„ 259 — 



1) <Eii examinant la distribution de l'énergie le long du 

 spectre solaire, lors d'une grande et lors d'une petite hau- 

 teur de l'astre au dessus de l'horizon, on reconnaît qu'elle 

 n'est pas la même dans les deux cas, mais que l'in- 

 tensité' de la radiation augmente toujours en proportion 

 croissante vers l'extrémité' ultra- violette, à mesure que 

 la hauteur du soleil croit; le fait démontre que les rayons 

 du bout rouge du spectre sont moins absorbables que 

 ceux du bout opposé. Le long de tout le spectre, tant 

 dans ses parties visibles, que dans ses régions invisibles 

 directement, l'absorption croit à mesure que la lon- 

 gueur des ondes diminue. Les rayons les plus absorbés 

 sont les ultra-violets, les moins absorbés les ultra rou- 

 ges (exception faite des larges bandes d'absorption de 

 l'ultra rouge, lieux de forte absorption «localeö.). 



2) En mesurant pas à pas l'absorption des rayons de 

 différente refrangibilité, on obtient les coefficients res- 

 pectifs, que permettent d'appliquer à chacun d'eux la 

 formule de Bouguer J'=Jp'^=Jp*^®^ *) et en déduire 

 son intensité aux limites de l'atmosphère. On parvient 

 ainsi à construire le spectre solaire normal (la dis- 

 tribution de l'énergie dans le spectre solaire en dehors 

 de l'atmosphère]. Daiis ce dernier le maximum d'inten- 

 sité (d'énergie) tombe plus près du bout bleu du spectre 

 environ à V3 de la distance entre les deux lignes de 

 Frauenhofer, de D vers F, tandis que lorsque la hau- 

 teur du soleil est moindre, le maximum se trouve placé 

 entre les lignes В et С et plus près de la première. 

 L'air atmosphérique n'est pas incolore, mais reagit par 



*) J'=intensité delà radiation observée, J^son intensité aux li- 

 mites de l'atmosphère; p= coefficient d'absorption; Z=distance zé- 

 nithale du soleil. ds=seez. 



