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diamètre fois la particule sera donc chassée,

même dans l'espace et, par suite, quittera le voisinage

Lancées par la pression de radiation,

elles peuvent arriver jusqu'à la lerre et y produisent, en pénétrant dans les couches supérieures de notre m sphère, les majestueux phénomènes connus sous le nom d'aurores pi S Elles v apportent également leurs cha ges électriques et sont ainsi de ac teurs, sinon de génération, du ins de modification de l'électricité nt sphérique et des phénomènes électri ques et magnétiques dont l'écorce tt restre est le siège,

Et ceci comporte une vérificati

Les poussières solaires, étant d'ori sine éruptive, traduisent, par leur plus

ou moins grande importance, les va

GS ANCTIN

celle de la périodicité des taches, de onze ans et un dixième.

à VU pi ment que les courbes, les « graphiques » jui traduisent expérimentalement les variations du nombre des taches solaires, celles des perturbations magnétiques, celles du nombre des aurores polaires, s'emboitent exactement les unes dans les autres : l'identité de la périodicité de ces divers phénomènes comporte donc l'identité dans leur origine, qui s'explique très simplement par l'émission, venant du Soleil, des poussières électrisées chassées loin de l’astre par la pression de radiation.

D'ailleurs des vérifications directes ont été faites par l'astronome italien Ricco.

Le calcul montre que de petites sphérules, d’un diamètre de 0®2,00016, chassées loin du Soleil par la pression de radiation, et ayant une densité voisine de 2/3, doivent être lancées loin de l’astre avec une vitesse telle qu'elles mettraient 45 heures à franchir la distance qui les sépare de la Terre. Or, l’astronome Ricco a trouvé qu'il s'écoulait tout juste 45 heures et demie

entre le passage d’une grande tache solaire au méridien de son observatoire et le moment où l'on observe la perturbation magnétique qui doit ré- De sulter de l’arrivée des poussières solaires dans l'atmosphère terrestre. C’est là, on ne peut se le dissimuler, une concordance remarquable et singulièrement troublante.

S0. La température et la chaleur du Soleil. — Nous arrivons enfin à la grosse question relative à la physique du Soleil:

celle de sa température et de l'entretien de la formidable quantité de chaleur qu'il rayonne sans cesse dans l’espace.

Cette quantité est « formidable », en effet.

Tout d’abord, remarquons- que, étant données ses dimensions et la petite «quantité d'espace » qu'elle occupe, la Terre n'en reçoit qu'une parcelle infinitésimale:

à peu près la demi-milliardième partie; toutes les planètes réunies qui gravitent autour de l’astre central ne reçoivent, à elles toutes, que la deux cent trente millionième partie de la chaleur qu'ilrayonne!

Comment peut-on connaître cette quantité de chaleur?

Les physiciens y sont arrivés à l’aide d'instruments ingénieux et précis appelés des actinomètres, et l'on a pu ainsi connaître, avec une approximation suffisante, la quantité de chaleur que le Soleil envoie, pendant une minute, sur 1 centimètre carré placé, non pas à la surface de la Terre, mais aux limites extrèmes de l'atmosphère, dans des conditions telles que le rayon échappe à toute absorption atmosphérique.

Cette quantité de chaleur s'appelle la constante solaire; et jamais nom ne fut plus mal donné, car cette « constante » est essentiellement « variable ». Sa valeur moyenne probable est voisine de 2 calories.

Nous disons sa valeur moyenne, car, d’après les très beaux travaux des astronomes américains, Fowle, Abbot et Aldrich, cette « constante » semble varier; elle paraît soumise à des fluctuations régulières dont l'origine serait dans les vicissitudes mèmes du rayonnement solaire et sa valeur parait croître avec le nombre des taches.

Cela posé, et connaissant les lois de l'absorption atmosphérique, on peut exprimer en nombres la quantité totale de chaleur rayonnée par le Soleil pendant un temps donné. Disons tout de suite que cette quantité se traduit par des chiffres bien faits pour écraser l'esprit.

C'est ainsi que, à chaque seconde de temps, la quantité totale de chaleur dégagée par l’astre est équivalente à celle que donnerait la combustion de onze quatrillions et six cents trillions de tonnes de houille! Cette mème quantité de chaleur suffirait à porter à l'ébullition, par heure, deux trillions neuf cent milhards de kilomètres cubes d'eau prise à zéro degré!

