BU SOLEIL

La détermination de l'intensité de la lumière atraoçhérique dans le voisinage du Soleil n'a pas , je crois , été tentée jusqu'ici. Cependant elle se rattache à des questions d'astronomie très- importantes. Des observateurs privilégiés prétendent avoir vu Mercure et Vénus en même temps que le Soleil dans le champ d'une lunette. La réalité de ces observations a été contestée sur de vagues aperçus ; on ne reconnaîtra ce qu'il est possible

i. Mémoire inédit sur lequel les éomptes-rendus de l'Académie des sciences contiennent les indications suivantes :

« Un chapitre de ce Mémoire est consacré à la détermination des intensités comparatives de la lumière du Soleil et de la lumière réfléchie par les portions d'atmosphère situées dans la direction du limbe de l'astre. Dans un autre chapitre, Fauteur a traité de l'influence qu'un mouvement modéré exerce sur la visibilité d'une lumière faible se projetant sur un fond fortement lumineux, n a combattu les objections que l'illustre M. Bessel a faites contre cette expérience et contre le parti qu'on en avait tiré pour expliquer, à certains égards, la visibilité des étoiles en plein jour, o

de faire à cet égard, ce qu'on peut tenter avec quelque! chances de succès, qu'alors qu'on aura, avec une certain' exactitude, des observations comparatives de Tintensit de la lumière de ces planètes et de celle de l'atmosphèf à travers laquelle on doit les observer.

J'ai donc cru faire une chose utile , en essayant é déterminer avec une certaine précision l'intensité de ♦ lumière atmosphérique dans le voisinage du Soleil, c'e« à-dire l'éclat que l'atmosphère répandrait sur la Tem dans un lieu donné si l'on parvenait à y anéantir l'écl direct du Soleil. C'est par une application immédiate i la loi du carré du cosinus que je suis arrivé au résulta

Prenons une petite lunette prismatique de Rochoi plaçons devant l'objectif ce qu'on est convenu d'appel lin prisme de Nicol. La lumière qui traverse ce derni prisme étant complètement polarisée, on ne verra qu'ui image du Soleil dans une position particulière de sa st tion principale et de celle du prisme biréfringent sib dans la lunette. En s' éloignant de cette position partio lière, par un mouvement graduel de rotation du prisa de Nicol , la seconde image de l'astre prendra naissam et se projettera, si l'on veut, sur la région atmosphériqi en contact avec l'image solaire principale. L'intensité c cette image secondaire se calculera, pour chaque dé vit tion angulaire, d'après la loi du carré du cosinus.

Soient R l'intensité de la lumière du Soleil , œ Tinten site de la lumière atmosphérique dans le voisinage d

l'astre radieux, i l'angle formé par les sections princi pales du prisme de Nicol et du prisme intérieur lorsqu l'image extraordinaire projetée sur l'atmosphère dispa

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il D'après la loi du carré du cosinus , R cos^ i sera iotensité que conserve l'image ordinaire, et R sin^ i sera iDteosité de la seconde image* On sait, par une expéince préalable, que lorsque les deux images d'un disque unineux empiètent Tune sur T autre de telle sorte que le ^ de Tune se projette sur le centre de Tautre, Tazimut pi amène la disparition de la portion de Timage faible |b se projette sur l'image forte est 9' 20' et que par iBséquent le rapport des intensités des deux images est

L Fsin2 9-20' , onocA/ 1

[ p^^^.9^ = tang^ 9^ 20' = i,.

^L'expérience avec la lunette de Rochon munie du feme de Nicol étant faite de telle façon que l'image forte k ordinaire du Soleil soit rejetée en dehors du champ I l'instrument , on trouvera l'azimut i pour lequel la Konde image, représentée par R sin^ t, disparaît quand le se projette sur la portion d'atmosphère qui touche f Soleil ; mais alors la lumière de cette portion n'est plus pie à œ , son intensité primitive , mais à x cos^ f , et, m autre côté , en vertu de l'expérience préalable que Ions venons de rapporter, l'image qui disparaît sur un

ond lumineux en est j^;. Nous aurons donc :

Rsin^t = ~ ûDCOS^î,

far conséquent,

I = 37 tang«t.

L'expérience donne pour l'azimut de disparition de la

seconde image du Soleil sur le fond du ciel , t = 0" 25'

donc on a

= 37tangî25' = :nriTô = irh.

c'est-à-dire que le fond du ciel dans une direction tan gentielle au Soleil a un éclat qui est —^ ou, en nombr rond, z^^ de l'éclat solaire lui-même.

Cette intensité reste à peu près constante dans un étendue angulaire égale au diamètre du Soleil , compta à partir du bord.

Les expériences précédentes ont été faites avec u verre noir qui laissait voir le Soleil d'un très-beau blai assez vif.

Pour exposer les principes de la méthode, îndépei damment des petits calculs que nous venons d'indiqué) nous dirons : On sait, d'après la loi du carré du cosinu comment naît la seconde image et s'accroît son intei site; on sait, de plus, quel rapport doit exister entre Tii tensité de cette seconde image et celle de la région d ciel sur laquelle elle se projette pour qu'elle disparaisse Supposons que cette proportion soit j^, on aura donc 1 seconde image calculée par la loi du carré du cosîni égale à ^ de la lumière atmosphérique ; par conséqueni cette lumière atmosphérique est 37 fois plus grande qu l'intensité déjà connue de la seconde image.

A la rigueur, il faudrait tenir compte de l'affaiblisse ment que la lumière atmosphérique a éprouvé en mêui temps que l'image principale; mais cette correction cj tout à fait négligeable.

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Od pourrait songer à répéter ces observations avec ane lunette héliométrique, à affaiblir l'intensité de l'image qui se projette sur l'atmosphère en réduisant la surface d'une des moitiés de l'objectif coupé ; mais peut-être l'exiguïté du secteur qui resterait à nu engendrerait-elle des phénopnènes de diffraction, et par suite, des complications dans les résultats.