CH.-ED. GUILLAUME 



LES LOIS DU RAYONNEMENT 



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En réalité, si l'on fait abstraction d'une enceinte 

 fermée, le meilleur corps noir est un corps presque 

 transparent pour toutes les radiations, et dont 

 l'épaisseur est très grande. Une colonne d'un 

 mélange gazeux isotherme et ayant une épaisseur 

 de quelques milliers de kilomètres sous une densité 

 suffisante est un excellent corps noir, et sa radia- 

 tion peut servir de terme de comparaison. 



Tel serait le cas du Soleil s'il était à une tempe- 

 rature uniforme depuis une grande profondeur 

 jusqu'à une distance du centre où la densité de sa 

 matière est négligeable. Mais nous savons qu'il n'en 

 est pas ainsi : la décroissance de l'éclat, du centre 

 au bord ligure de son limbe, nous montre que les 

 couches supérieures absorbent la lumière émanée 

 des couches profondes et la modifient. Les radia- 

 tions qui parviennent à l'extérieur traversent des 

 milieux matériels qui ne sont ni assez transparents, 

 ni assez opaques pour nous donner une radiation 

 physiquement bien définie. Transparentes, elles 

 laisseraient venir jusqu'à nous les radiations non 

 déformées des couches profondes. Suffisamment 

 opaques dans une épaisseur de température cons- 

 tante, elles nous donneraient la radiation du corps 

 noir de cette température. 



Si nous prenons un corps solide, l'expérience 

 enseigne qu'il possède toujours une région de 

 réflexion sélective dans laquelle son émission est 

 très faible. 



Quant aux corps que nous considérons comme 

 noirs, nous verrons de combien il s'en faut qu'ils 

 absorbent toute lumière incidente. 



C'est après avoir erré pendant longtemps à 

 travers toutes ces complications, que l'on a enfin 

 compris comment le problème pouvait être simplifié : 

 il suffisait de réaliser pratiquement la conception 

 de Poisson et de Kirchhoff, d'une enceinte fermée- 

 Sans doute, cette conception est irréalisable en 

 toute rigueur, mais on peut s'en rapprocher autant 

 que l'on veut, en créant une enceinte de dimensions 

 suffisantes, percée d'une étroite ouverture permet- 

 lantd'examinersa radiation, et, par surcroit, recou- 

 verte intérieurement d'un enduit se rapprochant 

 autant que possible de la couleur noire. 



Dans ses belles recherches sur le degré d'incan- 

 descence, M. H. Le Chalelier a plus d'une fois 

 examiné la lumière dans une fissure profonde, et l'a 

 comparée à celle de la surface. M. Christiansen a 

 employé un procédé analogue, alors qu'il cherchait 

 à déterminer le coefficient d'émission d'un corps 

 noir. Schnebeli, peut-être inconsciemment, avait 

 déterminé aussi le rayonnement dans l'enceinte 

 creuse d'un four à réverbère. 



Mais c'est dans ces dernières années seulement 

 que des mesures rigoureuses de l'émission ont été 

 faites à l'aide d'une enceinte telle qu'elle vient 



d'être définie. Suggérée par M. Willy Wien, mise à 

 l'épreuve par M. Saint-John dans des expérience- 

 sur lesquelles nous reviendrons, elle a conduit, à 

 l'Institut physico-technique impérial, M. Lummer, 

 travaillant isolément ou avec la collaboration de 

 M. Kurlbaum ou de M. Pringsheim, à des résultats 

 d'une remarquable netteté. 



Des sphères de métal, recouvertes extérieu- 

 rement d'oxyde de fer, étaient placées dans un 

 fourneau : leur température était mesurée à l'aide 

 de couples thermoélectriques internes, et la radia- 

 tion était reçue sur une lame bolométrique creuse, 

 formant un corps noir par sa forme même. Ou bien 

 au^si. un cylindre creux de platine, fermé à ses 

 extrémités, était parcouru dans le sens de sa lon- 

 gueur par un courant intense qui l'amenait à une 

 température élevée. Un couple replié le long des 

 parois, et prolongé par une longue spirale, indiquait 

 la température intérieure. 



Les résultats obtenus dans ces expériences sont 

 d'une importance capitale, et il convient de les 

 étudier avec quelques détails. Cependant, pour en 

 mieux saisir le lien, il est nécessaire de connaître 

 d'abord les idées théoriques régnantes sur les lois 

 numériques du rayonnement. 



On se souvient que Stefan, en faisant la synthèse 

 des expériences sur L'intensité du rayonnement 

 connues un peu avant 188(1, était arrivé à la con- 

 clusion que l'énergie de l'émission totale variait 

 comme la quatrième puissance de la température 

 absolue. La loi était d'une séduisante simplicité ; 

 mais, précisément pour cette raison, elle ne fut 

 acceptée d'abord qu'avec méfiance, et comme une 

 indication empirique facilitant le travail de la mé- 

 moire. Les expériences sur lesquelles s'était appuyé 

 Stefan étaient hétérogènes, et n'embrassaient qu'un 

 intervalle de températures peu étendu. Elles ne s'ap- 

 pliquaient qu'à des corps visiblement noirs, et non 

 point au corps noir théorique; bref, si l'auteur delà 

 loi eût prétendu donner autre chose qu'une formule 

 mnémonique, il eût encouru les critiques les plus 

 justifiées. El, cependant, par une fortune singulière. 

 cette loi a survécu à toutes les autres. 



Tout d'abord, on se souvint d'une appréciation 

 donnée par Kirchhoff en 1861. Après avoir montré 

 qui' le corps noir pouvait être conçu indépendam- 

 ment de l'existence de tout corps réel, il avait 

 ajouté que les lois du rayonnement, pour ce corps 

 fictif, devaient probablement être simples, comme 

 toutes celles dans lesquelles n'interviennent pas 

 les propriétés de la matière. Puis, en 1884, M. Boltz- 

 mann, s'appuyant sur la théorie électromagnétique 

 de la lumière, donna ce qu'on considéra long- 

 temps comme un semblant de preuve de la réalité 

 de la relation trouvée par Stefan. Enfin le succès 

 de l'expérience augmenta la confiance, et, de plus 



