CHAPITRE XIII

PHÉNOMÈNES ASTRONOMIQUES

132. Loi de Lambert- — Nous voilà arrivés à la météorologie, qui n'est pas, à proprement parler, une science spéciale, mais seulement l'application à la physique du globe des lois que nous venons de passer en revue. Elle embrasse l'élude des phénomènes physiques qui se produisent sur notre planète, de leurs relations mutuelles, de leurs répercussions les uns sur les autres, de l'influence qu'exercent sur eux les alternatives des saisons, la distribution des terres et des mers, la disposition des continents, le relief du sol, la nature des cultures, etc.

Tous ces phénomènes sont sous la dépendance de l'action solaire, qui en est le rouage moteur, et dont Tétude doit précéder la leur. La quantité de chaleur versée par le soleil sur l'unité de surface du sol en un point quelconque de la terre, dépend d'abord de deux éléments dont l'action est évidente, la durée de l'insolation et son intensité, puis d'un troisième élément que nous devons envisager de plus près, r/wc/mai^ow de la surface sur les rayons solaires.

Soit S (fig. 88), une surface recevant sous l'angle a un faisceau cylindrique de rayons solaires dont la section droite est s. Soit i l'intensité ^^^' ^*

dans ce faisceau, que nous supposerons constante en ses

i9i METÉOKOLOGIE.

divers points et mesurée par les méthodes connues. Soit de même I l'intensité cherchée sur l'unité de surface de S. Comme toute la chaleur qui tombe sur S est celle qu'arrêterait s s'il était interposé comme écran, on a

IS = is

d'où

Or, on a :

- = sm a

d'où

J = 1 sin a

C'est là la loi de Lambert, qu'on peut énoncer de la façon suivante : Yintmsité calorifique ou lumineuse reçue par une surfa^ce donnée varie proporlionnellefnent au sinus de Vinclinaison des rayons solaires sur la surface. Elle est maximum quand a = 90**, c'est-à-dire quand l'incidence est normale ; elle est nulle quand a = 0, c'est-à-dire quand l'incidence est rasante.

133. Le soleil n'échauffe et n'éclaire pas toujours sous le même angle le même point du sol. Cela tient à des raisons astronomiques, dont l'inHuence sur la distribution de la chaleur à la surface du globe est trop grande pour que nous les passions sous silence ; ce sont elles qui forment les grandes masses et le fond du tableau. Pour les bien comprendre, il faut nous rappeler quelques faits et quelques définitions.

C'est un fait que la terre se meut en décrivant, en 365 jours un quart environ, une orbite elliptique située dans un plan appelé l'écliptique, et dont le soleil occupe un des foyers. En même temps, elle tourne sur elle-même, en 24 heures, autour d'un axe incliné de 66%5 sur le plan de l'écliptique, et qui conserve une direction fixe dans l'espace» c'est-à-dire reste toujours parallèle à lui-même dans le mouvement annuel de rotation autour du soleil.

PHÉNOMÈNES ASTRONOMIQUES

Les points P et P' (fig. 89), où cet axe rencontre la terre, s'appellent pôles nord et sud. Le plan EE' perpendiculaire à Taxe et passant par le centre delà terre coupe celle-ci suivant un grand cercle qui est Véquateur. En partageant cet équateur en 360 parties égales qui sont les degrés^ et en faisant passer un plan par l'axe et chacun de ces points de division, on partage la surface terrestre en 360 fu-

Fig. 89.

seaux, dont la largeur, nulle au pôle où ils se coupent tous, est maximum à l'équateur et égale à i^ de longitude. Les demi-circonférences qui séparent ces fuseaux sont les méridiens, que l'équateur partage en deux parties égales. Si on divise chacune de ces moitiés, en partant de l'équateur, en 90 degrés, et que par chacun des points de division on mène un plao perpendiculaire à l'axe, c'est-à-dire parallèle à l'équateur, on obtiendra des cercles de latitude. Les latitudes se comptent à partir de l'équateur. Elles sont dites nord pour l'hémisphère nord, et sud pour l'autre.

