Recherches sur la température effective du soleil

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Recherches sur la température effective du soleil

G. Millochau

To cite this version:

G. Millochau. Recherches sur la température effective du soleil. J. Phys. Theor. Appl., 1907, 6 (1),

pp.389-402. �10.1051/jphystap:019070060038900�. �jpa-00241219�

389

RECHERCHES SUR LA TEMPÉRATURE EFFECTIVE DU SOLEIL ;

Par M. G. MILLOCHAU (1).

La connaissance de la température ^{du Soleil} et surtout celle des variations de la quantité de chaleur émise par cet astre sont de la

plus ^haute importance; ^{c’est un} problème que l’action absorbante de l’atmosphère ^{terrestre rend difficile à résoudre et} qui occupe

depuis longtemps ^les astronomes et les physiciens.

L’historique complet de l’actinométrie fournirait matière à un

volume et rien que ^la liste des savants qui ^{se sont} illustrés dans cette science serait trop longue ; ^{aussi nous} contenterons-nous de citer seulement les principaux points ^{de cette histoire.}

Newton, ^{dont le} génie ^{a donné une si forte} impulsion ^{à la} science,

semble être le premier ^{que tenta} la recherche de la connaissance de la température de l’astre du jour. Il exposa ^un thermomètre au

soleil, puis ^{à l’ombre, et obtint une} première ^mesure de la radiation

calorifiqne ^solaire.

Lambert (1’i~6) ^{fit des} expériences analogues ^{à celles de} Newton, mais ce fut de Saussure, ^en 1774, qui construisit l’instrument qui

contenait les premiers principes ^de l’actinomètre.

Son appareil ^se composait d’une boîte en liège noircie à l’intérieur et fermée _par des verres du côté qu’on ^{tournait vers le Soleil;.un}

thermomètre mesurait la chaleur de cette enceinte.

Leslie, ^en ’18~. ~, essaya d’employer aux mesures actinométriques

son thermomètre différentiel composé d’une boule noircie et d’une

, boule incolor’e.

J. H erschel imagina d’étudier l’échauffement dans un temps ^donné d’un thermomètre placé ^{au soleil et} le refroidissement de ^ce même thermomètre placé ^{à l’ombre, avant et} après cette mesure, créant ainsi la méthode dynamique.

Pouillet (1837) ^{fut un de ceux} qui travaillèrent le plus ^cette ques- tion : il imagina ^deux pyrhéliomètres, ^l’un composé d’un thermo- mètre placé ^{dans une double enceinte noircie à} l’intérieur et percée

d’un trou pour le passage des rayons solaires, ^{l’autre formé d’une}

sorte de calorimètre en argent, plein d’eau, ^{et dont on mesurait}

l’échauffement.

(1) Communication faite à la Société française ^de Physique ; ^{séance du ier fé-}

Trier 1907.

Article published online by EDP Sciences and available at

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphystap:019070060038900

Enfin, Violle, Crova, Àngstrôm établirent les actinomètres qui ^sont

maintenant généralement employés.

En 1845, Henry (de Princeton) s’avisa d’étudier la radiation des divers points ^du disque ^{solaire, et notamment des} taches, ^en proje-

tant sur un écran percé ^d’un petit ^{trou une} image agrandie ^du Soleil, ^la portion du faisceau lumineux passant ^{à travers le trou étant}

reçue ^{sur une} pile thermo-électrique.

Secchi reprit plus ^{tard ces} recherches.

MTilson et Gray, ^en 1894, employèrent ^{le même} procédé, ^en

substituant à la pile thermo-électrique ^un radio-micromètre de Boys.

Ils recevaient, ^sur l’une des soudures du couple thermo-électrique

de cet instrument, le faisceau de rayons solaires envoyé par ^un miroir plan argenté ^{à la} surface, ^et ramenaient l’équipage ^{à la} position ^{zéro en} envoyant ^sur l’autre soudure le faisceau calorifique provenant d’une lame de platine chauffée par ^{un courant} électrique.