Connaissant la quantité de chaleur dégagée par l’astre, il doit être, semble-t-il, assez aisé de calculer sa température. Cepen-

ACTINOMETRE du professeur Violle.

NOMETRITE

dant les chiffres proposés ont été longtemps incertains: cela tenait à la complexité du problème, à la différence des pouvoirs diathermanes des diverses couches de l'atmosphère solaire.

Ce n'est que depuis les progrès de l'analyse spectrale que la question a vraiment fait des progrès importants, en partant de la longueur d'onde qui, dans le spectre, produit le plus grand eflet calorifique, en vertu d’une loi établie par le physicien Wien. On arrive ainsi à trouver, pour la photosphère, une température d'environ sir mille cinq cents degrés.

Mais ces six mille cinq cents degrés ne représentent que la température de la surface extérieure de l'astre. Quelle peut être celle du centre?

A cela le physicien suédois Svante répondre.

A la surface extérieure se condensent les gaz issus du noyau solaire. Or ces gaz y sont certainement plus chauds, et la température doit s ‘élever quand on part de la surface du Soleil pour aller vers son centre.

La pression à laquelle sont soumis les gaz qui forment le noyau solaire doit augmenter de 3500 atmosphères par kilo-

mètre de profondeur : d’où résulte une

æ augmentation de température d'environ

9 degrés par kilomètre de pénétration.

Or, comme le rayon du globe solaire est

d'environ 700000 kilomètres, on voit, par

un calcul élémentaire, que la tempéra-

ture au centre de l'astre doit être d’environ sir millions de degrés!

Arrhenius va nous

SL. L'entretien de la chaleur solaire.

— Comment peut donc s'entretenir cette chaleur colossale? C'est la question essentielle qui se pose dans l'étude du Soleil.

Puisque c'est cet astre qui règle, par son rayonnement, toute l’activité de la vieà la surface de la Terre, qui règle les phénomènes généraux qui constituent, en quelque sorte, la vie même de notre globe, il est naturel de se demander dans quelles limites on peut entrevoir la permanence de son rayonnement, ce qui revient à rechercher sa durée, tant dans le passé que dans l'avenir.

Il est incontestable que le Soleil perd, par son rayonnement, une certaine quantité de chaleur. Cette quantité, on a pu l’évaluer avec assez de précision pour pouvoir dire que chaque gramme de la matière qui constitue le globe solaire perd, par an, deux calories.

En admettant que sa capacité calorifique soit la plus élevée de toutes, c'est-à-dire égale à celle de l’eau (ce qui paraît, d'ailleurs, peu vraisemblable), on voit que sa température s'abaisserait d'environ 2 degrés chaque année, de sorte que, comme la température de la surface du Soleil est d'environ 6 500 degrés, en tout cas comprise entre 6000 degrés et 7000 degrés, l’astre devrait être, simplement depuis la durée des temps historiques, complètement reiroidi, si rien n'était venu compenser cette continuelle déperdition de chaleur.

Or, les documents historiques que nous avons dans les auteurs anciens relativement aux conditions de certaines végétations, très sensibles aux moindres variations climatériques, nous montrent que, {out au moins depuis l'époque historique, le climat général de la Terre n'a pas changé, comme il l'aurait fait si le Soleil s'était refroidi proportionnellement à ce qu'exige sa perte de chaleur par rayonnement.

Il faut donc qu'une cause de récupération intervienne pour compenser la perte continuelle de calories éprouvée par l'astre:

De nombreuses hypothèses ont été faites pour expliquer le mécanisme de cette récupération. |

Tout d'abord, il y a celle de R. Mayer. Remarquant que l'action de la pesanteur est vingt-sept fois plus forte à la surface du Soleil qu'à la surface de la Terre, ce physicien avait calculé que les « météorites », les fragments de corps Ss errant dans l'espace, se précipitent sur l'astre à des vitesses atteignant 600 kilomètres par seconde.

La force vive de ce mouvement, transformée en chaleur par l'arrêt brusque de la chute, produirait 45 millions de calories