Parmi ces cercles parallèles à l'équateur, il y en a quatre qui méritent une mention spéciale. Ce sont d'abord les tropiques, menés à la latitude, N. et S., de 23^, S^ et passant par conséquent par les points t\ t\ d'intersection avec l'écliptique Ec Ec' du cercle de longitude qui contient la perpendiculaire ZZ' au plan de l'écliptique menée par le centre de la terre. L'arc PZ est alors égal à l'arc E'/,, leurs angles au ©entre ayant leurs côtés perpendiculaires, donc PZ est aussi de 23^S, et si par les points Z et Z, nous menons les deux cercles de latitude ZZ, et Z'Z',, nous aurons les deux cercles polaires. Les deux calottes qu'ils limitent au nord et au sud «ont les zones glaciales de la terre. Entre les cercles polaires

et les tropiques des deux hémisphères sont comprises les zones tempérées. Entre les deux tropiques est la zone torride. Ces zones ne sont pas égales en surface. La zone torride ne représente que les 0,4 de la surface de la terre. Les deux zones tempérées à elles deux en font les 0,5, ou la moitié. Les deux zones glaciales comprennent le dernier dixième.

Avec ces notions, qui ne sont pas de notre ressort et que nous avons dû nous contenter de rappeler, nous pouvons aborder Tétude des phénomènes. Leur complexité pourrait effrayer au premier abord. En outre du mouvement compliqué de valse sur un plan incliné qu'elle exécute autour du soleil, la terre est couverte d'une atmosphère qui n'est jamais identique à elle-même et forme un manteau dont la perméabilité est incessamment variable. Elle présente ellemême à sa surface des variations de constitution^ de structure, d'altitude, de composition et de couleur qui modifient beaucoup son action sur les rayons solaires.

134. — Pour montrer l'influence de ces divers éléments sur la distribution delà chaleur sur le globe, nous allons les séparer par la pensée : nous prendrons d'abord un cas simple, fictif, dans lequel n'interviendra qu'un de ces éléments. Nous examinerons quelle serait la distribution de la chaleur dans cette hypothèse, que nous comphquerons en y ajoutant, les uns après les autres, les éléments réels du problème, et en cherchant quelle modification ils apportent dans le résultat.

Supposons, pour commencer, que la terre soit un globe rond, sans aspérités, sans atmosphère, tournant autour du soleil dans une orbite non pas elliptique', mais circulaire. Supposons aussi que l'axe de rotation soit normal au plan de l'écliptique.

Pour toute cette étude, il est commode de supposer que c'est le soleil qui tourne autour de la terre. Cela est conforme à l'apparence des choses, et ne change rien aux phénomènes qui dépendent des positions relatives et des distances des deux astres, mais non des places qu'ils occupent réellement.

PHÉNOMÈNES ASTRONOMIQUES. m

Tels sonf ceux que nous avons à examiner. Prenons donc pour plan du tableau, dans notre hypothèse, un plan perpendiculaire au plan de l'écliptique passant par le centre de la terre dans une de ses positions (fig. 90). Ce plan contiendra aussi l'axe de rotation PP'. Le soleil S étant supposé placé très loin, les rayons qui en viendront seront parallèles, et à un moment quelconque, ce sera un cercle de longitude qui séparera la partie éclairée de la partie plongée dans l'ombre et qui porte des hachures. Si nous supposons la terre tournant dans cette position autour de PF, en 24 heures, nous

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FÎK. 90.

voyons d'abord (jue les jours^ seraient constamment égaux aux nuits pour les divers points du globe. En effet, pour un point M, le jour dure tant que dans le mouvement diurne il est sur le demi-cercle M'c qui se projette sur son rayon. La nuit correspond au mouvement sur le demi-cercle Me. Ces deux demi-cercles étant constamment égaux, il y aurait équinoxe permanent pour tous les points de la terre.

