MÉTHODE NOUVELLE POUR L'ÉTUDE DE LA RADIATION SOLAIRE 5 
Il est à regretter que les observations dont on doit déduire le 
spectre solaire d'intensité constante, de méme que les déterminations 
de la relation entre les coefficients de transmission et la dispersion, ne 
soient pas plus nombreuses. C'est principalement LANGLEY, qui les a 
exécutées avec ses éminents collaborateurs M. Aggor et M. FowrE J:r 
et celui-là a donné un court résumé de ces observations faites dans 
ces dernieres années à Smithsonian Astr. phys. Observatory !. 
Il faut ajouter les enregistrements spectro-bolométriques du spectre 
solaire, que nous avons effectués pendant quelques années à Upsala 
d’après une méthode exposée ailleurs?. Mais ces observations ayant 
spécialement pour but d'étudier les parties extrémes du spectre infra- 
rouge et, par conséquent, n'embrassant pas les parties visibles du spectre, 
elles ont malheureusement une valeur bien limitée pour la question 
qui nous occupe. La construction des parties infra-rouges du spectre 
solaire d'intensité constante est pourtant basée principalement sur ces 
observations, tandis que pour la partie violette et ultraviolette du 
spectre, ou l'on n'a pas encore des déterminations directes, j'ai appliqué 
la loi de radiation de Wien-Planck en supposant la temperature du 
soleil de 5500°. Il va sans dire que le calcul est ici très incertain. 
La fig. 1 montre le spectre solaire d'intensité constante con- 
struit à l'aide des observations à notre disposition. Sur l'abscisse x sont 
indiquées les longueurs d'onde correspondantes. La valeur des ab- 
scisses est choisie de sorte que tout le spectre solaire est compris 
entre x = 0 et x = 1, En supposant l'ordonnée dans le spectre solaire 
aussi = 1, il est évident que toutes les valeurs directement deduites 
de la fig. doivent être multipliées par la constante solaire pour donner 
les valeurs absolues de la radiation. 
Pour calculer les coefficients de transmission en fonction de la 
dispersion x dans le spectre d'intensité constante, je me suis servi des 
moyennes des coefficients de transmission, données par M. ABBOT en 
1903 dans le travail déjà cité. Je l'ai fait, d'abord parce que les ob- 
servations de cette année sont les plus complètes de toutes celles aux- 
quelles j'ai eu recours, et ensuite, parce que l'intensité de la diffusion 
pendant cette année était exceptionnellement grande, ce qui fait que 
les erreurs relatives dans les déterminations du coefficient de trans- 
mission doivent étre minimes. Comme on le voit par la fig., ces coeffi- 
' GC. G. Assor, Smithsonian Miscellaneous Coll. Vol. 45, p. 74, 1903. 
? K. Ångström, Acta Reg. Soc. Upsal. 1895; Physical Review, Vol. Ill, p. 137, 1895. 
