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sources, dont les diamètres apparents n'interviennent pas dans la mesure. 



Dans une même journée, la mesure est répétée à diverses heures, pour en 

 déduire par la méthode de Bouguer-Langley le coefficienl d'absorption de 

 l'atmosphère et remonter à l'intensité dans le spectre solaire avant que le 

 rayonnement ait traversé l'atmosphère terrestre. 



Chaque mesure porte sur une toute petite portion du spectre (un ou deux 

 angstrôms au plus). Nous avons choisi des régions aussi dénuées (jue pos- 

 sible de lignes d'absorption ; nos mesures se rapportent donc au fond con- 

 tinu du spectre solaire. D'autre part, elles sont relatives au centre du 

 soleil. 



Le Tableau suivant résume nos mesures. Pour chaque longueur d'onde il 

 fait connaître le rapport des éclats intrinsèques (ou brillances) du Soleil 

 (débarrassé de l'absorption atmosphérique) et de l'arc. On en déduit 

 l'intensité dans le spectre solaire en unités arbitraires et aussi, au moyen de 

 la formule du rayonnement du corps noir, la température absolue du Soleil. 

 La dernière colonne donne le coefficient d'absorption atmosphérique, défini 

 comme étant le logarithme du rapport de l'intensité incidente à l'intensité 

 arrivant au niveau du sol pour un astre au zénith. 



Inlensilé 'renipéialure 



Longueur Soleil dans le spectre absolue Coefficient 



d'onde. arc solaire. du Soleil. almospliérique. 



8940 4o 28,9 6016 (>,32 



362U 5(1 '9-'^ ^D^J 0,33 



3143. 79 13,2 5832 0,8/4 



3o22 112 i 2 , 9 '^O'^^O ï 5 77 



2922 l34 11,8 ''Oy'* AjS''- 



La valeur trouvée pour la température du Soleil ne varie pas beaucoup 

 et ne montre aucune décroissance quand on approche de la limite obser- 

 vable du spectre solaire; la courbe d'énergie du spectre continu du Soleil se 

 rapproche beaucoup, dans cette région, de la courbe d'un corps noir à 6000° 

 absolus. L'énergie de cette portion du spectre, avant son absorption par 

 notre atmosphère, est considérable, et beaucoup plus grande que ne le sup- 

 pose Abbot. On remarquera aussi l'énorme valeur que prend l'absorption 

 atmosphérique lorsqu'on approclie de la limite observable; pour ^ = 2922 

 l'atmosphère traversée verticalement ne laisse passer que .-^^ du rayon- 

 nement incident ('). 



(') C^elle absorplioii esl due à l'ozone coiiloiui dans la haute alinosphère [voir 

 Taiiuv et Buisson, litnde de L'exlréniilé uUraviolellc du spectre solaire {Journal 

 de PJiysique^ G'' série, t. 2, 1921, p. 197) |. 



