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vers du spectre, est toujours soumis à l'action des ray- 

 ons diffe'rant, quoique peu, mais d'une quantité' pour- 

 tant perceptible, par leurs longueurs d'ondes. 



Conside'rons par exemple la ligne double D de Frau- 

 enhôfer. Dans les spectres servant en ge'néral aux 

 expe'riences, l'intervalle entre ces lignes est beaucoup 

 plus étroit que le fil du bolomètre le plus délicat, ne'- 

 anmoins on y constate 4 lignes ou bandes froides, dites 

 telluriques, ce qui indique que l'absorption atmosphé- 

 rique a déjà eu lieu. Ces lignes étant aussi observables 

 à de grandes hauteurs au dessus du niv. d. 1. mer, 

 démontrent ainsi que l'absorption s'accomplit déjà dans 

 les couches supérieurs de l'atmosphère. Au lever et au 

 coucher du soleil on observe dans cet étroit espace 

 d'autres lignes d'absorption, présentes sans doute aussi 

 durant la journée, mais trop atténuées alors pour être 

 visibles; elles prouvent que cette bande transversale du 

 spectre, comprise entre les deux lignes D, contient, 

 nonobstant sa minime largeur, un groupe interrompu de 

 rayons différents. Les résultats obtenus par Mr Langley 

 démontrent avec evidence que la répartition de l'éner- 

 gie dans le spectre solaire et les valeurs relatives des 

 coefficients d'absorption des divers rayons, étaient dia- 

 métralement opposés à celles, qui furent admises jusqu'à 

 present et considérées comme bien établies. 



En effet, on ne doutait pas que les rayons ultra- 

 violets étaient fortement absorbés par l'atmosphère, qui, 

 en n'arrêtant que V5 des radiations lumineuses, excer- 

 cait de nouveau, à partir des rayons ultra-rouges, une 

 absorption toujours croissante, qui expliquait la rareté 

 de ces derniers. En se basant sur ces données on en 

 déduisait que la chaleur, qui pénétrait facilement à tra- 

 vers l'atmosphère avec les rayons lumineux, après être 



