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comparer directemenl à inlervalles réguliers les intensités de la chromo- 

 sphère et de la photosphère, cl de la façon suivante : on juxtapose sur la 

 même plaque deux épreuves nionochroniatiques du Soleil laites avec la 

 raie K„ et un intervalle hrillant du spectre, toujours le même, et l'on mesure 

 ensuite les opacités moyennes des deux épreuves. 



J'ai fait quelques essais dans ce sens, et je les ai abandonnés; car on peut 

 arriver au résultat par des moyens beaucoup plus simples, par l'étude dé- 

 taillée du spectre de la lumière générale du Soleil. Ce spectre est celui que 

 donnerait le Soleil, s'il était aussi éloigné que les étoiles; il s'obtient aisé- 

 ment en envoyant le rayonnement solaire sur la fente du spectroscope, sans 

 interposer aucun objectif. Lorsque la dispersion est forte, il contient, comme 

 je l'ai montré en 1892, les raies K., et K^, qui représentent les éclats moyens 

 des chromosphères basses et supérieures. Il suffit donc de les comparer avec 

 un microphotomètre à de petites portions du même spectre, toujours les 

 mêmes, choisies dans la raie K, et dans un intervalle brillant entre deux 

 raies noires ('). 



Ce spectre de la lumière générale n'exige pas d'objectif; il peut même, 

 semble-t-il, être photographié lorsque le Soleil est caché par les nuages, avec 

 la lumière diffuse de notre ciel, à condition toutefois que cette lumière ne 

 soit pas due, pour une part notable, à une phosphorescence déterminée parles 

 rayons solaires ultra-violets. Même la comparaison avec le micropholomètre 

 des spectres du Soleil et de la lumière diffuse permettrait de déceler et de 

 doser cette phosphorescence supposée, et je signale en passant cette re- 

 cherche accessoire qui n'est pas sans intérêt. 



Cependant les raies Ko et K3 ont sur le disque de grandes différences d'in- 

 tensité et de largeur, par exemple au centre et au bord, et qui importent 

 dans l'étude du pouvoir absorbant de l'atmosphère; les différences sont 

 parfois aussi notables entre les deux hémisphères, entre les régions de 

 l'équateur et des pôles. Pour les relever dans leur ensemble, j'emploie la 

 combinaison suivante de deux objectifs, placés devant le spectroscope de 

 la lumière générale. Un premier objectif, qui peut avoir une petite ouver- 

 ture, donne une image de l'astre large de i™' à 2*^'", et le second oi)jeclif est 

 disposé de manière à donner sur la fente l'image du premier. 11 suffit 

 d'avoir dans le plan de l'image solaire des diaphragmes divers qui arrê- 



(') Ce spectre de la luniière générale doit être 1res dispersé et, de plus, 11e pas con- 

 tenir de lumière étrangère (difl'use par exemple). La première condition léduit beau- 

 coup l'application de la méthode aux étoiles. 



