CHAPITRE f

il est probable, au contraire, qu'il se refroidit comme tous les corps célestes , et qu'il eo sera ainsi jusqu'à ce que cet astre ait pris la température de Tespace.

§ m. Quantité de chaleur envoyée par le soleil; tem» pémture des espaces pltfkétaires.

On a vu que la chaleur centràle du globe Q'avait plus d'influence sensible sur l'état calorifique de la surface; il résulte de là que depuis la couche inva^ riable jusqu'à la surface du sol la tempérât ure.n*est plus influencée que par Firradiation solaire. Si la quantité de chaleur reçue par chaque lieu de la surface de la terre ne dépendait (jue de la pusition géographique de ce lieu, la température de l'écorcc irait en (liniinuaiit régulièrement de lecpiateur aux pôles, et ser ait liée au mouvement de translation de la terre autour du soleil et à l'inclinaison du plan de i'écjuateur sur le plan île Torhite terrestre. On pourrait donc, d'après la position apparente du soleil et l épaisseur de l'atmosphère supposée partout également transparente, calculer la quantité de chaleur déversée à chaque instant sur les différents points du glohe. La distrihution de la température n'est pas soumise à une semblable régularité. Une foule de causes interviennent dans la répartition delà chaleur à la surface du globe; ce sont : les vents, les courants marins, te voisinage des mers, la transparence de Tatmosplière, Télévation du sol, et d'autres effets secondaires qui doivent être pris en considération dans la classification des climats I dont il sera question dans les cha'pitres suivants.

Occnpons-nousy avant d'exposer la distribution de la chaleur à la surface du globe, de l'évaluation approximative de la quantité de chaleur émanée du soleil et de celle qui est reçue annuellement par la terre.

L'atmosphère joue un roleimportant dans la répartition de la chaleur rayonnante : de même que les corps . transparents, cette enveloppe gazeuse absorbe une por-

46 QUAirr. j6b chal. snv. par i.e soleil, etc.

tion des rayons calorifiques émanés du soldt ; elle

tempère l'action de la chaleur par celte absorption , et emptchc (pie la portion de la terre privée niomentaiiénieiit de la présence du soleil pendant la nuit, ne soit exposée à un froid considérable , par suite du ra)ouucnient calorifique dans l'espace.

On a donc dû chercher, pour remonter à la <]ua>uitc de chaleur émanée du soleil, quelle était la partie du rajonnenient ainsi ahs»)rl)('e par r.itmosphcre , et s'il était possible de connaître relé\aliot> de température qui résulterait de la suppression momentanée de cetlc masse gazeuse dans le lieu où se trouve l'observateur.

De Saussure a construit, à cet elTet, un inslrtnnent appelé hélio-tliermoiiiètre, composé d*uu thermomètre placé dans une enceinte noircie, laquelle est terminée d'un côté par des lames de ▼eri*e parallèles. On oriente cet instrument de façon que les rayons viennent frapper perpendiculairement les lames de verre , et on rexpose momentanément, pendant des tenrps égaux, à Taction des rayons calorifiques, lorsque le soleil est à diverses hauteurs. M. Hersçhel, qui s'est aussi occupé de cette question, a fait usage d'un appareil analogue qu'il a appelé actinomètre. Enfin M. Pouillet, dans l'étude de ces phénomènes, s'est servi de plusieurs appareils qu'il a nommés pyrhéliomètres, qui 1 ont conduit à des ' résultats dont nous allons exposer rapidement les principales conséquences.

Le pyrhéliomètre direct (planche I, fig. 4) est un vase en argent AB, à minces parois, noirci sur sa face supérieure afin d'avoir un pouvoir absorbant maximum, et contenant environ loo grammes d'eau. Cet appareil est orienté de façon à recevoir l'action directe du soleil. Un thermomètre, tih^ dont la tige, passant dans le support CD du vase d'argent, est garantie de l'ai lion solaire par l'appareil même, donne les vai iallons de température. La disposition de l'appareil est telle cpu' \B soit placé perpendiculairement à la direction des rayons

Digitizea L7 GoOglc

CHAPITRË h 47

incidenU; à cet eflbt on s'arrange de ik^on queTombie de AB soit projetée sur un écran Â'B^ de même grandeur.