W.-E. Wilson reprit, ^en 1902, ^{la même} expérience, ^{en substi-}

tuant au platine ^un four formé par ^un tube de porcelaine ^{chauffé au}

gaz.

Wilson donne trois valeurs pour la température effective du Soleil : 5 573~ absolus pour celle d’un radiateur intégral qui, ^{substitué au} Soleil, produiraitle méme ^{effet, en} employant ^{les nombres de Rosetti}

pour corriger ^cette température ^de l’action absorbante de l’atmo-

sphère terrestre ;

6 20i 0 absolus pour ^un radiateur intégral remplaçant ^le noyau solaire et subissant une absorption ^{due à} l’atmosphère ^{de cet astre ;}

6 863° absolus _pour le même radiateur, ^{en admettant en} plus,

comme perte ^totale produite par la même atmosphère, le résultat donné par Wilson et Rambaut.

On voit donc combien il est nécessaire de nettement définir ce

qu’on entend par température ^{du Soleil, sous} peine de discuter sur

des nombres très divers, ^non comparables, puisqu’ils proviennent ^de

définitions différentes de cette température.

Avant de passer ^à l’exposé ^{de la méthode} actinométrique, ^{il est} peut-être ^{bon de} rappeler quelques principes ^de physique ^sur

rémission.

Les physiciens appellent corps ^{noir un} corps qui émet le maxi-

mum de radiations possible pour ^la température ^à laquelle ^{il est} porté ; ^{ce même} corps absorbe ^le maximum des radiations qu’il

reçoit.

391 Une enceinte fermée, ^un four par exemple, dont l’intérieur est

porté ^{à une certaine} température, ^{est un} corps noir théoriquement parfait, ^{et, si on} perce dans ^{cette enceinte un} petit ^{trou, les radia-}

tions émises par ^{ce trou} correspondront ^{à celles} qu’émet ^un corps noir parfait ^{à la} température ^de l’enceinte.

Si la température ^est élevée, ^ce corps noir ^{est en même} temps

un corps ^très lumineux ; ^c’est pourquoi ^{M. Ch.-Ed. Guillaume a} proposé ^de remplacer ^cette dénomination, qui prête ^à l’équivoque,

par celle plus logique de radiateur intégral.

Stefan ^a établi que l’énergie de la radiation émise par ^un pareil

radiateur est proportionnelle ^{à la} quatrième puissance ^{de la} tempe-

rature absolue (1). ^{Cette loi a été} vérifiée pour ^toutes les tempéra-

tures que ^{l’on a} pu atteindre.

Les mesures de la radiation solaire peuvent ^{être exécutées de} deux manières :

1° Par la méthode statique, qui consiste à mesurer la température

d’un corps noir exposé ^au faisceau solaire lorsque ^ce corps ^a atteint

l’équilibre thermique. ^{C’est ce qu’on peut} appeler ^{mesurer la} tempé-

rature du faisceau ;

2° Par la méthode dynamique, qu’on pourrait appeler ^{aussi calo-} rimétrique, qui, jusqu’à présent, ^{est celle} qui ^a donné les meilleurs résultats.

Dans cette méthode, ^{on mesure} l’échauffement d’un corps noir de

masse m dans ^un temps t, lorsque ^{cette masse est} échauffée par l’intermédiaire d’une surface s exposée ^au faisceau solaire.

L’échauffement produit par ^ce faisceau pendant ^{une minute sur une}

surface de 1 centimètre carré, ^{mesuré en} petites ^{calories, a été dé-}

nommé par les physiciens ^{constante solaire} (généralement désignée

par le symbole A), lorsque ^{cette mesure est} corrigée de l’action de

l’atmosphère ^terrestre.

Ce nom de cot2stante solaire est assez mal choisi, ^{car il est} presque certain que cette constante varie, ^{et c’est même l’étude de cette va-} riation probable qui ^{serait la} plus intéressante.

