DE LA PERIODICITE DANS LE SOLEIL ET LES ÉTOILES, ETC. 37 



dans ces explications les nuages photospliériques seront toujours 

 considérés comme des averses de pluie, qui peuvent s'alourdir et 

 se déplacer, je leur conserverai cependant pour plus de facilité le 

 nom de nuages. Toutes les fois par conséquent que j'aurai à parler 

 de nuages, qui montent ou qui descendent, on pourra bien penser 

 à ces averses, mais, pour simplifier, je n'en parlerai pins jamais. 

 Nous ne savons guère, quelle est la composition chimique de la 

 poussière photosphérique. Généralement on admet que cette poussière 

 est composée de gouttelettes de fer ou de silicium ou (comme 

 M. M. Johnstone Stoney (Prov. R. S. 1867, 16 p. 29), Sir 

 Robert Ball et Hastings l'ont supposé) de poussière de carbone. 

 Mais ces éléments sont tous trois trop volatils pour pouvoir exister 

 à l'état condensé en des nuages d'une température de 7 à 8000° é). 

 Car à la température de 3500° à peu près du four électrique 

 Moissan les vit tous trois se résoudre en vapeur. Les seules sub- 



e) La température effective du soleil n'est encore que très imparfaitement connue. 

 Car elle est tellement plus élevée que les températures que nous pouvons mesurer, que 

 les différentes lois, qui gouvernent le rayonnement à ces températures mesurées et le 

 gouvernent d'ailleurs autrement lorsque la température augmente, ne lui sont plus 

 nécessairement applicables. Chacune de ces lois conduit aussi i\ une autre évaluation de 

 la température solaire. Tandis que par exemple !a loi de Nev.ton donna à Waterston 

 (1860) 7 millions de degrés, à Secchi (1861) dix millions et à Ericson (1871) 4 mil- 

 lions; la loi de Dulong et Petit ne donna à Pouii.lkt que 1761°, à Vicaire 1398° 

 (1872) et à Viot.le 3000° (1881). La loi de Rosetti (avec le carré de la température) 

 (1879) donna 20000°, et celle de Stefan (avec la quatrième puissance de la tempéra- 

 ture) 1,1879) donna d'abord 6000°, puis 8700 a M.M. Wilson et Gray et 6590° à M. 

 Wilson (1901). Les recherches thermodynamiques de Zoli.ner (1870) et de Hirn (1884) 

 donnèrent des températures très élevées, resp. de 28000° et de 2 millions de degrés. 

 Langley eut le premier l'idée de déduire la température de la longueur de l'onde où le 

 spectre a son maximum d'énergie. D'après M. W. Michelson et Rubens cette longueur 

 varierait inversement avec la racine carrée de la température, tandis que d'après M. 

 Wien et Paschen c'est avec la température elle-même qu' inversement cette longueur 

 varierait. Michei.son et Ebert arrivèrent ainsi à une température solaire de 40000° 

 et M. Paschen à une température de 5130° seulement. — On trouvera l'histoire de 

 toutes ces recherches et de beaucoup d'autres encore dans les écrits suivants: Clerke : 

 Geschichte d. Astr. p. 274—285; Problems p 63—69. Young: the Sun p. 305—309. 

 J. Scheiner: Strahlung und Temp. d. Soune. Wilson and Gray: Proc. R. S. 58. H. E 

 Weber: Sitz. Ber. Berlin 1888 II p. 933. R. v. Kövesligethy: Grundziige einer theor. 

 Spectralanalyse. Wilson and Rambaut: Phil. Trans. 185 p. 396. Rosetti: Phil. Mag. 

 8 p. 324, 550. Stefan: Sitzungsber. Wien 79, 2, p. 391. Angstrom: Wied. Ann. 39 

 p. 309. Wilson: Proc. R. S. 12 Dec. 1901. Le Ciiatelier: C. R. 1892 V 114 p. 737- 

 S. P. Langley: Researches on Solar Heat, Washington 1884. M. W. Michei.son: Journ. 

 de physique II 6, 467 (1887). Rubens: Wied. Ann. 53 p. 284 (1894). Lord Rayleigh: 

 Phil. Mag. 27 p. 460 (1889). H. Ebert: Astrophys. Journ. II p. 57. Wien: Wiedem. 

 Ann. 58 p. 662 (1896). Paschen: Astroph. Journ. II p. 211. F. W. Very: Ibid. p. 316 

 et IV p. 44. D'après les observations récentes de M. M. Mii.i.ociiau et Eery à Meudon 

 à Chamounix, aux Grands Mulets et sur le sommet du M f . Blanc la température effective 

 du soleil serait de 6130°. (La Nature N°. 1770 p. 338 27 Avril 1907. Journ. of the 

 Brit. Astr. Ass. XVII 8 p. 370). 



