CH.-ED. GUILLAUME — LES LOIS DU RAYONNEMENT 



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dérer la loi de Stefan comme absolument véri- 

 fiée, pour le corps noir, depuis la température 

 ordinaire jusqu'au voisinage de 1.300° C. 



Les deux autres conséquences de la loi de Wien 

 ne sont pas moins bien vérifiées: mais ici l'étale- 

 ment de la radiation en un spectre l'affaiblit, en 

 même temps que, pour les températures basses, 

 le maximum se déplace de plus en plus dans l'infra- 

 rouge, et s'efface graduellement. On ne peut donc 

 tirer, pour le moment, des conclusions certaines 

 que des expériences faites à partir de températures 

 relativement élevées. Le tableau II contient les 

 résultats trouvés par MM. Lummer et Pringsbeim, 

 savoir : les trois premières colonnes les données 

 directes de l'observation, et les deux suivantes la 

 valeur numérique des produits dans lesquels se 



Tableau II. — Vérification des conséquences de la 

 formule de Wien, d'api-és MM. Lummer et 

 Pringsheim. 



résument les deux dernières lois. Dans la sixième, 

 on a porté, comme au tableau I, la vérification 

 sous la forme de températures calculées ; enfin la 

 dernière donne les écarts. 



Dans ce cas aussi, les conséquences de la loi de 

 Wien présentent un admirable accord avec les 

 expériences, faites avec une remarquable hardiesse 

 et une habileté consommée. Il semblait donc, il y a 

 peu de temps encore, que cetLe loi fût bien celle 

 •des radialions. Cependant, une de ses conséquences 

 semblait improblable; c'est celle d'après laquelle, 

 pour une température infinie, la puissance de la 

 radiation reste finie pour chaque longueur d'onde. 



Une formule empirique modifiée fut donnée 

 d'abord par M. Thiesen, afin de représenter mieux 

 certaines expériences de MM. Lummer et Prings- 

 heim non indiquées ci-dessus. Puis, Lord Ray- 

 leigh en proposa une seconde, MM. Lummer et 

 Jahnke une troisième, enfin M. Planck donna la 

 relation : 



x-5 



P = c- 



,,}(->_! 



fondée sur la théorie électromagnétique de la 

 lumière. 



Au moment où M. Planck publia cette formule, 

 MM. Rubens et Kurlbaum venaient de terminer une 

 série de fort belles expériences faites en vue de 

 déterminer la puissance des rayons restants réflé- 

 chis par le spath fluor ou le sel gemme, après 

 avoir été émis parle corps noir à des températures 

 variables. C'est évidemment pour les grandes lon- 

 gueurs d'onde que l'on obtiendra un critérium 

 sensible de ces lois, puisqu'elles ne diffèrent sensi- 

 blement entre elles que pour des valeurs considé- 

 rables du produit À <». 



Or, le spath fluor donne des rayons par réflexion 

 dont les longueurs d'onde sont respectivement de 

 42 |t ,0 et 31 ! '.ii, le sel gemme, des radiations de 

 oU':2. Les températures auxquelles fut soumis le 

 corps noir allèrent de — 188 à -f- 1.500°, et, dans ce 

 large espace des produits, la formule de Planck 

 donna une concordanee remarquable avec L'expé- 

 rience. Comme elle contient la loi de Stefan, la loi 

 du déplacement et la relation !'.„<-» 5 const., elle est 

 aussi vérifiée par les expériences antérieures de 

 MM. Lummer et Pringsheim. 



Dans l'état actuel de la question, celte formule 

 de M. Planck est donc la plus satisfaisante: sa 

 forme est encore suffisamment simple pour qu'elle 

 soil 1res maniable. 



Puissance absolue de la radiation. — Nous 

 n'avons envisagé jusqu'ici que les valeurs relatives 

 de la puissance rayonnante, sans nous occuper des 

 nombres qui la représentent en valeur absolue. 



La valeur du coefficient d'émission a été déter- 

 minée par divers observateurs, mais tous les résul- 

 tais trouvés jusqu'à ces derniers temps étaient 

 erronés par défaut. Celui auquel on peut accorder 

 le plus de confiance se déduit des mesures de 

 M. Kurlbaum; c'est le plus élevé de tous ceux qui 

 oui, été indiqués, et le sens des erreurs possibles 

 des mesures conduit à penser qu'il est aussi appro- 

 ché par défaut. Sa valeur est de o,3i.K) '-' watt. 

 Suivant les unités adoptées, on trouvera la radia- 

 tion totale d'un corps noir en multipliant ce coeffi- 

 cient par la surface du corps en centimètres carrés, 

 et par la quatrième puissance de sa température 

 absolue. La puissance de la radiation passant d'un 

 corps noir à la température absolue 0. sur un autre 

 corps noir à la température absolue 0,, est égale à 



P = 5,32S 0,* — e,*)10-n vatts, 



S désignant la surface d'émission du premier corps 

 noir, le second étant supposé absorber toute 

 l'énergie émanée de cette surface '. Le coefficient 



1 La valeur du coefficient numérique de cette expres- 

 sion est d'une grandeur peu commode pour le calcul, comme 

 aussi le calcul des puissances quatrièmes des températures 