L’atmosphère ^{terrestre absorbe une} grande partie ^{de la chaleur}

émise par le Soleil, ^{et son} absorption ^est variable suivant son état

hygrométrique ; ^aussi est-il très difficile d’en corriger l’action, ^{et de}

nombreuses divergences ^{se sont} produites ^{dans les} corrections faites

(1) ^Cette température ^est égale ^{à la} température vulgaire augmentée ^{de ?’~3°.}

par les divers ^auteurs et, par conséquent, dans les divers nombres donnés comme valeur de la constante solaire.

~ . Hansky, ^en 1905, ^{dans une note sur les} observations actinomé-

triques faites par lui ^{au sommet} du mont Blanc, donne le tableau suivant des valeurs attribuées par divers ^{auteurs à} A :

Lui-même conclut de la discussion de ses résultats au nombre 3cal,29. ^{Il a} observé, ^{le 4} septembre 1900, directement, g,al,0-9 ^au

sommet du mont Blanc.

On voit donc la difficulté qu’il ^{y a de tenir} compte de l’effet de

l’atmosphère terrestre, ^{et la} nécessité d’exécuter les recherches

actinométriques ^aux grandes ^altitudes.

On a essayé ^de déduire de la constante solaire la température ^du Soleil, ^en cherchant, par l’application de la loi de Stefan, quelle

serait la température d’un radiateur intégral produisant ^{le même}

eùet sur la Terre.

Il est curieux de remarquer que, malgré ^les divergences ^des

nombres donnés pour A, les valeurs que l’on ^trouve pour ^{cette tem-}

pérature ^sont comprises ^entre deux limites ^assez rapprochées, 54000

et 6 200°.

J. Scheiner, ^{dans son} _ouvrage S1trahlung ^und I emperatur ^der

Sonne (~ ), donne le tableau suivant des nombres obtenus en appliquant

ce calcul aux résultats donnés _par divers auteurs :

En 1902, ^M. Féry, étudiant les pouvoirs ^{émissif’s de} divers corps,

imaginait un nouveau pyromètre qu’il appliquait peu après, ^indus- triellement, ^{à la mesure de la} température ^{des fours.}

Ce pyromètre ^{est basé sur le} principe ^{suivant :}

Si on concentre sur la soudure d’un couple thermo-électrique ayant ^{une très faible masse le faisceau} provenant d’un radiateur

intégral, ^à température constante, de manière que ^la soudure voie ce

corps toujours ^{sous le même} angle, la différence de potentiel ^aux

(1) Leipzig, ^1899.

393 bornes de la pile reste constante quelle que soit la distance du corps, ^tant que ^son image ^couvre la soudure.

Cette différence de potentiel, que l’on peut mesurer avec un gal-

vanomètre, ^{est liée à la} température du radiateur par la loi de Ste-

fan, ^cette température ^{étant la racine} quatrième ^{de cette différence}

de potentiel multipliée par ^un coefficient qui ^{est la constante de}

l’instrument et que l’on détermine par ^un étalonnage ^{fait en visant}

un radiateur intégral ^à température connue, par exemple ^{un four} électrique ^{dont on mesure la} température par ^{une autre} mé-

thode l’ ) .

Le premier appareil ^{de M.} Féry ^{était une lunette avec} objectif ^de fluorine, ^substance qui n’absorbe, ^{comme on le} sait, que ^les rayons de très grande longueur ^{d’onde. La} pile était formée _{par deux} fils

en croix (constantan ^et fer) ^{soudés en leur milieu et formant réti-} cule, ^{les deux autres} extrémités de chaque fil soudées à deux bagues

de cuivre séparées ^et isolées formant les deux pôles ^{de la} pile ; ^de petits ^écrans métalliques masquaient ^{les bras de la croix du} réticule,

ne laissant à découvert qu’une partie ^{centrale, sur} laquelle ^était

soudé un petit disque ^{destiné à} augmenter la sensibilité.

