LA LUMIÈRE DU SOLEIL

Quelques notions de photométrie ; ce qu’on entend par pouvoir éclairant et par éclat intrinsèque d’une source lumineuse. — A combien de bougies équivaut le pouvoir éclairant du Soleil ? — La lumière solaire comparée à celle de l’arc voltaïque. — Mesure de l’intensité intrinsèque de la lumière du Soleil.

Dire que le Soleil est la source de lumière la plus éblouissante que l’on connaisse, c’est sans doute n’apprendre rien à personne. Ce qui serait plus intéressant et plus instructif, mais ce qui est aussi beaucoup moins aisé, comme on va le voir, ce serait d’évaluer avec quelque précision l'intensité de ce foyer prodigieux. Depuis deux siècles , diverses tentatives ont été faites pour mesurer l’intensité de la lumière solaire, et, bien que les résultats ne soient

pas tous concordants, ils suffiront à donner une idée de la puissance lumineuse de l’astre, comparée à celle des autres sources naturelles ou artificielles que nous pouvons observer ou nous procurer à la surface de la Terre.

Avant d’entrer dans les détails relatifs à cette question délicate de photométrie, posons quelques principes, nécessaires pour dissiper ce que l’énoncé de la question elle-même pourrait avoir d’obscur aux yeux des lecteurs qui ne sont point familiers avec les théories de l’optique.

Quand on parle de l’intensité d’une source de lumière, on peut envisager cette intensité à deux points de vue fort différents : ou bien on entend par là le rapport du jiouvoir éclairant de la source à celui d’une autre source pris pour terme de comparaison ou unité ; ou bien on veut parler de son éclat intrinsèque. Montrons par des exemples quelle différence existe entre ces deux modes d’appréciation.

Supposons, par exemple, qu’on ait trouvé que le pouvoir éclairant d’un bec de gaz d’une certaine dimension équivalut à celui de 16 bougies ; dans ce cas, on suppose que le bec de gaz et les 16 bougies sont placés à la même distance* d’une surface, qui se trouve alors également illuminée par les deux sources. Le même rapport existerait néanmoins entre les pouvoirs éclairants du bec de gaz et de la bougie prise ici pour unité, si la distance du bec à la surface éclairée était 4 fois aussi grande que celle d’une bougie qui l’illuminerait également. C’est la conséquence de la loi en vertu de laquelle le pouvoir éclairant d’une source diminue en raison inverse du carré de la distance, c’est-à-dire devient

4, 9, 16... fois plus faible, quand la distance, au contraire, devient 2, 3, 4... fois plus considérable.

Comprise de cette façon, l’intensité de la lumière solaire ou le pouvoir éclairant du Soleil se mesurera par le nombre de bougies, de becs de gaz , de disques de la Lune, de lumières stellaires, etc., qu’il faudrait accumuler ou supposer rassemblés, soit à des distances déterminées d’une surface, soit dans le ciel, à la distance où sont les astres euxmêmes, pour produire une égale illumination sur la surface considérée.

Un mot maintenant sur ce qu’on entend par l’intensité intrinsèque d'une source de lumière. Imaginons que l’on découpe par la pensée, sur le disque du Soleil, une étendue égale en apparence à celle de la flamme d’une bougie vue à une distance d’un mètre, par exemple, et qu’on se demande alors combien la première surface sera de fois aussi lumineuse que l’autre. La réponse à cette question donnerait l’intensité intrinsèque de la lumière solaire rapportée à celle d’une bougie. Ainsi mesurer l’éclat intrinsèque d’une source, c’est comparer l’éclat d’une portion de la surface lumineuse à celui d’une égale surface prise dans une source qui est considérée comme l’unité.

Cette distinction entre le pouvoir éclairant et l’intensité intrinsèque une fois bien comprise, les résultats que nous allons rapporter s’expliqueront d’euxmêmes.

Plusieurs physiciens du xvi* et du xvn® siècle, Maurolicus, Auzout; Huygens, essayèrent de mesurer l’intensité de la lumière solaire ; mais c’est à Bouguer qu’on doit les premiers nombres un peu

précis sur ce point délicat de photométrie. Il se servit d’une lentille concave pour faire diverger les rayons solaires, de façon à en affaiblir l’éclat dans une proportion aisée à calculer ; puis il compara le pouvoir éclairant de la lumière du Soleil, ainsi réduite, à celui d’une bougie placée à une distance donnée de l’écran. Bouguer trouva par cette méthode, en septembre 1725, que le Soleil, à une hauteur de 31° au-dessus de l’horizon, par un ciel pur, éclaire comme 11 664 bougies à 0 m ,43 de distance, c’est-à-dire comme 62 177 bougies à 1 mètre. D’après la loi de la variation de l’intensité en raison inverse du carré de la distance, et en tenant compte de l’absorption atmosphérique, .on arrive à ce résultat que le Soleil éclaire au zénith , par un ciel bien pur, 75 200 fois autant qu’une bougie placée à 1 mètre de distance de l’objet éclairé.