On opère comme il suit : Teau étant à la température àmbiante, on tient l'appareil à l'ombre, très-près du KeU l'on ireut expérimenter;' on le dispose de manière qu'il voie la même étendue du ciel sans recevoir les rayons solaires, et pendant quatre minutes on note de minute en minute son réchaufTement ou son refroidissinutil. On le place ensuite derrière un ('craii pendant la minute suivante , et on l'oricnle de nouveau de faron que It's rayons solaires j)uissent arriver perpendic ulaircmt nt; 011 enlève Teeran à la fin de la eincjuiènie minute. Alors, pendant ein(| minutes, on note de minute en minute le réeliauffenient , cjui devient très-rapide, et Von agile conliiniellement l'eau. On re])laee r<''( ran à la lin de la cincpiiènie minute, on remet l'appareil dans la première position, et on observe encore le refroidissement pendant cinq minutes. LVIévation de température^, dû aux cinq minutes de l'action solaire, est donc:

e étant l'élévation de température de l'appareil pendant les cinq minutes de l'exposition au soleil , et / les refroidissements observés pendant les cinq minutes qui ont précédé et suivi cette exposition.

Le pyrhéliomètre à lentilles se compose d'une lentille dont la distance focale est ^e 60 à 70 centimètres, et au foyer de laquelle se trouve un vase d argent contenant environ 600 grammes d'eau. La forme du vase et la disposition de la lentillé sont telles que, pour une hauteur quelconque du soleil, les rayons tombent perpendiculairement sur la lentille et sur la face du vase, sur laquelle se trouve le fo^er. On opère avec cet appareil comme avec le précédent : seulement, il est • empbyîé de préférence à ce dernier quand il fiût do

48 QUAHT. DB CHÂL. WWf. Ll SOLCII., BTC.

vent. (Voyez, pour plus de détails. Comptes rendus de a Àcadcmie des sciences ^ tome VII.)

En déterminant les élévations de température aux diverses heures de la journée, lorsque les rayons solaires ont agi pendant 5\ on trouve des nombres fort différents pour les quantités de chaleur absorbées, en raison de Tépaisseur inégale de Tatmosphère traversée par les rayons. Si l'on compare les résultats, on trouve que les élévations de température sont assez bien représentées par la formule :

dans laquelle t désigne la température, % l'épaisseur de la couche atmosphérique, A et p deux constantes (i). La première constante A est indépendante de letat de Tatmosphère; la seconde varie le même jour et d*un jour à l'autre suivant la séi^énité de l'air. A est donc la constante solaire qui contient, comme élément, la puissance calorifique du soleil, et p la constante atmosphérique qui i*enferme le pouvoir de transmission variable dont est douée l'atmosphère; on trouve que

Cette valeur est obtenue en faisant <=o,ou /;=r, c'està-dire en supposant que la couche d'air soit zéro, ou bien qu'elle ait un pouvoir de transmission absolu et n'absorbe rien, p varie entre 0,7a et 0,79.

En représentant par i l'intensité d'un rayon émané du soleil et tombant suf^ l'atmosphère, Icpaisseur restant la même et égale r, alors la quantité de chaleur

(1) • i'épaissear de la couche atmosphérique aux différentes heures de la Journée, est donnée par la formale :

(t=sl/'R*eos*a + 9RA4*V— Roos« ), «étant lahaa* tenr ztoithale du soleil , h la hauteur de Fatmosphère, et R te rayon terrestre. On prend daos eette formale Abs 1 R s ao.