Un oculaire visait à la fois le réticule et l’image ^du corps chaud ^à observer, ^{et l’on} pouvait ^ainsi placer convenablement cette image.

M. Féry substitua ensuite un miroir concave argenté ^{ou doré à} l’objectif ^{de fluorine,} les miroirs argentés n’absorbant pas les rayons de grande longueur ^d’onde.

C’est alors qu’il pensa qu’on pouvait ^{utiliser un} pareil ^instrument

à la mesure de la température ^{du Soleil et} qu’il ^{me demanda d’être}

soa collaborateur pour ^cette recherche.

Nous modifiâmes le dispositif ^du pyromètre pour ^cette nouvelle destination de la manière suivante :

Un miroir de verre argenté, ayant ¹⁰³ millimètres de diamètre et 800 millim,,tres de distance focale, ^{fut monté sur un tube de cuivre}

dont l’autre extrémité pouvait ^{être fermée} par ^un bouchon composé

de deux cercles, ^l’un fixe, ^{l’autre tournant sur le} premier, ^{tous deux} percés d’ouvertures ^en forme de secteurs de l’angle ^{de 901. Ce bou-}

chon forme ainsi ^un diaphragme ^{en forme de} papillon ^avec lequel

on peut faire varier le faisceau _reçu par l’instrument ^{de zéro à la}

(1) ^Le point de fusion de certains métaux peu oxydables ^{a été déterminé avec}

une grande précision par divers savants et est généralement utilisé pour ^ces

mesures.

moitié de la surface du miroir, ^{et mesurer la} proportion ^{utilisée au}

moyen d’une division graduée ^{tracée sur l’un des cercles.}

Au foyer du miroir est placé ^un couple thermo-électrique ^iden- tique ^{à ceux} employés pour les télescopes pyrométriques industriels

Féry, c’est-à-dire composés de deux fils en croix, ^{l’un de} fer, ^l’autre

de constantan, ^{soudés à leur} point ^de croisement.

Derrière la pile ^{est un} prisme ^à réflexion totale renvoyant ^{le fais-}

ceau venant du miroir dans un oculaire muni d’une bonnette noire mobile.

On observe dans ce télescope ^{comme dans un} télescope ^de Newton, ^et l’on voit dans l’oculaire la pile ^formant réticule çt

’

l’image ^de l’objet céleste observé.

L’oculaire peut ^{être mis au} point ^{sur le} réticule, ^{et une coulisse}

mue par ^une crémaillère permet ^{d’amener ce} réticule dans le plan

focal du miroir.

Le courant produit ^{est mesuré} par lecture directe d’un galvano-

mètre à bobine mobile donnant les millivolts à un centième près.

Si l’on pointe ^ce télescope ^{sur le Soleil, on mesure donc la tem-} pérature ^{moyenne de la} partie ^de l’image ^{de cet astre} découpée par le petit disque qui ^recouvre la soudure chaude du couple ^thermo- électrique ; ^on peut ^{donc étudier avec cet} instrument la loi de varia- tion de la température ^effective (1) des diverses portions ^{de la sur-}

face solaire.

La Société du mont Blanc et M. Janssen ayant ^mis généreusement

à notre disposition leur observatoire et les ressources nécessaires pour faire ^cette expérience ^{au sommet du mont} Blanc, ^nous adop-

tâmes le programme suivant, ^{divisé en deux} parties :

1° Étude de la du centre de solaire

aux diverses heures de la Journée ^{et à des} altitudes diverses pour étudier faction at1nosphérique Les stations choisies furent : Meudon (altitude, ¹⁵⁰ mètres) ; ^Chamonix ~~1 ⁰⁰⁰ mètres); les Grands- Mulets (3 ~~0 mètres), ^et, enfin, l’observatoire Janssen du sommet du mont Blanc (4 ⁸¹⁰ mètres) ;

2° Étude de l’e&missioJù calorifique des divers points ^{de la} surface

solaire. Pour cette recherche, ^{la méthode} employée ^{a été} empruntée

à celle décrite en 1868 par M. Janssen, ^et qui ^{lui a} servi pour l’ob-

(1) Expression de M. Le Chatelier pour indiquer ^la température qu’aurait ^le

Soleil s’il se comportait ^{comme un radiateur} intégral.