Wollaston, en mai et juin 1799, par une méthode consistant à recevoir un faisceau très-mince de lumière solaire à travers le trou d’une chambre obscure, arriva à un résultat qui ne diffère que très-peu de celui de Bouguer : en moyenne, il trouva que 5 563 bougies 1 placées à la distance d’un pied anglais (0 m ,305), ou 59 882 bougies à 1 mètre éclairent autant que le Soleil. En supposant le Soleil au zénith, et les bougies placées à un mètre, le pouvoir éclairant de l’astre équivaut à celui de 68 000 bougies. Ce nombre est un peu moindre que celui de Bouguer. Mais les deux méthodes employées ne comportent pas une précision plus grande, et les cir-

1. C’est une moyenne entre 12 expériences dont les deux extrêmes donnent au maximum 7 770 et au minimum 3 965.

constances atmosphériques n’étaient sans doute pas les mêmes.

Une lampe Carcel, qui brûle 42 grammes d’huile épurée par heure, donne autant de lumière que 8 à 9 bougies stéariques ; un bec de gaz dit papillon, autant que 7 à 8 bougies. On peut, à l’aide de ces nombres et des résultats obtenus par Bouguer et Wollaston, calculer aisément combien la lumière du Soleil vaut de fois l’une ou l’autre de ces sources lumineuses ; mais on sait maintenant produire artificiellement des lumières, % dont l’intensité se rapproche beaucoup plus de celle du Soleil. Par exemple, en projetant sur un fragment de chaux le jet enflammé d’un mélange de gaz oxygène et de gaz hydrogène, on obtient une lumière très-vive : c’est celle qu’on connaît sous le nom de lumière Drummond, ou lumière oxy-hydrique. M. Edmond Becquerel, se servant d’un appareil qui dépensait 3 litres et demi de gaz par minute, évaluait la quantité de lumière produite à celle de 160 ou de 180 bougies. Un fil de magnésium de 3 dixièmes de millimètre de diamètre a un pouvoir éclairant de 74 bougies à l’air libre, de 110 bougies s’il brûle dans l’oxygène : dans ce dernier cas, son éclat intrinsèque égale 500 fois celui de la bougie. Enfin, l’arc voltaïque, qu’on obtient avec une pile à acide azotique de 50 à 100 couples, donne une quantité de lumière que M. E. Becquerel considère comme équivalant à celle de 400 à 1 000 bougies. Dans ce dernier cas, la lumière du Soleil au zénith, d’après les mesures de Bouguer et de Wollaston, n’aurait pas un pouvoir éclairant supérieur à 75 fois celui de l’arc voltaïque, à 1 mètre de distance.

Avec des piles plus puissantes, on obtient une quantité de lumière qui se rapproche plus encore de l’intensité lumineuse du Soleil. Ainsi MM. Fizeau et Foucault, comparant l’éclat d’un arc voltaïque produit par l’action de trois séries de piles Bunsen de chacune 46 couples, avec la lumière que donnait le Soleil, par un ciel pur du mois d’avril, ont constaté que le pouvoir éclairant de l’astre ne valait pas plus de deux fois et demie celui de la lumière électrique.

Dans toutes ces mesures, il ne s’agit que du pouvoir éclairant du Soleil. Arago a évalué l’intensité intrinsèque de la lumière solaire de la manière suivante. Il a commencé par lui comparer l’éclat de l’atmosphère, dans le voisinage du disque, et il a trouvé que tout autour du Soleil, à une distance angulaire à peu près égale à son diamètre, la lumière atmosphérique est 511 fois moins intense que la lumière du Soleil. Cela posé, quand on projette la flamme d’une bougie, non pas seulement sur le disque solaire, mais aussi sur la partie du ciel qui l’environne dans le champ dont il vient d’être question, cette flamme disparaît entièrement à l’oeil; on n’aperçoit plus que la mèche carbonisée dont la silhouette se détache en noir sur le fond lumineux. Or, Bouguer a montré qu’une lumière, pour en faire disparaître une autre, doit être 64 fois au moins plus intense. Le champ de l’atmosphère qui environne le Soleil a donc un éclat intrinsèque égal à 64 fois au moins celui de la flamme d’une bougie. De sorte que l’intensité de la lumière solaire est elle-même 511 x 64 ou 32 704 fois plus forte que la lumière d’une bougie. Il s’agit bien là, comme on voit, de l’éclat intrinsèque, non plus du pouvoir éclairant.

