RE = UC OU NRA

(4) Voir plus loin p. 441.

(2) Terrestrial Magnetisin, t. XXI, 1916, p. 156.

(3) Voir par exemple, en dehors des traités plus complets cités ailleurs : EUGÈNE BLocn, Théorie cinétique des Gaz, Paris, Armand Colin,

PL

h étant une grandeur proportionnelle au poids moléculaire et variant en raison inverse de la température absolue.

Les vitesses moyennes ‘des molécules gazeuses sont, à 0° C., de l’ordre de 500 m./sec. pour l'air, de 1.300 m./sec. pour l’Hélium et de 1.800 m./sec. pour l'Hydrogène : elles sont inversement proportionnelles à la racine carrée de la densité du gaz.

D'autre part, à chaque corps céleste de masse M et de

rayon R correspond une « vitesse critique » U — see;

telle qu’un projectile lancé verticalement avec cette vitesse s'éloignerait indéfiniment dans l’espace sans retomber jamais. Pour le Soleil la vitesse critique est 618 km./sec.; pour Jupiter 60 km./sec.; pour la Terre 11 km./sec. et pour la Lune 2,4 km./sec. :

Dans une atmosphère planétaire gazeuse, il y a par suite toujours des molécules, en proportion calculable (et d'autant plus élevée que la vitesse moyenne cinétique du gaz envisagé est plus grande), qui s’échappent sans cesse dans l’espace cosmique. Les atmosphères des planètes doivent donc se raréfier avec Le temps, comme Johnstone Stoney (1) l'a montré le premier, et cela d’autant plus vite qu'il s'agit de gaz moins denses ou d’astres plus petits. C'est ainsi que l’on comprend que le Soleil puisse posséder une énorme atmosphère de gaz à faible poids atomique, que Jupiter en ait encore une très épaisse et que celle de la Terre soit par comparaison presque insignifiante, tandis que la Lune n’a plus d’atmosphère du tout.

On s’explique encore de cette façon que l'atmosphère terrestre soit surtout composée de gaz relativement lourds tels que l’Oxygène et l'Azote, alors que les gaz légers, l'Hydrogène et l'Hélium, s'en sont depuis longtemps évadés et n’y subsistent plus, croit-on, qu'aux très hautes altitudes.

Le processus de l’évaporation moléculaire n’est cependant pas, dans la réalité, aussi rapide qu'on pourrait le croire à

(1) Astrophysical Journal, t. VII, 1898, p. 44. — Les premiers travaux de J. Sloney sur ce sujet remontent à 1867.

première vue. Une fois sorties de la sphère d'attraction terrestre, les molécules gazeuses décrivent en général autour du Soleil des orbites elliptiques — sauf si leur vitesse dépasse 42 km./sec., auquel cas elles s'échappent du Système Solaire. Ces orbites elliptiques coupent celle de la Terre au point précis où chaque molécule s’en est séparée, de sorte que la planète regagne une partie tout au moins des molécules qui l'ont abandonnée (1). Il n'en est pas moins vrai que les petits astres perdent peu à peu, par ce mécanisme, leurs atmosphères au profit des gros (2) : aussi la théorie de Johnstone Stoney, controversée autrefois, est-elle universellement admise aujourd'hui.

A. EFFETS DE L'ATMOSPHÈRE SUR LES CLIMATS. — Nous ne: nous occuperons pas ici de l'influence qu’exerce l’atmosphère terrestre sur les observations astronomiques. Mais sa présence affecte surtout, dans une large mesure, les conditions climatériques qui, sans elle, seraient très différentes et probablement — même en laissant de côté tout ce qui touche à la respiration — fort mal appropriées à la vie.

L'’atmosphère répartit tout d'abord J’eau à la surface de la Terre en la transportant des régions humides aux régions sèches, grâce aux phénomènes d’évaporation et de précipitation (nuages, pluies, neiges, etc.). Elle contribue de plus, par les vents, à égaliser les températures. Son action régulatrice ne se fait pas. seulement sentir d’un lieu à un autre, mais aussi, en chaque lieu, du jour à la nuit.

