1879.] Sur la lAmite Ultraviolette du Spectre Solaire. 



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qui se reduit a la forme 



sin h 

 I 



puisque J\ est une fonction de A, ( J A represente la variation de l'inten- 

 site des radiations avec la longueur d'onde du spectre continu ideal de 

 la photosphere). 



Mais l'experience a montre que dans le meme lieu (Z=Z X ) pour une 

 duree depose constante (T = const.) la limite d'impression (i#=const.) 

 etait donnee par la loi 



Sillft = 0*49 e -0"08330(A-300) j 



ou de la forme 



sin A=Me~ ma-A °>. 

 Substituant cette valeur de sin K et de Z, il vient 



^(^ 1 T 1 \)=- 



h 



de soit que la formule generale de vient 



sin7t Me _(A_A o) 



(2). 



Si Ton se reporte a la formule primitive (1), on voit que l'absorptioii 

 est d'autant moindre que la hauteur solaire est plus grande, et que 

 l'epaisseur I est plus petite. On peut done esperer en diminuant 

 l'epaisseur atmospherique e'est-a-dire en augmentant l'altitude, z., du 

 lieu d'ohservation etendre la limite de visibility du spectre. 



Le resultat precedent donne precisement la loi cherchee, e'est-a-dire 

 l'etendue gagnee avec l'altitude. En effet, la quantite I est a une 

 constante pres representee par le poids d'une colonne atmospherique 

 ayant l'unite de base comme section ; si done on designe par p la pres- 

 sion barometrique, ou aura 



l=Ap. 



Or la loi de decroissance de la pression avec l'altitude est donne par 

 une expression de la forme 



z 



z etant la constante barometrique 18336™ X 0"43429. II vient finale- 

 ment 



sin 7i=Me 



■»(a-a)-(£=£l) 



formule qui donne la loi approche* qui existe entre la longueur d'onde 

 de la radiation du spectre solaire a la limite de visibility pour une 

 hauteur donnee, h, du soleil, et l'altitude, z Y , du lieu d'observation. 

 Nous pouvons maintenant savoir ce qu'on gagne par l'accroissement 



