XL - CONCLUSIONS

Il résulte avec évidence de toutes ces recherches que l'intensité calorifique de la radiation aux limites de l'atmosphère ne saurait être déterminée avec certitude à l'aide des observations qui ont été faites jusqu'à ce jour, car le résultat dépend essentiellement de la manière dont ces observations sont soumises au calcul. La formule de Bouguer, appliquée aux observations de Pouillet, ou à celles de Quetelet, ou encore à celles de M. Crova, donne toujours, à peu près, A= 1,75, tandis que la formule qui contient les deux constantes A et Aq donne pour la somme A -f- Ao des nombres qui le plus souvent sont supérieurs à 2,0. D'un autre côté, M. VioUe a trouvé A = 2,54 ^^ introduisant dans la formule de Bouguer la tension de la vapeur d'eau, et Forbes a trouvé A -f- Ao = 2,8.

Si nous adoptons le nombre de 2^^,54 par minute et par centimètre carré, on trouve la somme de chaleur que la Terre reçoit du Soleil pendant une année en multipliant 2,54 par le nombre de minutes contenues dans une année et par la section du faisceau cylindrique qui enveloppe la Terre, c'est-à-dire par l'aire d'un grand cercle, qui est égale au quart de la surface du globe; cette surface étant de 5 09 millions de kilomètres carrés, le produit cherché est égal à

2,54 X 525 960 X jSoqX 10^* = 17 X io*^caîor.

— JOl -

Cette chaleur suffirait à faire fondre une couche de glace de 4^™ d'épaisseur fenveloppant toute la Terre.

Le coefficient de transparence moyen, c'est-àdire la fraction de l'intensité primitive que l'atmosphère transmet, dans la direction verticale, jusqu'au niveau de la mer, varie entre o,5 et 0,8, suivant la méthode d'observation, et suivant la manière dont on fait le calcul. Si l'on tient compte de la lumière diffuse, cette fraction peut s'élever à 0,95.

Ces résultats reposent sur l'observation des effets calorifiques de la radiation solaire. J'ai rapporté tout ce qui concerne les effets chimiques de la lumière dans l'étude sur les Radiations chimiques du Soleil^ on y verra que le coefficient de transparence est plus faible pour les rayons appartenant à la région violette du spectre et pour les rayons chimiques obscurs, comme il est très-faible aussi pour la chaleur obscure.

Pour la lumière proprement dite, Bouguer avait trouvé y:? = 0,81 23 par des expériences photométriques directes. Ainsi, le 23 novembre 17 20, il avait comparé l'éclat de la Lune à celui d'une source terrestre en exposant à leurs rayons les deux moitiés d'un écran translucide, et en cherchant la distance où il fallait placer la source terrestre pour avoir des deux côtés le même degré d'illumination. La Lune étant élevée de 6&^ 1 1', son éclat égalait celui de quatre bougies de cire, placées à une dis-

lance de 4*^' de l'écran; lorsqu'elle n'était plus qu'à 19** 16' de l'horkon, elle égalait encore quatre bougies, éloignées de So^*. Les intensités étant en raison inverse du carré des distances, il s'ensuit que l'éclat de la Lune avait diminué dans le rapport de 25oo à 1681, et, en appliquant à ces données la formule de Bouguer, on trouve p = 0,81 5. En moyenne, Bouguer trouve p = 0,81 28.

A Montsouris, M. Trépied a fait quelques expériences sur la transparence optique de l'atmosphère à l'aide du photomètre d'Arago, instrument fondé sur les propriétés de la lumière polarisée, qui permet de comparer l'éclat d'une étoile à l'éclairement des parties voisines du ciel. Eji choisissant quelques nuits pendant lesquelles le ciel était resté assez longtemps d'une pureté uniforme, M. Trépied a trouvé, par la comparaison des intensités photométriques d'une même étoile observée à des hauteurs différentes, les valeurs suivantes du coefficient de transparence :

16 de'c. 1875 /? = o,88 iSjanv. 1876 p=zo,']3

On emploie aussi, à l'Observatoire de Montsouris, l'actinomètre à pile thermo- électrique, ainsi que le cyanomètre polarisant d'Arago, qui permet de mesurer le degré de pureté de l'atmosphère par l'intensité de la couleur bleue du ciel;

mais les résultats de ces recherches n'ont pas encore été publiés.

Comme ce sont les rayons visibles du spectre qui déterminent la nutrition aérienne des plantes, Tobservation photométrique de Téclat variable du Soleil aurait une grande importance au point de vue de la climatologie.

L'unité de mesure serait fournie, dans ce cas, par une lumière d'intensité optique constante, à laquelle on comparerait la source variable. On obtient une lumière constante par la flamme d'un gaz de composition invariable qui s'écoule d'une ouverture de grandeur fixe sous une pression toujours la même. C'est ce moyen qui a été employé par M. Zœllner pour évaluer en mesure absolue l'éclat des étoiles (*). On pourrait de la même manière déterminer l'éclat du Soleil et en conclure l'énergie changeante de son action sur les plantes.