,

395 servation des protubérances, ^{sous le nom} de méthode chro>io?>ié-

trique .

Elle consiste à laisser le télescope immobile, l’image ^se déplaçant

sur le réticule par l’action du ^mouvement diurne, ^{et à} noter, ^à des

temps marqués successifs, ^les déviations du galvanomètre.

Le résultat est traduit ensuite _par une courbe obtenue en prenant pour abscisses ^les positions ^du réticule sur le globe ^{solaire et} pour ordonnées les déviations du galvanomètre.

Après ^{une série} d’observations à Chamonix, je partis ^{le 20} juillet

pour 1 observatoire des Grands-Mulets, ^où il fut fait séjour jusqu’au

~3 juillet, jour ^{où nous montâmes au sommet, par le} passage dit ^du Corridor. Dans la dernière partie ^de l’ascension, ^{nous fûmes assail-}

lis _par un orage ^et arrivâmes à l’observatoire juste ^à point pour y recevoir deux coups de foudre qui, ^fort heureusement, ^{ne nous} _pro- duisirent que des effets d’électrisation plutôt désagréables.

Une série de mauvais temps ^s’étant produite, ^le pyrhéliomètre ^ne put être monté par les porteurs que ^{le 29} juillet, ^et les observations furent immédiatement commencées.

Les meilleures conditions atmosphériques ^furent réalisées le 2 août,.

Dès le matin, de nombreux cirrus couvraient le Soleil ; mais, ^vers sept heures, ^{le ciel} commença à s’éclaircir et resta d’une pureté ^re- marquable jusqu’à ^{la nuit.}

L’hygromètre enregistreur, qui indiquait ^{le matin une} grande ^sé- cheresse, remonta jusqu’à ^deux heures, puis subit de faibles varia- tions jusqu’à ^six heures, ^{où il commença à baisser.}

La courbe journalière ^{obtenue ce} jour-là, ^{en mesurant d’heure}

en heure la radiation du centre solaire, ^{est très} régulière ^{et extrê-}

mement intéressante 2).

Le 4 août 1906, après treize jours ^de séjour ^à l’observatoire

Janssen, ^nous quittions ^{le sommet du mont} Blanc pour redescendre à Chamonix.

Les 21 et 26 septembre, ^{une série de mesures fut faite à} Meudon;

puis l’instrument fut transporté ^au laboratoire de l’École de Phy- sique ^{et Chimie, où} M. Féry ^en pratiqua l’étalonnage.

’

Cet étalonnage ^{fut fait en} pointant ^le télescope ^avec pleine ^ouver-

ture du miroir sur un four électrique ^à résistance de platine porté

à 16 3° absolus.

La constante de l’instrument, ^toutes corrections faites, fut trouvée

être de 705, c’est-à-dire que la température ^{T d’un radiateur inté-} gral produisant la déviation ~, exprimée ^en microvolts, pour la

pleine ^{ouverture du} diaphragme (1), ^sera, d’après ^{la loi de Stefan,}

En visant le cratère d’un arc électrique ^{dont la} température ^{a été}

admise ^de 3 773°, ^{la même constante a} été trouvée égale ^{à a 1~.}

Pour les observations solaires, ^le diaphragme limitant le faisceau reçu par le miroir était disposé pour que la déviation du galvano-

mètre soit de 1 millivolt environ, lorsqu’on pointait ^{sur le centre du}

Soleil. Dans ces conditions, la soudure du couple thermo-électriqne

ne dépassait pas de plus ^{de 25" la} température ambiante, ^{et les}

déviations du galvanomètre ^étaient rigoureusement proportionnelles

à la surface du diaphragme, ^{comme l’avaient montré des} expériences préalables.