Il est facile de voir, en outre, qu'il n'y aurait pas de saisons. En effet', dans le mouvement annuel autour du soleil, tous les points de la terre, depuis l'équateur qui coïnciderait avec l'écliptique, jusqu'aux pôles, auraient constamment la même inclinaison par rapport aux rayons solaires. L'échauffement serait maxinrum à l'équateur où l'incidence est normale (131).

Il varierait peu jusqu'à une certaine distance au nord et au sud de Téquateur, parce que la courbure est peu sensible et que l'inclinaison varie peu. Il décroîtrait ensuite de plus en plus vite jusqu'aux pôles où, Tincidence étant rasante, la quantité de chaleur reçue serait nulle, et où le froid n'aurait comme compensation qu'un jour perpétuel, un observateur placé en P ou enP' voyant tous lesjours le soleil fairele tour de l'horizon. L'orbite étant supposée circulaire, et par suite la distance au soleil invariable, tous les jours se ressembleraient, non seulement pour la régularité des phénomènes, mais encore pour l'intensité de réchauffement. Il n'y aurait donc pas de saisons météorologiques, par conséquent pas d'année. En dehors du jour, la division du temps serait tout à fait arbitraire. Que serait la terre dans ces conditions? Nul ne le peut savoir. Tout ce qu'on peut dire, c'est qu'elle ne ressemblerait pas à ce que nous la voyons, car pour beaucoup d'espèces vivantes la succession des saisons est une nécessité physiologique.

135. Introduisons maintenant dans notre hypothèse l'inclinaison de l'axe terrestre sur l'écliptique, sans rien changer aux autres conditions. Nous allons voir apparaître rinégalité des jours et des nuits, et avec elle les saisons, c'est-à-dire l'année.

Prenons toujours comme plan du tableau le plan normal à l'écliptique passant par le centre du soleil et de la terre. L'axe de rotation de la terre, conservant toujours la même direction dans l'espace, n'est pas toujours contenu dans ce plan; mais, en se transportant parallèlement à lui-même, il le traverse deux fois, pour deux positions à 180<» Tune de l'autre. Soit T la terre dans une de ces positions (fig. 91), PF la ligne des pôles, faisant avec la normale ZZ' à l'écliptique un angle de23°,5. Soit EE'l'équateur, l'angle ET** sera aussi de 23^,5; par conséquent f, et f, seront les tropiques, de même que ZZ,, Z'Z\ seront les cercles polaires.

Si nous envisageons d'abord le mouvement diurne, nous voyons que le cercle projeté en ZZ' séparant la partie éclairée

PHÉNOMÈNES ASTRONOMIQUES. i99

de la partie obscure, le jour durera pour un point quelconque M de la terre tant qu'il se mouvra sur la portion de cercle projetée en M'c; la nuit, sur la portion projetée en Mr. L'équateur sera donc la seule partie delà terre pour laquelle il y aura équinoxe. Les joqrs seront plus longs que les nuits pour tous les points de Thémisphère sud, et les nuits plus longues que les jours pour tous les points de Thémisphère nord. Il n'y aura pas de nuit pour tous les points placés à l'intérieur du cercle polaire sud. Le soleil restera de même constamment au-dessous de l'horizon pour l'autre cercle polaire.

Fig. 91.

Considérons maintenant, à 180® de cette position dans l'espace, c'est-à-dire à six mois de distance dans le temps, la seconde position pour laquelle l'axe de rotation PF est de nouveau dans le plan du tableau* Ce sera de Tautre côté du soleil; les rayons solaires viendront en sens inverse, et nous aurions à recommencer la même figure en intervertissant seulement les positions de la partie claire et de la partie ombrée. Nous pouvons nous en dispenser en intervertissant seulement par la pensée la signification des ombres et des clairs, et nous n'avons pas besoin dès lors de recommencer le raisonnement pour voir que tout est changé au nord et au sud de l'équateur. Celui-ci est toujours en équinoxe, mais «'est maintenant l'hémisphère nord qui a des jours plus longs

iOO MÉTËOROLOGIE.

que les nuits, et le pôle nord qui a toute la journée le soleil sur son horizon.

