTOMËTRIE. 245

quantité de rayons lumineux qui émanent des corps so* lides ou liquides diminue, il est vrai, avec Tobliquité, mais précisément comme augmente le nombre de points lumineux contenus sous un angle déterminé. Si Tenveloppe lumineuse du Soleil est un gaz, au contraire, la quantité de rayons émis dans toutes les directions est exactement la même, comme je Tai dit plus haut, et les calculs sur Textinction de Tatmosphère absorbante doivent être fondés sur cette égalité de rayonnement.

Il est donc important de découvrir si la portion incan* descente et visible du Soleil est une matière solide ou liquide, ou bien une matière gazeuse. C'est à quoi je suis parvenu par l'enchaînement d'expériences et de raisonnements dont je vais donner la substance.

En dirigeant le polariscope vers des corps terrestres incandescents, solides ou liquides, et dans des directions formant avec leurs surfaces de très-petits angles, je voyais invariablement les lunules colorées : l'ordre des couleurs prouvait que dans tous les cas la lumière était polarisée par réfraction. En dirigeant, au contraire, le polariscope sur une surface gazeuse enflammée, les lunules n'offraient aucune trace de coloration ; la lumière, dans ce cas, n'était donc pas polarisée.

J'ai expliqué ce phénomène en supposant que la lumière qui nous fait voir les corps incandescents prend naissance, en grande partie, dans leur intérieur, et que cette portion de lumière se polarise par réfraction en passant du milieu dans l'air. On conçoit alors pourquoi les gaz ne polarisent pas, la lumière qui en sort ne se réfractant pas d'une manière sensible. Mais quand même

cette explication n'aurait aucun fondement, le parti que j'ai tiré de Texpérience pour déterminer la constitution physique du Soleil n'en serait pas moins légitime.

Ma méthode expérimentale a consisté, en effet , à rechercher si je verrais des couleurs sensibles en appliquant la lunette polariscopique à l'observation de l'extrême bord du Soleil. Dans aucune de mes expériences, je n'avais réussi à découvrir des couleurs, comme j'en apercevais, ainsi qu'on l'a vu précédemment, en faisant la même observation sur des corps solides ou liquides* La partie visible du Soleil est donc une matière gazeuse incandescente.

J'avoue que cette expérience péchait par un point essentiel : en la faisant d'abord, je m'étais servi de lunettes grossissant faiblement, ce qui réduisait à une valeur angulaire presque insensible la portion du Soleil vue très-obliquement, celle où j'aurais dû voir des couleurs. Mais j'ai fait répéter l'expérience avec un pouvoir amplificatif plus grand, qui aurait permis d'apercevoir les couleurs correspondant à la portion de surface solaire qui est vue sous des angles inférieurs à 3 et 4 degrés. En effet, les portions du Soleil vues sous les angles de 3' et 4* soustendent respectivement, sur le diamètre, des valeurs angulaires de 1^31 et 2^36.

Voici, au surplus, la table plus développée des angles sous lesquels les portions du Soleil voisines du bord se présentent à un observateur placé sur la Terre :

SUR LA PHOTOMÉTRIE. 247

Au bord du Soleil 1* sous-tend 0".13

L'étude comparative des propriétés photogéniques des rayons lumineux partant du bord et des rayons lumineux du centre du Soleil , conduira aussi à résoudre quelques uns des problèmes dont je me suis occupé dans ce Mémoire. Dès les premiers temps de la publication de la brillante découverte de M. Daguerre, j'ai reconnu, en recevant l'image solaire sur une plaque d'argent, que les rayons qui proviennent de la partie centrale du disque du Soleil ont une plus forte action photogénique que ceux qui partent des bords. Cette expérience a été répétée plus tard par MM. Fizeau et Foucault , qui ont pris, en 18/i4 et 1845, un grand nombre d'images photographiques du Soleil. J'en ai fait reproduire une dans mon ktronomie populaire ^.