Le plus remarquable de ces effets est celui qui fait souvent comparer notre atmosphère aux vitres d’une serre. Elle laisse passer sans trop les absorber (3) les radiations visibles où se concentre la majeure partie de l'énergie

(1) F. R. Mouzrow, Zatroduction to Astronomy, New-York, Macmillan, CM OT AD 0

(2) Ceci vient souligner l'invraisemblance d'une idée longtemps mise en avant pour interpréter divers phénomènes astronomiques, notamment la Couronne solaire. On imaginait de petites particules solides entourées chacune d’une minuscule atmosphère gazeuse. Aucune atmosphère ne saurait subsister autour d’un corps de faible dimension.

(3) Elle en absorbe de 30 à 40 0/0.

La

solaire (aux énvirons de À 0,470 x); elle absorbe par contre presque entièrement, dans la proportion de 90 0/0 (1), les rayons infra-rouges (de longueurs d'onde voisines de 10 ) que, vu sa basse température moyenne, la Terre rayonne le plus abondamment vers l'espace. Un obstacle est ainsi apporté au refroidissement nocturne par la couche d'air protectrice qui entoure la Terre et en même temps celle-ci restitue la nuit au sol la chaleur qu'elle a emmagasinée pendant le jour.

Il y a donc, à la fois, uniformisation dans l’espace, égalisation dans Le temps, et relèvement général de la température moyenne du globe.

9. TEMPÉRATURE MOYENNE DE LA TERRE. — La température moyenne varie considérablement suivant les régions et suivant les saisons. Dans telle station de Sibérie, Verkhoïansk (le « pôle du froid »), la moyenne mensuelle passe de — 51°C. en janvier à — 1595 C. en juillet, soit une oscillation de 66°; à Jaluit aux Iles Marshall (Océanie) par contre, elle est toujours d'environ + 27° C. et ne varie que de 0°,3 en tout au cours de l’année. Mais on peut, par des statistiques détaillées, évaluer pour l’ensemble du globe la moyenne générale annuelle : celle-ci est d'environ 14°,2, soit 287°,3 absolus (2).

Ce chiffre représente la température vraie de la surface terrestre, mais non pas la température effective (au sens de la loi de Stefan) avec laquelle on l'assimile cependant d’ordinaire. Le seul fait que l'air absorbe les 9/10 de la chaleur émise par le sol montre bien que, pour un observateur extraterrestre, la couche rayonnante efficace se trouverait au-dessus du sol, là où l’absorption (par la vapeur d’eau, l'ozone ou l’acide carbonique) est la plus prononcée, c’est-àdire à quelques kilomètres de hauteur. Ainsi done presque tout le rayonnement que la Terre émet dans l’espace — celui que pourraient mesurer par exemple les Martiens — provient de l'atmosphère et des nuages. C'est là évidemment un

(1) C. G. ABsor, The Sun, Londres et New-York, D. Appleton, 1942, p. 308.

(2) Même ouvrage, p. 310.

point d’un intérêt capital en ce qui concerne nos évaluations des températures des autres planètes. — Sans insister davantage, disons seulement que, tout bien pesé, M. Abbot évalue la température effective de la Terre à 260° absolus (— 13° C), à quelques degrés près (1).

La température réelle de la Terre est déterminée par la chaleur que nous envoie le Soleil. Mais celle-ci ne nous parvient pas en totalité. Une fraction de 35 0/0 est réfléchie dans toutes les directions vers l’extérieur par la planète ou par son atmo-

sphère : ce chiffre correspond à ce qu'on pourrait appeler

l’albedo (2) de la Terre. Les 65 0/0 restants arrivent au sol ou sont absorbés par l'atmosphère.

On se demande parfois quelle influence un accroissement ou, une diminution du rayonnement solaire aurait sur les températures terrestres. La température effective T! de la Terre est liée à celle T du Soleil par la loi de Stefan, en supposant l'équilibre thermique réalisé : l’équation à satisfaire {3) est de la forme : KT“ — T‘, K étant un coefficient géométrique dont la valeur importe peu ici, mais qui est

constant. On déduit de là : == Le rapport des tempé-

ratures effectives Fe étant à peu près 23, une variation de température de 23° sur le Soleil en entraîne une de 1° sur la Terre. Comme pour changer le régime climatérique d’un pays il faut de 7 à 8°, on voit l’ordre des variations (160- 180) que devrait éprouver le Soleil en pareil cas ; la constante solaire (proportionnelle à T*) devrait varier de 11 0/0 (4). — Mais il y a d’autres facteurs plus importants.