SOURCES LUMINEUSES DIVERSES

On distingue parmi les sources lumineuses celles qui ont une origine météorique de celles qui proviennent d’actions mécaniques, physiques ou chimiques; elles sont dues à la même cause, au mouvement vibratoire des particules de matière : les moyens de produire ces vibrations, qui doivent acquérir une certaine vitesse pour donner lieu au phénomène de la lumière, sont seuls différents.

Les sources lumineuses d’origine météorique qui se présentent à nous sont les astres, comme le soleil, les étoiles, les comètes, les nébuleuses, ainsi que les météores tels que la lumière zodiacale, les bolides, les aurores polaires et les effets électriques produits dans les orages. Celle qui pour nous est la plus puissante est le soleil, lequel, placé au centre de notre système planétaire, lance de toutes parts des rayons qui vivifient tous les corps placés sur la terre. Ces rayons en effet transportent avec eux dans l’espace non-seulement le pouvoir d’éclairer et de rendre visibles d’autres corps, mais encore le pouvoir d’échauffer et de produire une foule de réactions chimiques sources de la vie, propriétés sans lesquelles le globe terrestre, réduit au rayonnement des autres astres, serait privé d’êtres vivants.

Les flammes les plus vives et les corps solides à l’état d’incandescence

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ne semblent être que des taches noires quand on les interpose entre l’image du disque solaire et les yeux. La lumière de l are voltaïque se rapproche par son intensité de la lumière solaire, quoiqu’elle soit également plus faible que celle-ci, et on ne peut comparer la lumière émanée du soleil qu’à celle des vives étincelles produites dans les décharges électriques.

Plusieurs physiciens ont évalué l’intensité lumineuse du soleil par comparaison avec celle d’une source connue, celle d’une bougie par exemple; mais l’énorme différence d’intensité de ces sources et la difficulté de comparer des lurpières de diverse composition sont cause de l’incertitude des déterminations. Ainsi Bouguer (1) a trouvé que l’éclat moyen du disque solaire, au zénith, à midi dans un ciel pur, était égal à 11664 fois la lumière d’une bougie placée à 16 pouces de distance, c’est-à-dire, d’après le rapport inverse du carré des distances, égal à 62280 fois la lumièrq d’une bougie placée à 1 mètre. Vollaston (2) a obtenu un nombre à peu près semblable, puisqu’il a évalué cette intensité à 5563 fois celle d’une chandelle placée à 30 cent., 48, c’est-à-dire à 59850 fois celle de la chandelle placée à 1 mètre. Arago (3) a indiqué le nombre de 15000 bougies comme représentant l’intensité lumineuse solaire (4).

(1) Bouguer, Essai d’optique sur la gradation de la lumière , p. 30; 1729.

(2) Transacl. phil.j t. 89; 1799. — Becquerel, Traité de physique, t. 2, p. 89.

(3) Arago, Astronomie, t. 2, p. 171.

(4) Pour comparer les intensités lumineuses à surface lumineuse égale, il faut que l’on suppose la bougie placée à une distance telle qu’elle soustende un angle égal à celui sous lequel le soleil est vu , c’est-à-dire 30' ; or l’image de la flamme est oblongue, ' et reçue sur un écran plan au moyen d’une lentille, elle offre une étendue qui peut être évaluée à 1,8 centimètre carré pour la partie lumineuse. En supposant cet espace circulaire, il faudrait placer ce cercle de 1,8 centimètre carré ou de 0,755 centimètre de rayon, à 1 mètre 73 pour que son diamètre sous-tendît un arc de 30 minutes. A cette distance, on aurait pour l’intensité lumineuse du soleil celle de la bougie ou de la chandelle , qui est à peu près la même , étant égale à l’unité :

D’après l’observation de Bouguer 186400,

D’après les déterminations de Vollaston 179130,

ou environ 180000. Cela veut dire que chaque partie de la surface du soleil, vue au travers de l’atmosphère et égale à la surface de la flamme d’une bougie, a un éclat 180000 fois plus fort que celui de la bougie.

Ce nombre est plus élevé que celui que j’ai obtenu en comparant directement , au moyen d’un photomètre qui sera décrit dans cet ouvrage , l’intensité de la lumière solaire avec celle de la partie la plus lumineuse de la flamme d’une bougie ; j’ai trouvé environ 50000 pour le rapport des intensités. Mais la lumière solaire était réfléchie par un miroir, et il

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On ne parle, bien entendu, que de l’éclat du soleil vu de la terre au travers de l’atmosphère. Bouguer, dans l’ouvrage cité plus haut, a trouvé que dans un ciel pur l’intensité de la lumière d’un astre placé au zénith diminuait d’un peu moins de £ de sa valeur, par suite de la présence de l’air (cette intensité était 0,8123, celle que l’on aurait sans la présence de l’atmosphère étant 1 ); près de l’horizon cette intensité lumineuse était réduite environ au £ de sa valeur. La présence de la vapeur d’eau et des nuages peut faire varier ces quantités dans de plus fortes proportions.

