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1) <En examinant la distribution de Fenergie le long du 
spectre solaire, lors d'une grande et lors d'une petite hau- 
teur de l'astre au dessus de Thorizon, on reconnait qii'elle 
n'est pas la m^me dans ies deiix cas, mais que Tin- 
tensite de la radiation augmente toujours en proportion 
croissante vers Textremite ultra- violette, 4 mesure que 
la hauteur du soleil croit; le fait demontre que les rayons 
du bout rouge du spectre sont moins absorbables que 
ceux du bout oppose. Le long de tout le spectre, taut 
dans ses parties visibles, que dans ses regions invisibles 
directement, Fabsorption croit ä mesure que la lon- 
gueur des ondes diminue. Les rayons les plus absorbes 
sont les ultra-violets, les moins absorbes les ultra rou- 
ges (exception faite des larges bandes d'absorption de 
Fultra ronge, lieux de forte absorption «locale».). 
2) En mesurant pas a pas Fabsorption des rayons de 
diffe'rente refrangibilite, on obtient les coefficients res- 
pectifs, que permettent d'appliquer ä cbacun d'eux la 
formule de Bouguer J'=Jp^=Jp*^*'^ *) et en deduire 
son intensite aux limites de Fatmospb^re. On parvient 
ainsi a construire le spectre solaire normal (la dis- 
tribution de Fenergie dans le spectre solaire en dehors 
de Fatmospbere]. Dans ce dernier le maximum d inten- 
site (d'dnergie) tombe plus pr^s du bout bleu du spectre 
environ ä V3 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 place 
entre les lignes B et C et plus pres de la premiere. 
L'air atmosphe'rique n'est pas incolore, mais reagit par 
*) J'=intensite de la radiation observee, J==son intensite aux li- 
mites de Fatmosph^re; p--coefficient d'absorption; Z==distance ze- 
nithale du soleil. d£=seez. 