L'inclinaison des rayons solaires a donc varié à six mois de distance. Elle a été normale (fig. 91) pour le cercle (t\ et la zone voisine, qui avaient le soleil à leur zénith et où réchauffement était maximum. La zone tempérée de rhémisphère sud bénéficiait de son côté de cette diminution dans l'obliquité des rayons solaires. Un point placé sur le cercle polaire sud, ne reçoit pas de chaleur lorsqu'il passe en Z', sous l'incidence rasante; mais en Z',, il peut en faire une petite provision. Enfin, pour le pôle F, le soleil n'est pas haut au-dessus de l'horizon, mais il ne cesse pas d'éclairer et de chauffer en en faisant le tour. En somme , tous les points de l'hémisphère sud sont favorisés au point de vue de la distribution de la chaleur. C'est la saison chaude pour eux, de même que c'est la saison froide pour l'hémisphère nord. A six mois de là c'est l'inverse, c'est le tropique nord qui aie soleil à son zénith, la zone tempérée nord qui est en été, le cercle polaire nord qui jouit de son soleil de six mois. Voilà donc les saisons.

136. Les transitions se font par deux positions T^T', (fig. 92) intermédiaires aux précédentes, à trois mois par conséquent de chacune d'elles, pour lesquelles le soleil passe au zénith du grand cercle intermédiaire entre les deux tropiques, c'est-à-dire de l'équateur. On retrouve alors, réalisées pour un jour, les conditions de notre première hypothèse, du soleil placé dans l'équateur. Le jour est égal à la nuit pour les divers points du globe. C'est Téquinoxe, celui du printemps quand on passe delà saison froide à la saison chaude, celui d'automne six mois après.

Ici se présente une remarque importante. On pourrait croire que tout étant géométriquement symétrique, dans notre hypothèse qui commence à serrer de près la réalité, entre l'équinoxe du printemps et le solstice d'été d'un côté, entre le solstice d'été et l'équinoxe d'automne de l'autre, les jours étant de même longueur avant et après le solstice, et

PHÉNOMÈNES ASTRONOMIQUES. iO!

le soleil occupant les mêmes positions à la même distance, les deux moitiés de la saison chaude devraient se balancer exactement comme température, et que l'été et l'hiver devraient être le calque exact du printemps et de l'automne. La conclusion serait inexacte, car la température, à un moment ou en un lieu quelconques, ne dépend pas seulement de la quantité de chaleur que le soleil y verse à ce moment, mais aussi de la chaleur versée antérieurement et emma-

gasinée dans Tair ou le sol. Donc, même dans la conception simplifîée que nous étudions, l'été serait plus chaud que le printemps parce qu'il bénéficierait des réserves faites pendant ce printemps; de même, pour les mêmes raisons prises en sens inverse, l'hiver serait plus froid que l'automne.

137- L'inclinaison de l'axe de rotation diurne sur le plan de l'orbite introduit donc dans la vie de la terre l'inégalité des jours et des nuits, les saisons, et avec elles l'année, qu'on peut faire commencer quand on veut, mais dont la période est fixe et donnée par le retour de la terre au même point de l'écliptique. Toutefois, jusqu'ici, les deux hémi-

âOS MÉTÉOROLOGIE.

sphères de la terre sont également traités et se font équilibre. Nous allons voir une inégalité surgir entre eux en introduisant dans notre hypothèse l'ellipticité de l'orbite. Le soleil n'est pas^ comme nous l'avons supposé, toujours à la même distance de la terre. Il en est un peu plus rapproché à notre solstice d'hiver qu'au solstice d'été. Il résulte de ces

différences de distance une différence d'environ — dans la

chaleur reçue. Donc, pour les régions au nord de l'équateur, l'hiver est un peu plus chaud et l'été un peu plus froid que si l'orbite était circulaire. C'est l'inverse pour l'hémisphère sud.

