Kadiation Solaire. 21 



iiiiiiatidiis (lu temps, coi-rigt'cs puur la niarchc des iiKnitrcs. Les \raies 

 iuuitciii's du soleil en sont déduites à l'aide de la formule oitlinairc 



sin II = sin (f) sin (V -\- cos (f eos fV eos / . 



l'our trouver la nmsse atmosphéri(|ue travei'sée par les rayons 

 solaii-es, je me suis servi de la méthode de Laplace-Forbes-Violle, 

 em])l(»yée aussi par Langley entre autres. J'ai done pour les distanees 

 zénithales moindres que ()5° admis 



et pour les distances zénithales dépassant 65° 



h Refr. 



M 



760 58,"36 . sin z 



en prenant pour unité de M la masse atmosj)hérir(ue dans la direction 

 verticale à une pression A = 760 nnn. Cette méthode est certainement 

 d'une exactitude suffisante dans les cas qui nous occupent. 



Pour les raisons que j'ai déjà mentionnées, les observations de 

 1895 n'ont pas l'exactitude que j'aurais souhaité pour des détermi- 

 nations absolues; aussi ne donnerai-je qu'un résumé des résultats de 

 ces observations. Cela n'empêche pas qu'elles gardent toujours leur 

 valeur comme déterminations relatives. Elles s'accordent aussi très bien 

 avec les observations de 1896. 



Les observations ont été représentées graphiquenient sur du 

 papier (|uadrillé en prenant la hauteur du soleil pour abscisse et l'in- 

 tensité pour ordonnée. Puis, pour chaque série d'une journée, on a 

 tiré la courbe correspondante rectifiée, et on a ensuite déduit les 

 moyennes de ces courbes pour une même altitude. Ce sont ces va- 

 leurs moyennes qui sont représentées dans le Tableau suivant, où l'on 

 retrouve non seulement la hauteur du soleil mais aussi l'épaisseur de 

 la couche atmosphérique. 



