CHAP. IV. — MÉTHODES ASTRONOMIQUES. — TEMPÉRATURE DU SOLEIL

lure : puis, en arrêtant la radiation solaire, on observe la loi du refroidissement par l'enceinte. A la température maxima, le gain par la chaleur solaire est égal à la perte par l'enceinte, que fait connaître la dernière partie de l'expérience.

Ces déterminations de la chaleur rayonnée par le Soleil demandent, avant d'être utilisées, à subir une correction notable, qui tient à l'absorption atmosphérique. Celle-ci, d'après M. Violle, est d'environ 70 p. 100 au niveau de la mer, et tombe peu à peu à 6 p. 100 au mont Blanc (4.810 mètres). Par des mesures actinométriques à diverses altitudes, on peut en apprécier la loi théorique et déterminer le coefficient à appliquer pour se supposer placé aux limites de l'atmosphère te rrestre. On trouve ainsi la quantité de chaleur reçue pendant une minu c par chaque centimètre carré de surface normal aux rayons incidents : quantité qu'on appelle la constante solaire ^ D'après les dernières mesures de Hansky, cette constante, évaluée parPouillet à 1,76 caloriegramme, serait de 3,2 à 3,4, cest-à-dire à peu près double. En multipliant par la surface totale sur laquelle s'opère le rayonnement, c "est-à-dire une sphère ayant même rayon que l'orbite terrestre, on obtient la quantité de chaleur dégagée par le Soleil, qui, d'après les calculs de Herschel et de Pouillet, était supposée, dans une année, d'environ 2,7 X 10^° grandes calories et qu'il faudrait, par conséquent, avec les évaluations récentes, porter au double : quantité correspondant, pour notre globe, au travail continu de plusieurs centaines de trillions de che vaux- vapeur ^.

Bien que la relation entre la quantité de chaleur rayonnée par une enceinte et sa température soit d ordre tout à fait empirique, on en a essayé diverses appréciations, dont les plus connues sont appelées la loi de Newton et la loi de Dulong et Petit. S'il était permis d'appliquer la loi de Dulong et Petit au Soleil, on pourrait, des observations précédentes, déduire la température de celui-ci. M. Violle a commencé par chercher dans quelle mesure cette loi devait être rectifiée pour des foyers industriels, dont on connaissait, d'autre part, la température : par

1. Ce chiffre ne représente qu'une fraction de l'énergie dépensée par le Soleil, celle qui ^e traduit directement sous la forme thermique (sans parler des radiations chimiques et autres).

2. On a beaucoup perfectionné, dans ces derniers temps, les mesures de l'énergie rayonnante, au point que M. Nichols a pu essayer de mesurer les radiations calorifiques des étoiles : il s'est servi d'un radiomètrede Crookes, constitué pardeu.x petits disques de mica noirci, réunis par une tige de verre suspendue à un fil de quartz, dans une cage où l'on avait fait le vide reUitif et où le rayon pénétrait par une fenêtre de fluorine (c'est-à-dire remarquablement transparente) pour venir frapper l'un des disques. Le procédé, employé pour le Soleil par M. Langley, a été décrit dans les (Comptes Rendus de l'Ac. des Se. en 1894. Voir: Ch. Guillacme, Sur les lois du rayonnement (ïiev. gèn. des Se, 13 mai 1901). — Cf. La Sature, 6 avril 191i.

122 LA SCIENCE GEOLOGIQUt;

exemple, pour une coulée d'acier à 1.500°. En admettant, pour le pouvoir émissif du Soleil, une valeur inférieure à celle qu'il a pour l'acier fondu, il est arrivé à un chiffre de 2.500°, que d'autres physiciens ont considéré comme trop faible ^

On peut, d'autre part, chercher à déterminer la loi du rayonnement lumineux en fonction de la température, comme l'a fait, dans ces dernières années, M. Le Chatelier^

On a, par exemple, comparé l'intensité des raies spectrales de la lumière solaire 'avec celle des spectres voltaïques. On sait, en effet, que, lorsqu'un solide s'échauffe, son spectre devient de plus en plus brillant et s'étend de plus en plus vers le violet à mesure que la tempéture s'élève.

En cherchant, au moyen du photomètre, la température que devrait avoir un corps noir pour atteindre le rayonnement d'un foyer, on peut également, comme l'a montré M. Le Chatelier, arriver, jusqu'à 1.500 ou 2.000°, à un rapport précis entre la température et le rayonnement lumineux. Cette loi, étendue par une extrapolation hypothétique au rayonnement solaire, lui a fait admettre, pour la surface du Soleil, une température de 7.500°, qui paraît être une moyenne assez vraisemblable entre les 14.000° de Lord Kelvin et les 2.500° de M. Violle^

Cette température de la superficie solaire doit être inférieure à la température interne du même astre dans des proportions qui laissent le champ libre à toutes les hypothèses.

Ayant ainsi acquis quelques notions sur la température extérieure du Soleil, pour les appliquer en géologie, il faut essayer de se faire une idée sur les modilications que cet astre a pu subir au cours des périodes géologiques *.