La comparaison des quantités de chaleur émises par le soleil peut être faite par des moyens plus précis que ceux qui servent à comparer les intensités des lumières différentes, et donnent une idée de la puissance de rayonnement de cet astre.

Il résulte des expériences de M. Pouillet (1) sur l’élévation de température d’un corps pendant un temps déterminé par l’action du soleil, lorsque cet astre est à différentes hauteurs au-dessus de l’horizon, que la quantité totale de chaleur que recevrait notre planète en un an de la part du soleil serait capable de fondre une couche de 29 mèt.,3 de glace répandue sur toute sa surface. Comme la présence de l’atmosphère s’oppose au moins à ce que moitié de cette chaleur n’arrive sur la couche solide du globe , la quantité de chaleur que reçoit la surface terrestre en un an de la part du soleil serait capable seulement de fondre une couche de glace de 15 mètres d’épaisseur qui serait répartie uniformément sur la terre.

Il est facile, d’après les mêmes données, d’estimer la quantité de chaleur qui serait émanée à chaque instant du soleil : elle est telle qu’elle fondrait en une minute une couche de glace environnant cet astre et ayant 11 mètr.,2 d’épaisseur, ou bien en un an une couche de glace de 16 kilomètres.

L’analyse des rayons lumineux par réfraction a révélé dans l’image

faut presque augmenter de moitié le nombre précédent pour qu’il se rapporte à la lumière directe ; d’un autre côté , j’ai pris pour point de comparaison la partie la plus lumineuse de la flamme, et l’intensité moyenne de toute la surface est un peu moindre , ce qui tendrait à augmenter encore le nombre pour le rendre comparable à ceux qui ont été donnés par Bouguer et Yollaston. Du reste, l’intensité des rayons solaires est très-variable d’un jour à l’autre, en raison de la sérénité plus ou moins grande de l’atmosphère. ( Voir Ann. de cliim. et de physique , 3e série, t. 62, page 34, 1861.)

(1) Comptes rendus de V Acad, des sciences, t. 7, p. 25. — Becquerel et Ed. Becquerel, Traité de physique terrestre et de météorologie , p. 48. — Annuaire, météorologique de la France pour 1850.

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du spectre solaire à Wollaston et à Fraünhofer des raies, ou stries noires, dont la position fixe ne dépend que des circonstances dans lesquelles la lumière elle-même se produit, ainsi que des milieux qu’elle traverse pour arriver jusqu’à nous. La coïncidence de quelques-unes de ces raies avec des raies brillantes que l’on observe dans les flammes provenant de la combustion de différents corps ont conduit à cette conjecture que les corps qui produisaient ces dernières se trouvaient peut-être dans l’atmosphère solaire. On sait combien ces recherches ont reçu de développements dans ces dernières années, et l’on verra ultérieurement tout le parti que les sciences physiques peuvent tirer de l’analyse optique par réfraction pour reconnaître l’existencê de certains principes chimiques dans les milieux gazeux incandescents. L’astronomie surtout peut trouver un puissant secours dans l’élude des propriétés de la lumière à l’aide desquelles elle peut aborder des questions qui semblaient devoir échapper à nos moyens d’investigation.

Les effets de polarisation servent aussi à donner des indications précieuses sur les conditions physiques des corps considérés comme sources de lumière, car les rayons émis par ces sources ne provenant pas seulement de la surface extrême qui les limite, mais d’une certaine profondeur, doivent participer aux propriétés des rayons qui ont traversé, sous une inclinaison déterminée, une épaisseur plus ou moins grande de matière. C’est ainsi qu’Arago a reconnu (1) que la lumière qui émane sous un angle suffisamment petit de la surface d’un corps solide ou d’un liquide incandescent, lors même que cette surface n’est pas suffisamment polie, offre des traces évidentes de polarisation, en sorte qu’en pénétrant dans son polariscope elle se décompose en faisceaux colorés; mais si la lumière émane d’un gaz enflammé, comme de la flamme du gaz d’éclairage, elle reste au contraire à l’état naturel. Il a été conduit ainsi à conclure que la lumière des bords du soleil n’étant pas polarisée, cet astre se comporte comme une masse gazeuze lumineuse.

