SUR LA RADIATION DANS LE SYSTÈME SOLAIRE. 391 



grés absolus est notée par la lettre A. Pour le soleil, 

 d'après Kurlbaum, la constante a a pour valeur 5,32 

 X 10~^erg. D'autre part, on désigne par constante 

 solaire le nombre de calories reçues par minute sur un 

 centimètre carré normal au rayon solaire à la distance 

 où se trouve la terre. La valeur numérique que l'au- 

 teur est conduit à considérer comme la plus probable 

 est celle trouvée par Rosetti qui, réduite à la seconde 

 donne pour S la constante solaire, 0,175 X 10^ ergs. 

 De ces deux données numériques, il est possible en 

 premier lieu de déduire la température effective du 

 soleil, c'est-à-dire celle d'un radiant absolu qui émet- 

 trait l'énergie calorifique du soleil. La relation entre le 

 flux R et la constante S est donnée par l'équation 



où s est le rayon du globe solaire et r la distance de la 

 terre, il en résulte pour R la valeur 0,805 X lO^S et 

 par la relation (]) = 6200° A. Cette température, si 

 l'on s'en tient à la valeur donnée pour S, suppose une 

 transmission zénithale de 53 7o» 6t plus faible que celle 

 admise par certains observateurs, qui est de 70 7o- 

 L'auteur fait observer que cette donnée est nécessaire- 

 ment variable et que la valeur de S qui dépend à la fois 

 de la mesure thermométrique et de l'hypothèse sur la 

 transmission zénithale présente des différences notables. 

 Température effective de respace. — Pour détermi- 

 ner la température d'équilibre d'un corps dans l'espace 

 solaire, il faut en premier lieu savoir s'il y a lieu de 

 tenir compte d'un autre rayonnement que celui du 

 soleil. Le rapport numérique du rayonnement stellaire 

 à celui de la pleine lune et le rapport numérique de ce 