138. Voilà une première conséquence en faveur de l'hémisphère nord. En voici une autre dans le même sens. Dans une orbite circulaire, les quatre saisons seraient égales parce que les quatre quadrants d'un même cercle sont égaux. Dans l'écliptique, il n'y a. plus égalité entre les quatre quadrants qu'on obtient en menant par le centre du soleil (fig. 92 une perpendiculaire au grand axe T'T'. La portion qui correspond à notre saison froide est plus petite que celle qui correspond à la saison chaude, et la somme des durées du printemps et de Tété est par suite, en vertu des lois de Kepler, plus longue que la somme des durées de l'automne et de l'hiver.

La quantité totale de chaleur qui tombe annuellement sur l'hémisphère nord dépasse donc celle de l'hémisphère sud, et le premier doit être plus chaud que le second. C'est, en effet, ce que l'expérience vérifie.

139. Une nouvelle inégalité provient de ce que l'axe de rotation de la terre n'est pas, comme nous l'avons supposé, toujours parallèle à lui-même. Si, par le centre 0 de l'écliptique (fig. 93), on lui mène une parallèle OP', on constate que cette ligne, au lieu d'aller percer la voûte céleste toujours au même point, voisin de l'étoile polaire a, décrit en 26,000 ans environ, dans le même sens que les aiguilles d'une montre, un cercle qui la fera, passer près de l'étoile Yéga.

PHÉNOMÈNES ASTRONOMIQUES

En conséquence de ce mouvement, la ligne y/ qui est, au moment des équinoxes, la ligne d'intersection de Téquateur avec Técliptique et qui porte, à raison de <^e fait, le nom de ligne des équinoxes, tourne elle-même autour du point S de façon à faire, en 26,000 ans environ, un tour complet dans le sens de la flèche cd. C'est ce qu'on appelle la précession des équinoxes.

VégT

C'est en l'an 1250 environ que cette ligne des équinoxes était perpendiculaire au grand axe, et que les deux solstices correspondaient aux deux extrémités de ce grand axe. L'automne et l'hiver d'un côté, le printemps et Tété de l'autre avaient alors des durées égales comme dans la figure 92. Depuis ce moment la ligne des solstices TT, s'éloigne de plus en plus de la ligne AB dite des apsides, et comme l'automne correspond toujours à l'aire y'ST,, l'hiver à l'aire TjSy, l'hiver est plus long que l'automne. De même l'été est plus long que le printemps.

Dans le quart de 26,000 ans à partir de 1250, r/est-à-dire vers Tan 7750,1a ligne ft' coïncidera avec AB; à ce moment, toute inégalité entre les durées totales des deux saisons chaudes et des deux saisons froides aura cessé; les deux hémisphères seront également traités, et, pour le nôtre, Tété et rhiver auront diminué, l'automne et le printemps augmenté, de façon à ce que la saison froide et la saison chaude aient la même durée au noxd et au sud de Péquateur. Plus tard, ce sera l'inverse; ce sera au tour de Thémisphère sud d'être favorisé. Nous retrouverions des conclusions analogues en remontant dans les siècles passés.

Cela nous amène à des durées qui peuvent encore entrer, pour le présent et pour le passé, dans le cadre de l'histoire, et qui sont même petites quand ou les compare aux âges géologiques. Nous pourrions les abréger en faisant intervenir le mouvement du grand axe AB de l'ellipse, qui est entraîné lui-même dans le sens ab avec une vitesse à peu près égale au quart de la vitesse suivant cd du mouvement de précession, ce qui assure, à plus brève échéance, la coïncidence de AB et de yy - Mais cela est inutile. Il nous suffit d'avoir montré que, contrairement à une opinion généralement répandue, la quantité moyenne de chaleur versée pendant une longue période sur un point donné peut varier en vertu de causes astronomiques, que par conséquent le climat d'une région n'est pas toujours le même dans la suite des temps, et quand on songe qu'une différence de 2 à 3® suffît à faire une région froide d'une région tempérée, on peut expliquer, sans recourir à des cataclysmes, bien des variations de climat survenues sur notre globe, même depuis la période historique, et prévoir pour l'avenir bien des éventualités dans le perpétuel devenir qui est la loi de toutes les choses de la création.