La conservation approximative de la température solaire malgré son

1. La superficie du Soleil étant de 6,1 x 10" mètres carrés, la chaleur rayonnée par le Soleil parait, d'après les mesures précédentes, être du môme ordre que celle de nos foyers, peut-être 50 à 100 fois plus forte que celle du charbon bralant sur la grille d'un fourneau de locomotive ; il est donc probable que la température ne s'éloigne pas non plus beaucoup, sur la superficie solaire, de celles que nous réalisons dans nos usines.

2. M. Le Chatelier a montré {Journal de physique, 1892 et C. R., t. C.XIV, p. 737), que la température des divers foyers industriels, le four électrique excepté, ne dépasse iamais 1.950» {température du coke brûlant devant l'œil de la tuyère dans les hauts fourneaux). La fusion du platine se fait à 1.775»; l'arc électrique, qui suffit pour volatiliser tous nos éléments, est à 4.100».

3. On admet communément o à 6.000» pour la photosphère, tandis qu'une théorie d'Arrhénius conduirait à supposer 6 millions de degrés comme température centrale du Soleil. '

4. Lord Kelvin. Conférences sur la Constitution de la matière (Trad. Lucol et Brillouin, 1893). — Voir aussi IIelmholtz. Mémoire sur la conservation de la force. — PoiNCARft. Hypothèses cosmogoniques, 1911.

CilAP. IV. - MÉTHODES ASTRONOMIQUES. — TEMPÉRATURE DU SOLEIL 123

énorme et constant rayonnement de chaleur, est, tout d'abord, un problème bien singulier.

Il n'est pas possible que l'activité du Soleil se bome à un simple rayonnement : car, en lui attribuant la chaleur spécifique de l'eau, sa température baisserait alors de l'',4 par an. En moins de 6.000 ans, il aurait été congelé. Dans quelque proportion que l'on suppose cette chaleur spécifique accrue à la surface du Soleil, on n'en reste pas moins à des chiffres infimes et inacceptables.

Le Soleil ne peut non plus être assimilé à un foyer tirant sa chaleur de réactions chimiques. Un bloc de coton-poudre, du volume actuel du Soleil, brûlant par sa surface sans dédagrer, se serait entièrement consumé en 8.000 ans et, pour qu'il équivalût au rayonnement solaire pendant 8.000 ans, il faudrait lui supposer un diamètre initial double du diamètre actuel.

Restent alors les hypothèses mécaniques. Robert Mayer a supposé la chaleur du Soleil constamment entretenue par des chutes de météores. Un kilogramme de matière, tombant de l'infini sur le Soleil, y arriverait avec une vitesse de 624 km. par seconde et développerait 2. 10'° kilogrammètres. Dans ces conditions, pour restituer au Soleil la chaleur perdue par rayonnement, il suffirait d' l kg. tombant par mètre carré et par heure : ce qui ne produirait, dans le diamètre solaire, qu'une augmentation inappréciable pour nos instruments. Néanmoins, on a dû renoncer à cette hypothèse en remarquant qu'il en résulterait un accroissement progressif de la masse du Soleil. Comme cet accroissement n'a d'influence appréciable, ni sur la durée de l'année terrestre ni sur la durée de révolution de Mercure, il faudrait que l'essaim fût intérieur à l'orbite de Mercure. Cet essaim aurait alors une densité très forte, qui se manifesterait lors du passage des comètes au périhélie. L'analyse spectrale, d'après le principe Dôppler-Fizeau, devrait également déceler les phénomènes résultant de ces volatilisations de météores aux énormes vitesses orbitales, etc.

Enfin, une dernière théorie due à Helmholtz a attribué le renouvellementxonstant de l'énergie solaire à la compression progressive d'une masse liuide. En supposant une sphère solide de densité uniforme, le calcul montre qu'une contraction de l/l.OOO en diamètre contrebalancerait la perte par rayonnement pendant 20.000 années. La provision de chaleur que le Soleil aurait emmagasinée pendant sa formation équivaudrait à 19 millions d'années de rayonnement. On trouve oO millions en tenant compte de l'accroissement qui doit se produire dans la densité solaire depuis la périphérie jusqu'au centre ; peut-être 100 millions en faisant intervenir sa viscosité; beaucoup plus encore en remarquant

que des courants de convection doivent amener sans cesse à la surface du Sbleil des matières que la chaleur centrale avait dissociées et qui, en se recombinant à une température moindre, dégagent de la chaleur pour retomber alors au centre se volatiliser de nouveau : en sorte qu'il y a transport constant d'énergie du centre à la périphérie. L'incertitude, on le voit, était déjà énorme, lorsque la découverte du radium est venue nous rappeler encore davantage le danger de raisonner sur des états de la matière qui nous sont totalement inconnus. Dans l'état actuel de la Science, la géologie n'a rien à attendre ici de théories où l'ordre môme de grandeur reste incertain. Tout au plus, estil permis d'en retenir la possibilité que les chiffres relatifs à la vie du Soleil soient très inférieurs aux milliards d'années, sur lesquels on spécule parfois trop aisément. Il semble également vraisemblable que, depuis le début des périodes géologiques, le diamètre du Soleil a dû subir une condensation notable.