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sont importantes à noter : elles sont en effet toutes les deux de 

 même sens et toutes les deux en faveur de la mesure au mont 

 Blanc. Ainsi, lors même quelles sont relevées dans des circon- 

 stances exceptionnellement propices où la méthode semble abso- 

 lument inattaquable, les observations en plaine donnent encore 

 pour la constante solaire un nombre un peu plus faible que les 

 mesures en montagne. Ce fait de la disparition de certaines radia- 

 tions lorsqu'on opère en plaine constitue un argument puissant 

 en faveur des observations en montagne, en même temps qu'il 

 donne l'explication de la grandeur du nombre obtenu par moi au 

 sommet du mont Blanc. Si à cette hauteur j'ai observé une in- 

 tensité de la radiation très supérieure à celle qu'avait constatée 

 Pouillet et sensiblement plus giande encore que les intensités 

 données depuis par d'autres physiciens, la raison n'en est pas dans 

 quelque cause d'erreur inhérente à mon actinomètre, mais bien 

 dans une intégrité plus comj)lète de la radiation solaire à ce ni- 

 veau. En opérant à une hauteur où la masse d'air traversée est 

 réduite à moitié, où les poussières n'existent guère, où la tension 

 de la vapeur d'eau est excessivement faible, je pouvais recueillir 

 des radiations qui échappent en plaine dans les conditions même 

 les plus favorables. Cette extinction des radiations les mioins ré- 

 frangibles apparaît nettem.ent sur les nombres successifs d'une 

 même journée : la valeur de a calculée par les deux premières 

 observations seules de Laghouat, c'est-à-dire pour une épaisseur 

 £ =2 , serait 2.27, tandis que l'ensemble des mesures donne 2./i 1. 

 J'ai donné en j 876 la formule 



^^^^ q = ap 760 ^' 



où /3 et K sont des constantes respectivement égales à 0.9/16 et 

 o.i/i8, H la pression atmosphérique, z l'altitude du lieu, Z la 

 hauteur de la dernière couche d'air contenant une quantité sen- 

 sible de vapeur d'eau , / la tension moyenne dans la colonne Z — 2 , 

 s l'épaisseur atmosphérique. Cette forniule permet de calculer 

 fintensité q de la radiation solaire en un lieu et à un instant 

 quelconque, si l'on connaît en ce point et à ce moment H, Z — 2, 

 /et s. L'observation directe fournit très simplement H et e; Z — z 

 et/sont généralement plus difficiles à déterminer. 



Dans les observations en montagne, il est cependant souvent 