140- Nous allons maintenant ajouter aux autres éléments de notre hypothèse l'existence d'une atmosphère. Sèche, cette atmosphère serait sans action bien sensible. Au foyer d'un miroir ardent ou. d'une lentille, on n'aperçoit

PHÉNOMÈNES ASTRONOMIQUES. SOS

dans Tair aucun tremblotement indiquant qu'il s'échauffe, et pourtant, en ce même point, on peut arriver à faire fondre de l'argent. Les ondes calorifiques de l'éther glissent sans les ébranler au travers des molécules de Tair, mais elles accrochent au passage celles de la vapeur d'eau qui est un absorbant puissant, qui s'échauffe et échauffe l'air à son contact. Nous savons que les huiles essentielles des végétaux sont aussi très athermanes, mais celles-là emploient à s'oxyder une partie de la force qu'elles arrêtent au passage. Les poussières en suspension dans l'air ont aussi leur action comme corps solides; si elles deviennent visibles dans un rayon de soleil, cest qu'elles arrêtent au passage des ondes lumineuses et calorifiques.

Or poussières, essences et surtout vapeur d'eau sont très inégalement répandues, non seulement sur les divers points de la terre, mais encore en hauteur au-dessus d'un même lieu. C'est dans les régions voisines du sol qu'elles sont en plus grande abondance. De plus, pour une même distribution, elles n'ont pas le même effet tout le long de la journée, et exercent surtout leur action absorbante le malin et le soir, lorsque les rayons solaires, devenus plus obliques, en traversent une plus grande épaisseur.

Je n'ai parlé jusqu'ici que de la vapeur d'eau existant à l'état invisible dans l'air ; la complication apportée serait bien plus grande si nous la supposions sous forme de nuages, qui absorbent la lumière et la chaleur et, faisant ombre, transportent sur leur surface supérieure les phénomènes d'évaporation qu'auraient produit sur le sol les rayons qu'ils arrêtent.

141. L'inégale distribution des terres et des mers apporterait dans nos résultats de nouvelles causes de variation. Sous l'influence du même soleil et à travers la même atmosphère, la mer s'échauffe moins que la terre, elle réfléchit mieux les rayons solaires, a une chaleur spécifique plus élevée, répartit sur une épaisseur plus grande, par son agitation, la chaleur absorbée dans le courant du jour, a un pouvoir

émissif très médiocre, etc. La terre n'est pas toujours» de son côté, identique à elle-même. Elle présente des variations de couleur, de composition et d'altitude. Les différences de niveau de sa surface amènent à leur tour des variations d'irH^iMison sur les rayons solaires, différentes de celles que commande Iftkiitude, mais qui produisent les mêmes effets et ont donné depuis kmtemps la notion des versants. Enfin, la végétation joue aussi im lôle. Une terre nue s'échauffe plus pendant le jour qu'une terre eolUvée.

A mesure que nous nous approchons aiusi de la réalité, nous voyons disparaître les grandes lignes et les conclusions générales qui nous ont été si utiles tout à l'heure. Maïs nous en conservons le bénéfice. A cette distribution de la chaleur dont nous avons vu les causes astronomiques, viennent s'ajouter et se superposer des influences tellement nombreuses et tellement variables qu'on ne peut les rassembler dans une étude commune. Il faut entrer dans le détail, et comme la Ibéorie ne nous dit plus rien sur la quantité de chaleur qui peut arriver à un moment donné sur un lieu donné, il faut l'étudier par l'expérience. C'est là l'objet de Vactinométrie.