(. 748 ) 

 de 4 mètres pour le diamètre solaire, bien que j'en employasse plus géné- 

 ralement une d'environ o™, 60 de diamètre. La pile, quoique complète- 

 ment renfermée dans un double cylindre, pouvait être placée dans toutes 

 les parties de l'image (rendue stationnaire parle régulateur de l'équatorial), 

 avec une erreur probable de position moindre que i seconde. Cette image 

 était projetée siu' une surface plane, bornée par un très-grand cercle de 

 position, auquel était attachée une échelle radiale à parties égales. De cette 

 manière, la position de la pile par rapport aux pôles et à l'équateur du 

 Soleil pouvait èlre déterminée par des moyens analogues à l'emploi du mi- 

 cromètre de j)osition ordinaire et d'une précision peu inférieure. A cet 

 appareil j'en avais ajouté un autre qui, pour des objets spéciaux, a donné 

 de meilleurs résultats. C'étaient deux petites thermopiles, aussi égales que 

 possibles, jointes l'une à l'autre et aussi au galvanomètre, de manière à 

 pouvoir être placées dans toutes les positions, dans l'image solaire fixe, tout 

 en faisant partie du même circuit, leurs faces se trouvant à des distances 

 variables, mais toujours équidistantes de l'axe optique; de sorte que, si l'une 

 des faces était dans une position plus chaude que l'autre, l'aiguille indi- 

 quait le sens et la quantité de la différence. Il était clair, dès les pre- 

 mières expériences avec la double pile, que la radiation de la tache était en 

 général moindre que celle d'une aire égale de la photosphère, ce qui véri- 

 fiait aisément et pleinement l'observation fondamentale de Henry; mais, 

 dans cet examen, je découvris un corollaire que je vais exposer, et qui m'a 

 conduit à un intéressant résultat. 



M Du fait connu de la diminution de la lumière vers les bords, celui 

 de la diminution proportionnelle de la chaleur semble une conséquence si 

 naturelle, que ce fut avec surprise que j'observai, dès mes premières expé- 

 riences, que lorsque l'une des thermopiles était placée dans le noyau noir 

 d'une tache, et l'autre dans la photosphère, près des bords du Soleil, où la 

 lumière est encore brillante, la déclinaison galvanométrique était très-faible, 

 ce qui indiquait que ce dernier point n'était guère plus chaud que l'ombre 

 relativement noire de la tache. Avec de plus grandes images et un appareil 

 perfectionné, je trouvai que, dans un anneau complet de la surface solaire, 

 la photosphère encore brillante donnait près du bord absolument moins 

 de chaleur que le noyau noir des taches. Il me fallut beaucoup de temps 

 poiu- établir ce fait d'une manière incontestable, car cet intéressant phé- 

 nomène ne peut être bien observé qu'à moins de | minute d'arc du 

 limbe, et des précautions particulières devaient être prises pour empê- 

 cher qu'aucune vacillation de l'image n'affectât les mesures. L'observa- 