Ces recherches, jointes à celles qui résultent des changements qui s’opèrent à la surface du soleil, viennent confirmer les opinions des astronomes quant à l’incandescence de l’atmosphère de cet astre qui rayonne vers nous, et que l’on a nommée photosphère. Mais cette incandescence d’origine éprouve-t-elle une diminution dans la suite des siècles ou bien est-elle maintenue par des mouvements moléculaires tels que

(i) Arago, Astronomie, t. 2, p. 102.

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ceux qui résulteraient de la chute d’aérolithes gravitant autour du soleil, comme l’a supposé Mayer dans ces dernières années, ou par des courants électriques circulant autour de cet astre, comme l’avait supposé Ampère, ou provient-elle de changements inconnus dus au déplacement du système solaire? C’est une question qui n’est pas résolue aujourd’hui.

Il est possible, d’un autre côté, que le soleil soit un astre qui s’éteigne graduellement et que la diminution de son incandescence n’ait pas été sensible depuis les temps historiques. On ne peut faire que des conjectures à cet égard; on sait seulement que la lumière solaire se comporte comme si elle émanait d’un corps incandescent dont la température serait portée aux plus hautes limites que nous puissions atteindre. Nous verrons en effet dans cet ouvrage que les lumières artificielles qui ont une intensité suffisante peuvent donner lieu aux mêmes effets que la lumière solaire elle-même.

La lune et les planètes ne sont pas des astres lumineux par euxmêmes, et ne font que réfléchir par diffusion la lumière qu’ils reçoivent du soleil; les différences que présentent les rayons qu’ils nous envoient ne sont donc que des différences d’intensité. C’est ce que vient confirmer l’analyse optique, qui donne la même composition pour la lumière de ces astres que pour la lumière solaire.

Bouguer (1) a évalué l’intensité de la lumière donnée par la lune par rapport à celle envoyée parle soleil, et a trouvé que dans les conditions les plus favorables elle ne dépassait pas ^üVoo de ce^e du soleil. Robert Smith, par le calcul, en admettant que la surface de la lune ne réfléchisse que le quart de la lumière incidente, est arrivé à peu près à la même valeur; mais Wollaston a donné un nombre plus de deux fois moindre,

La faible intensité du rayonnement lunaire fait comprendre pour quel motif les effets thermométriques donnés par les rayons de notre satellite sont à peine appréciables même lorsque ces rayons sont concentrés au foyer d’une lentille, bien que dans des conditions semblables les métaux les plus réfractaires puissent être fondus par l’action des rayons solaires. Si l’on suppose en effet que la température obtenue avec les rayons solaires concentrés soit de 1500° et même de 2000°, et que l’effet produit par les rayons lunaires ne conduise qu’à la trois-cent-millième partie de ce nombre, on n’arriverait qu’à une température de de défi) Bouguer, ouvrage cité plus haut, p. 28. — Arago, Astronomie , t. 3, p. 462. — Becquerel, Traité de physique, t. 2, p. 92.

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gré, qui serait àpeine appréciable dans les conditions ordinaires. On verra dans le courant de cet ouvrage que les phénomènes de phosphorescence et les effets chimiques, plus sensibles que les effets calorifiques, peuvent être observés aussi bien avec la lumière de la lune qu’avec la lumière solaire, et sont en rapport avec l’intensité des rayons émanés de ces astres.

Les étoiles sont lumineuses par elles-mêmes, et sont des sources de lumière indépendantes du soleil. On sait qu’il y en a de différentes teintes : quelques-unes sont rougeâtres , d’autres ont une teinte bleuâtre. L’analyse prismatique donne du reste une composition particulière pour la lumière émise par chacune d’elles. 11 est probable qu’elles doivent leur lumière à la même cause que celle qui produit la lumière solaire, et que les différences observées tiennent aux matières qui constituent ces soleils, ou du moins leurs atmosphères, ainsi qu’à leur degré d’incandescence ; on a même supposé que celles dont les couleurs étaient orangées et rouges avaient une incandescence moins vive que les autres et étaient par conséquent en voie de refroidissement.

Les étoiles à surface égale ont une intensité lumineuse qui ne le cède en rien à celle de la lumière solaire , et il est possible qu’il y en ait dont l’éclat soit supérieur à celui du soleil. Mais les distances immenses qui nous séparent de ces astres ne permettent de recevoir d’eux qu’une faible quantité de lumière. Wollaston, en comparant la quantité de lumière qui nous arrive de Sirius, une des étoiles les plus brillantes , avec celle qui émane du soleil, a estimé que celle-ci était environ 200000 millions de fois plus forte que celle que nous recevons de cette étoile.