En considérant celles de ces images qui étaient peu intenses, c'est-à-dire pour lesquelles l'action de la lumière n'avait duré qu'un temps très-court et peu supérieur à celui qui est nécessaire pour que l'image prenne naissance, on remarque que les bords et le centre pré-

sentaient des différences notables sous le rapport de l'intensité.

Dans celles de ces images qui sont les plus marquées, la partie centrale se voit mieux que le reste du disque, les bords présentent une teinte plus faible, et du centre aux bords il existe une dégradation qui s'aperçoit principalement dans le voisinage des bords.

Dans les images plus faibles, les bords du disque ne sont plus visibles et le diamètre de l'image est sensiblement diminué. Enfin, dans celles qui sont extrêmement faibles, on ne voit plus que la partie centrale et le diamètre de l'image est réduit aux trois quarts.

Ces résultats ont été obtenus avec des images de deux diamètres différents, produites au moyen de lentilles achromatiques. Le diamètre le plus grand était de 91""^. 5, l'objectif qui donnait cette image avait une distance focale de 9-.88. Le diamètre le plus petit était de 12°^.8, la distance focale de l'objectif étant 1".38.

Les images avaient une netteté assez grande pour que les taches du Soleil y fussent bien visibles, le noyau et la pénombre étaient même assez distincts; plusieurs de ces taches avaient un diamètre qui n'était que ^ de celui de l'image solaire. Ainsi il ne paraît pas possible d'attribuer le décroissement de l'intensité à un défaut de netteté des images.

MM. Fizeau et Foucault ont cherché si la manière dont s'exerce l'action chimique sur une surface d'une étendue semblable à celle des images obtenues ne présenterait pas quelque particularité qui pourrait expliquer le phénomène.

SUR LA PHOTOMÉTRIB. 2i9

Pour cela, on â placé à uiie grande distance un disque de carton blanc derrière lequel était tendue une étoffe noire, et au moyen d'un objectif convenable, on a formé une image de ce disque de la même dimension que la petite image solaire, c'est-à-dire 12°^. 8. Le disque était édairé par la lumière de l'atmosphère, et par conséquent d'une manière uniforme sur toute sa surface.

Or, les épreuves qu'on a obtenues de cette manière sur

les plaques sensibles ne présentent aucun décroissement

P d'intensité du centre à la circonférence; il y a plutôt un

j-l^er accroissement au bord même, et comme un cercle

ji^us marqué qui termine l'image.

^ Un autre essai a été fait d'une manière différente. Un

écran opaque a été percé d'une ouverture ronde, d'an

être égal à celui de la grande image solaire, c'est-

ire 91°^. 5. Cet écran a été placé sur une plaque

lensible, très-près de la surface. Dans cet état, on a

exposé la plaque à la lumière de l'atmosphère pendant

BD temps convenable pour obtenir une image très-faible.

Le résultat a été le même que le précédent , c'est-à-dire

^ l'image était d'une intensité uniforme et terminée

par une ligne un peu plus intense.

Le décroissement observé dans les images solaires doit donc être attribué à une différence de propriétés entre les rayons venant des différents points du Soleil. L'intensité de l'action chimique est la plus grande pour les rayons venant du centre, elle est notablement plus faible M pour les rayons venant des bords et décroît d'une manière ! continue pour les rayons intermédiaires.

Les faisceaux lumineux donnent, comme on sait, des

850 QUATRIÈME MÉMOIRE SUR LÀ PHOTOMËTRIE

spectres prismatiques qui présentent des solutions de continuité transversales, des raies entièrement noires. Pour compléter l'étude qui vient d'être exposée, il y aura lieu de rechercher si les rayons qui partent du bord et du centre du disque solaire fournissent des spectres dont les raies se correspondent exactement. Il restera enfin à comparer leurs propriétés calorifiques.

GINQDIËME

LU A l'académie des SC1EHCB8, LE 20 MAI 1850 ^

INTENSITE DE LA LUMIÈRE ATMOSPHÉRIQUE DAlfS LE VOISINAOE