FIG. ’~ .

Courbe représentative de l’action atmosphérique ^terrestre.

Les observations ont montré que la station des Grands-Mulets semble peu favorable ^aux recherches de ce genre, malgré ^{son alti-}

tude. Comme elle est située sur les flancs du mont Blanc, ^{les remous}

de l’atmosphère ^{y sont} particulièrement gênants, ^et les résultats qui

y ^ont été obtenus montrent une action très irrégulière ^de l’absorption

de cette atmosphère.

(1) ^Une déviation de 1 millivolt représente ^un déplacement de 6 centimètre

sur le cadran du galvanomètre.

397 La moyenne des valeurs trouvées pour le ^centre du Soleil, ^vers midi, ^{aux diverses} stations, ^{a été} (fig. 1) :

Les mesures obtenues au sommet du mont Blanc, ^{le 2} août, ^ont

été les suivantes (fig. 2) :

~

F’IG. 2.

Sommet du mont Blanc, ^courbe journalière ^{du 2 août 1906} (mesures prises ^{au centre de} l’image ^du Soleil).

Ces mesures peuvent ^{servir à une} estimation de l’effet atmosphé- rique. ^En effet, ^{si on} appelle 1, l’intensité de la radiation en dehors de l’atmosphère, ^et 1 l’intensité après passage ^dans cette atmo-

sphère, la relation entre 1 et 1, ^{est 1}

loe-gx, ^{où x est} l’épaisseur ^du

milieu traversé, ^{et K une constante.}

Si nous considérons la radiation zénithale et des radiations

obliques faisant successivement des angles ^« et p ^{avec cette} radiation,

on aura pour les épaisseurs x, ^et x~ traversées les valeurs :

si l’on fait abstraction de la courbure de la Terre.

On aura donc les relations :

En combinant deux à deux ces équations, ^on peut éliminer K,x et calculer I..

Le tableau suivant ^a été obtenu avec les ^mesures du 2 août

tx

^distance zénithale) :

En combinant dans ce tableau (1 ) ^et (2), ^{on trouve} pour Ii) : 4149;

(l)et(3), 4162; (1) ^et (4), 4163; (3), ~ ~17~; (~) ^et (.~), l.~ 168; et, enfin, (3) ^et (~), ~ ~66.

On voit qu’en négligeant 4i49, provenant ^{de deux mesures} trop

voisines du zénith, ^{où une} dépression visible dans la courbe (fig. 2), auprès ^{de midi, en} fausse les résultats, la moyenne des ^autres nombres conduit à 10

4166 microvolts à moins de 10 microvolts près pour l’intensité qu’aurait ^{eue ce} jour-là ^le rayonnement ^{solaire en dehors} de notre at mosphère.

En prenantlfpour ^constante instrumentale la valeur 705, ^trouvée

par étalonnage ^{sur le four} électrique, ^la température effective de la

partie centrale du disque ^solaire, c’est-à-dire celle qu’aurait ^{un ra-}

diateur intégral produisant ^{les mêmes effets,} serait de :

ou environ 3~400° vulgaires.

Les plus fortes déviations galvanométriques observées directement

au sommet ont été de 3 800 microvolts, ^{le ~9} juillet, ^à 13~48, ^{et de}

3 800 également, ^{le 2} août, ^{à 14h 10.}

En essayant ^{les mêmes calculs sur} les résultats trouvés à Chamo-

nix le 13 août, journée ^{où le} ciel fut d’une remarquable pureté, ^on

399 constate que 1, ainsi calculé croit rapidement ^{au fur et à mesure}

que ^croît la distance zénithale employée ; l’atmosphère ^{se modifie}

donc aux altitudes moyennes trop vite pour permettre l’application

de la loi de Bouguer, ^ce qu’ont déjà ^{constaté tous les} physiciens qui

se sont occupés d’actinométrie. Cette variation est due surtout aux

changements qui ^se produisent ^{dans l’état} hygrométrique des diverses couches d’air.