Sirius, comme les étoiles les plus proches de nous, est encore à une telle distance qu’il faut prendre des unités intermédiaires pour s’en faire une idée : on sait que la vitesse de la lumière est environ 75000 lieues de 4 kilomètres par seconde ou environ 300000 kilomètres; d’après cette évaluation, la distance de ces astres est telle que leur lumière mettrait au moins trois ans à nous parvenir. Quant aux étoiles télescopiques, les astronomes pensent qu’il y en a dont la lumière, en raison de leur distance, mettrait au moins des milliers d’années pour arriver jusqu'à nous (1); on peut juger, d’après leur éloignement, de la faible quantité de lumière que nous recevons d’elles.

La lumière des nébuleuses, comme celles des autres sources stellaires, peut être soumise à l’analyse par réfraction, et les observations pourront

(i) Arago, Astronomie, t. 2, p. 18.

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peut-être montrer si ces nébuleuses sont formées de matières gazeuses ou de parties solides ou liquides incandescentes. On voit par là que si le télescope indique les positions et les distances relatives des astres, le prisme permet de décomposer leur lumière et nous donne des indications précieuses sur leur constitution.

La lumière zodiacale est un phénomène remarquable, qui dans nos climats ne s’aperçoit après le coucher du soleil qu’en janvier, février, mars et avril, ou avant son lever en novembre; elle apparaît alors comme une sorte d’ellipse ou de fuseau lumineux s’étendant dans la direction de l’équateur solaire. Sa lumière est blanchâtre, et se présente comme une sorte de nébulosité environnant le soleil et qui dépasse même l’orbite terrestre. Dans les régions tropicales elle est beaucoup plus apparente, en raison delà sérénité de l’atmosphère. On peut avoir une idée de l’intensité de cette lumière en remarquant que placée au-devant d’étoiles plus faibles que la 5e grandeur elles les rend invisibles. La lumière zodiacale, observée pour la première fois par Ghildrey, vers 1659, a d’abord été étudiée par J.-D. Gassini, en 1683.

On a donné plusieurs explications de ce phénomène : la plus probable consiste à admettre qu’il est dû à un ensemble de corps qui

forment autour du soleil comme une zone d’astéroïdes solides trèsécartés, mais occupant une immense étendue, et au milieu de laquelle la terre se trouve plongée; les bolides et les étoiles fdantes ne seraient alors que des parties isolées de cet ensemble de corps qui, attirées dans la sphère d’activité de la terre, tomberaient à sa surface. D’après cette hypothèse, la lueur de la lumière zodiacale serait due à la lumière solaire réfléchie, et l’absence de polarisation que l’on remarque proviendrait de ce que la lumière est refléchie dans tous les plans possibles sur les surfaces orientées diversement de cette multitude de corps.

On sait que Mayer a supposé que l’incandescence du soleil pouvait être maintenue pendant des milliers d’années, en. admettant une chute continuelle de ces astéroïdes sur le soleil, laquelle produirait, par cet effet mécanique un développement d’une quantité de chaleur qui pourrait compenser la perte continuelle due au rayonnement dans les espaces célestes. D’après les calculs de Mayer, il suffirait qu’il tombât annuellement une masse de même densité que celle du soleil et augmentant son rayon de 6 mètres ^ pour compenser la perte de chaleur qu’il éprouve.

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La lumière des bolides, ainsi que celle des autres sources lumineuses météoriques d’une intensité suffisante peut être soumise aux mêmes modes d’investigation que la lumière des astres. Quant à celle des aurores polaires, elle a de tels rapports avec la lumière électrique que l’origine de ce météore ne paraît guère douteuse aujourd’hui. Mais, ainsi qu’on le verra plus tard, l’électricité ne pouvant donner de la lumière qu’en portant momentanément à l’incandescence les particules matérielles qui la transmettent, il en résulte que les sources lumineuses d’origine météorique doivent être considérées comme devant leurs propriétés à l’incandescence de la matière.

Il y a d’autres sources lumineuses que celles d’origine météorique, et qui sont dues à des actions physiques ou chimiques, telles que le frottement, la percussion et l’influence de la chaleur et de l’électricité ; elles émettent des rayons qui sont soumis aux mêmes lois que les rayons provenant de la lumière solaire ou stellaire. Elles vont être étudiées en détail dans les différents livres de la première partie de cet ouvrage et comparées aux sources diverses dont il vient d’être question.