' QHAFITRIS 1. 49

absorbée par celle-ci est par i — p; il résulte de là que dans le trajet vertical des rayons veuaut du zénith , latmosphère absorbe au moins les et au plus les 7^ de la chaleur incidente.

Si 1 on cherche, la terre étant en T et le soleil en S (fig. 5), quelle est la quantité de clialeur reçue sur la partie éclairée de la terre AMC, et la portion absorbée dans le cylindre k:vjrzQ de l'atmosphère, une partie des rayons étant oblique, ou trouve qu'à chaque instant, sur rhémisphère éclairé par le soleil , la partie de la chaleur qui arrive au sol est comprise entre ' 0,5 et O96 j et celle qui est absorbée est comprise entre 0|5 et 0|49 mais bien [)rès de o,4 » la terre ne reçoit donc, par suite de la présence de Tatmosphère^ que la moitié à peu pi*è8 de la chaleur émanée du soleil.

£n ayant égard à la capacité calorifique du pyrhéliomètre, on trouve pour la quantité de chaleur envoyée par le soleil , sur un centimètre carré de la surface terrestre, mais indépendamment de l'action absorbante de

11 • air :

1,7633 en une minute,

11 résulte dans cette hypothèse que la quantité totale de chaleur que recevrait la terre en un an serait, sur ' chaque centimètre carré, de

231675 unités de chaleur.

Cette quantité de chaleur étant transformée en glace fondue, serait capal»!*' <lr fondre une couche de 29 nièliTs 3 décimètres de glace répandue sur toute sa surface. En réalité, par suite de la présence de latmosphère, il n'y a que la moitié de c^tte chaleui* reçue sur le globe.

Ainsi la quantité de chaleur que reçoit la surface terresti'e en un an, de la part du soleil, est capable de fondre une couche de glace de i5 mètres d épaisseur répartie uniformément sur la terre.

Stt QUAVr. DB CHAL. WSSW, MA UB SOZAIL, ETC.

Puisqtîe les 9.3 1 676 unités représentent la quantité (le chaleur émanée tlu soleil S, et répartie dans le cône ASC (fig. 6)> il est facile d'en conclure la quantité to- * Ule de chaleur émanée de S, cunnaissanl l'angle ASC; ou IrouVc aldrà, d'api-ès la distance de lû Ici re au soleil ët le diamètre de ce dernier, que cet asti*e émet, fiar minute et par chaque centimètre carré de sa sur&oe^

84Bbô unités de chaleur.

Ce qui r(> vient à dire que la quantité de chaleur ëmaniée du soleil en une minute (bnarait uné couche de glace

qui envelopperait cet astre fet qui aurait li trtètttîs û

décimètres d'épaisseur; ou hien qiie cette chaleur fondrait en un jour une couche de glace de quatre lieues

d'épaisseur.

On peut même faire une autre ronjet^ture : supposons un instant cpie la chaleur émanée du soleil fit baisser sa température et qu'il n'ait pas la faculté de renouveler cette perte; en un an, TahaissemejU de température, d'après les nombres précédents et la masse du soleil, serait

c étant la chaleur spécîfl(|ue du soleil, àon pouvôlt* conducteur él-ant siqiposé parfait.

La solution de ce problème dépend de deux cléments qui seront toujours inconnus, savoir, la capacité calorifique du îîoleil, et son ])ouvoir conducteur; On ne peut former que des suppositions à cet é^ard. Si l'on admet que, dans l'astre autour ducpiel nous j^ravitons, les choses se passent comme actuellement à la surface de là terre, et que sa chaleur spéciTupie soit celle du liquide qui a la plus granclt- capacité calorifique, Teau; Jaiis ce cas, cr=: i,el on aurait en un an, pour l'abaissement de tetnpérati ne (lu soleil, ou i'33** par siècle. Gfe n'dtttbrte est évidemment trop fort; il en résulte que C «st trop petit, ou que ie nombre donné pour la quia-