Des observations faites à plus haute altitude que le ^mont Blanc,.

en ballon par exemple, pourraient donner des indications utiles

sur la valeur relative des résultats qu’on peut ^{obtenir à l’observa-}

toire Janssen.

Nous avons dit qu’on pouvait étudier l’émission des divers points

d’un diamètre solaire en laissant le télescope ^{immobile et en notant}

à des temps successifs les déviations du galvanomètre, ^{et que des.}

mesures de ce genre avaient ^été faites aux diverses stations citées.

La masse de la soudure du couple n’étant que de ¹ milligramrne- environ, l’indication est instantanée, ^{et le} galvanomètre indique

fidèlement les variations d’intensité du flux de chaleur qui pénètre

dans le télescope.

Cependant ^il y ^a lieu de tenir compte ^{de ce fait} que le petit disque qui ^{recouvre la soudure cesse d’être couvert} entièrement par l’image

du Soleil 13 secondes avant la fin du passage ^{et ne cesse} de recevoir l’action que le ^même temps après ; ^{il en est de même} au commence-

ment du passage.

Il s’ensuit que la courbe doit ^être corrigée de l’action de ce

disque.

Nous nous proposons, dans de prochaines recherches, ^{de réduire}

les dimensions de la soudure et de faire des mesures relatives sur

l’action des divers points ^{de la surface solaire,} l’étalonnage ^{du téles-}

cope n’ayant plus ^{dans ce cas la même} importance.

Si, prenant ^{les mesures obtenues aux} diverses stations _par ce pro-

cédé, ^on multiplie ^les déviations trouvées par ^un coefficient tel qu’on

ait le même nombre pour ^la déviation centrale, par exemple

f 000 microvolts, ^et qu’on construise les courbes à la même échelle,

on constate que ^{toutes ces courbes sont} superposables, ^ce qui ^dé-

montre que l’absorption atmosphérique ^{terrestre est} proportionnelle

à l’intensité de la radiation.

Dans les limites où la soudure est toujours couverte, ^{la courbe}

obtenue (fig. 3) ^{est même} superposable ^{à celle} construite ^avec les nombres donnés _par W.-E. Wilson en 1894 4), ^ce qui ^semble

FIG. 3

Courbe représentative ^{de l’action} calorifique ^{des divers} points ^d’un diamètre du disque ^solaire (Féry ^et Millochau, 1906). (A,B, A’,B’, tangentes ^au disque ^recou-

vrant la soudure lorsque le centre de ce disque ^{est sur} l’image ^{du bord du} Soleil.)

FIG. £.

*

Courbe représentative ^de l’activité solaire aux divers points ^du disque (W.-E. Wilson, 1894).

’

montrer que les effets absorbants des pièces optiques ^{de son} appa-

reil, très différent du nôtre, ^ne changent pas la valeur relative des

mesures.

401 On pourrait ^{aussi en} conclure que l’émission solaire avait lieu dans les mêmes conditions en 1894 et en 190fi.

Si l’on émet l’hypothèse, qui ^{semble très} vraisemblable dans

l’état actuel de nos connaissances sur le Soleil, que cet astre est

composé d’un noyau central cllaud ^se comportant ^{comme un radia-}

teur intégral, ^{et que ce noyau} est recouvert d’une atmosphère ^absor- bante, ^on peut déduire des nombres trouvés pour l’émission de divers points de la surface du Soleil une valeur approchée de l’action de l’atmosphère ^{solaire et,} par suite, ^{de la} température ^du noyau central lui-même.

En effet, ^{il suffira} d’appliquer ^la loi que nous avons déjà ^utilisée

pour éliminer ^{l’action de} l’atmosphère ^terrestre.