J'ai rapporté ailleurs [Radiations chimiques, p. 39-42) les expériences par lesquelles MM. Bunsen et Roscoe ont tenté d'apprécier les variations de rintensité optique de la lumière difluse du ciel.

Malheureusement ce genre de recherches est encore fort délaissé. On peut mentionner, comme se rapportant au même sujet, les expériences que H.-B. de Saussure a faites (1789) au moyen de son diaphanomètre. Ce sont deux disques

(*) Grundzûge einer aîlgemeinen Photometrie des Himmels, von D' Zollner. Berlin, 1861, in-.^".

noirs de diamètres très -différents (2^** et a^'), collés au centre de disques blancs beaucoup plus larges. On mesure les distances où les deux taches noires, dont les diamètres sont dans le rapport de 1:12, cessent d'être distinguées à Fœil nu. Sans l'atmosphère, ces distances seraient également dans le rapport de 1 1 1 2 (c'est du moins ce que l'on suppose) ; mais en réalité la distance où disparaît la plus grande des deux taches est diminuée par l'affaiblissement que subit la lumière dans la couche d'air interposée. Dans une expérience, les deux distances furent, par exemple, de 3 14 et de 3588?', c'est-à-dire comme 1 : 1 1,427.

Si nous désignons par p le coefficient de transparence rapporté au kilomètre comme nnité de chemin, un trajet de 3274^' (1060™) devait affaiblir la lumière dans le rapport de i : p'"^, et cet affaiblissement était compensé par un rapprochement qui augmentait la lumière, non pas dans le rapport de 11,427:12, comme le veut Kaemtz, mais dans le rapport de (i 1,427)*: 12', qui est celui des surfaces apparentes, comme l'admet Aug. Beer(*). On tire de là p = 0,912. En discutant de la même manière les expériences que H. Schlagintweit a faites, avec cet appareil, dans les Alpes tyroliennes à des altitudes de 750 et de 3900"", on trouve, pour ces deux niveaux, p = 0,730 et p = 0,9954*

(*) Grundriss des photometr. Calculs, i854.

Mais, comme l'a fait remarquer M. Wild, on néglige ici la dilatation de la pupille s'accommodant à la vision des objets éloignés. M. Wild a constaté, par une expérience directe, que, pour des dislances de 200 et aooo^*, le diamètre de la pupille était respectivement de 2™°^, 4 et de 3'"'", et il admet que cette dilatation augmente la lumière reçue par Toeil dans le rapport de ('24)*» (3o)*. Il trouve ainsi, pour Taltitude de ySo"*, p = 0,367 au lieu de 0,730. On voit qu'en tous cas la méthode de Saussure ne saurait conduire à des résultats dignes de confiance.

Plus récemment M. A. de la Rive a cherché la solution du problème dans une autre voie; il a comparé, par des procédés photomélriques, l'éclat apparent de deux surfaces inégalement éloignées. M. Wild a fait, de son côté, des expériences de ce genre à Berne, de 1866 à 1868. Deux cadres, de o™,6 et de i™, 2 de côté, étaient recouverts de papier blanc et placés, l'un à 6™ de distance, l'autre d'abord à 6"^, puis à 21"", à 36"^, et ainsi de suite ; en comparant l'éclat intrinsèque des deux surfaces, au moyen d'un photomètre polarisant, on a trouvé p =0^010, En répétant l'expérience avec des verres rouges et bleus, M. Wild a constaté que les rayons bleus étaient beaucoup plus affaiblis que les rouges.

M. Wild a encore comparé l'éclat des deux moitiés d'un disque de papier transparent, éclairé par la lumière diffuse du jour, en les regardant à tra-

vers deux tubes fermés par des glaces, et contenant, Tun de Tair à la pression ordinaire d'environ 720"^™, l'autre de Tair raréfié. Plusieurs comparaisons de ce genre ont donné pour le coefficient de transparence p^ rapporté au mètre et à la pression de 720™"™, des valeurs comprises entre 0,987 et 0,997, selon la pureté de Fair employé ; rapportées au kilomètre, ces valeurs de p varient entre 0,000 et o,o56. En traversant i™ d'air ordinaire, la lumière éprouve donc une absorption de 0,3 à 1,3 pour 100, et un trajet de i*""^ dans les couches voisines du sol l'éteint presque complètement. Cette énorme absorption est due vrincipalement aux poussières que l'air tient en suspension ; c'est ce qui explique pourquoi l'air devient moins translucide dès qu'il est agité. Enfin de l'air sec et très-pur absorbe moins de lumière que de l'air saturé de vapeur ; d'où il suit que la transparence exceptionnelle de l'atmosphère après une forte pluie est due tout simplement à la suppression des poussières et non à une influence spéciale de l'humidité. Le rôle des poussières est encore plus nettement accusé dans les expériences que M. Wild a faites sur la transparence de Teau. Les moyens par lesquels on pourrait étudier la transparence de l'atmosphère et l'intensité optique des rayons solaires sont très- variés ; espérons que ces études finiront par être comprises dans le programme des observatoires météorologiques.