Sur la courbe générale (fig. 3) que nous avons obtenue ^{en rame-} nant toutes nos courbes à la même échelle (1 000 microvolts pour le centre du Soleil), ^nous relevons les valeurs suivantes :

En combinant deux à deux ces mesures, ^nous trouvons pour 10 :

13J3, ^{1372 et} 1358, ^{dont la} moyenne est 1 3î£.

Il faut donc augmenter ^{de 37} 0/0 la déviation centrale pour avoir celle que donnerait le noyau solaire. Si ^nous admettons 4166 mètres pour ^cette déviation en dehors de l’atmosphère, nous aurons :

ce qui conduit pour ^la température ^effective intérieure du Soleil à 6 1 32° absolus.

Remarquons que ^la forme des courbes est indépendante ^{de l’ab-} sorption ^de l’atmosphère terrestre et que la valeur ³⁷ 0/0 représente

l’action de l’atmosphère ^{solaire et} peut ^{être calculée à l’aide de}

mesures faites à une altitude quelconque. L’emploi ^du télescope pyrhéliométrique, ^si simple, donne donc les moyens d’étudier les variations possibles ^de l’effet de l’atmosphère solaire, quelle que ^soit l’altitude où se trouve l’observateur.

S’il est exact, ^{comme on} peut ^le supposer, que le noyau central

du Soleil, ^masse considérable de matière, ^{ne subit} qu’un refroidisse-

ment lent qui ^ne pourrait être constaté qu’après ^une longue ^{suite de}

siècles, ^et conserve une température sensiblement constante, ^{la con-}

naissance de la variation des effets de l’atmosphère solaire fera con-

naître la variation même de la radiation solaire (’ ) .

On peut d’ailleurs, ^{comme nous l’avons} déjà dit, ^tenter d’acquérir,

par ^une série d’observations aux hautes altitudes, ^une connaissance

plus ^exacte de l’action atmosphérique terrestre et chercher, _par

des mesures directes, ^{à vérifier ou à combattre cette dernière} hypo-

thèse.

SUR LA NATURE DE LA PRESSION OSMOTIQUE [Travail de l’Institut de Physique ^{de Pise} (Direct. ^A. Battelli)];

Par H. BATTELLI et A. STEFANINI.

i. On admet généralement que la pression osmotique ^{est due aux}

chocs des molécules du corps dissous ^contre la membrane semi-

perméable qui sépare ^la solution du dissolvant _pur. L’hypothèse ^de

van’t Hoff, d’après laquelle les substances dissoutes se trouvent dans la solution dans un état ’analogue ^à l’état gazeux, ^et l’hypothèse

d’Arrhenius sur la dissociation électrolytique, ^{ont abouti à la théorie}

la plus originale des solutions. Cette théorie ^a donné lieu à ^d’im- portantes recherches et a trouvé des applications ^{très étendues.}

La théorie van’t Hoff-Arrhenius a été confirmée _par des expé-

riences variées ; ^néanmoins plusieurs ^{auteurs l’ont} repoussée. ^Nous

avons déjà ^eu l’occasion d’exposer longuement (-) ^les principales

preuves que l’on peut alléguer ^{en faveur de cette théorie et les diffé-}

rentes objections qu’elle peut ^soulever.

Récemment Traube attaqua l’explication que van’t Hoff ^avait donnée de la pression osmotique. ^{F:n se basant sur de nombreuses} expériences, Traube conclut que plus la vitesse osmotiques ^subs-

tance soluble dans l’eau est élevée, plus ^cette substance abaisse la constante capillaire de l’eau. Au contraire, ^les substances qui ^ne peuvent pas ^traverser les membranes les substances lJour (1) ’Vilson et Rambaut ont déjà émis cette même hypothèse ^{en 1892 et} proposé le même genre de recherches ; ^ils n’ont pas encore, ^{à ma} connaissance, publié ^de

résultats à ce sujet.

(2) A. BATTELLI et A. STEFAIVINI, ^la della dissociazione eletl1’olitica. Lucca-

Baroni, ^1899.