Mais ce mode d’évaluation indiqué par Arago dans son Astronomie populaire 1 ne donne qu’une limite inférieure. D’après M. Edmond Becquerel, la flamme d’une bougie offre une surface visible d’environ 180 millimètres carrés : un cercle de cette étendue devrait être placé à l m , 73 de l’œil pour que son diamètre sous-tendit un arc de 30’, c’est-à-dire eût la même dimension apparente qùe le Soleil. Il en résulte que, si l’on prend pour unité l’éclat intrinsèque de la lumière d’une bougie, l’éclat de la lumière solaire devient, d’après Bouguer, 186 400, et, d’après Wollaston, 179 130.

Absorption de la lumière du Soleil par l'atmosphère ; elle varie avec la hauteur de l'astre au-dessus de l'horizon. — Variations de la lumière selon les saisons.

Dans toutes les comparaisons qui précèdent, il ne s’agit, bien entendu, que de la lumière solaire telle qu’elle nous parvient à la surface du sol après son trajet au travers des couches gazeuses qui forment l’atmosphère. Ces couches sont d’ailleurs plus ou moins pures, plus ou mons chargées de vapeur d'eau et de particules solides en suspension, de poussières, de germes de toutes sortes. Une certaine fraction de la lumière du Soleil est absorbée par son passage dans ce milieu variable, et elle l’est, toutes choses égales d’ailleurs, en proportion d’autant plus grande que la hauteur du Soleil au-dessus de l’horizon est moindre.

Bouguer, qui a fait des recherches à ce sujet,

1. Il y a 15 000 au lieu de 32 704; ce qui nous a semblé être une faute d’impression.

estime que l’absorption atmosphérique réduit l’intensité delà lumière du Soleil aux nombres suivants, en regardant comme égale à 10 000 celle du Soleil dans l’hypothèse où l’atmosphère n’existerait point :

Au Zénith

D’après ce tableau, on voit qu’au lever du Soleil, la lumière de l’astre est 1 354 fois moins éblouissante qu’au zénith ; à Paris, le jour du solstice d'été, vers le 20 juin, le Soleil s’élève jusqu’à 64°, à midi : ce jour-là, sa lumière à midi est plus de 1 300 fois aussi intense qu’à 4 heures du matin, à l’heure où son disque point à l’horizon.

Il ne s’agit ici que de l’absorption de la lumière du Soleil par l’air, et le tableau calculé par Bouguer exprime dans quelle proportion l’enveloppe gazeuse dont la Terre est entourée en diminue l’éclat par un ciel bien pur. Mais le plus souvent cet éclat se trouve diminué encore par l’interposition des masses vaporeuses, brouillards et nuages, en suspension dans l’atmosphère. La lumière du Soleil se trouve ainsi diffusée avant de parvenir à l’œil, qui la reçoit aussi après sa réflexion à la surface des nuages et des objets terrestres.

Avant le lever et après le coucher du Soleil, quand le disque lumineux n’est pas encore ou n’est plus

visible, sa lumière éclaire directement les couches supérieures de l’atmosphère, et parvient jusqu’à nous par sa réflexion directe, comme aussi par sa réfraction dans le milieu gazeux qui surplombe nos têtes. La durée du jour ou mieux de la journée se trouve ainsi accrue par le crépuscule et par l’aurore. Enfin, même pendant la nuit, nous pouvons encore être éclairés par la lumière solaire ; car c’est elle qui, réfléchie par la surface de la Lune et des planètes, fait briller ces astres sur le fond obscur de la voûte étoilée.

De l’hiver à l’été, la variation d’intensité de la lumière solaire peut être fort grande, à cause des changements dans la pureté ou la faculté absorbante de l’atmosphère. Mais astronomiquement parlant, c’est-à-dire aux limites de l’atmosphère, elle reste la même, la variation dans la distance d’une source lumineuse ne modifiant pas son éclat intrinsèque. Ce qui change à raison de cette distance, c’est le diamètre apparent de l’astre, par suite la surface lumineuse et le pouvoir éclairant. Quand on calcule le rapport de ces divers éléments, on trouve que si le pouvoir éclairant du disque solaire est 1,000 à la distance moyenne de l’astre, c’est-à-dire aux époques du 1 er avril et du 1 er octobre, à sa plus grande distance de la Terre ou à l’aphélie aul er juillet, ce pouvoir est réduit à 0,966, et en janvier, époque du périhélie ou de sa distance minimum à la Terre, il devient 1,033. Mais pour que ces nombres correspondent à des variations réelles dans la lumière du jour, il faut supposer que le Soleil est, dans tous les cas , à une même hauteur au-dessus de l’horizon, dans des conditions atmosphériques identiques,

ce qui est difficile à rencontrer en des saisons si différentes.

La lumière du Soleil comparée à celle des étoiles et à celle de la Lune. — Différence d’intensité entre les bords et le centre du disque du Soleil.

Les physiciens dont nous avons cité plus haut les expériences photométriques ont essayé aussi de comparer la lumière solaire à celle des autres sources lumineuses cosmiques, comme la Lune et les étoiles.

Huygens estimait la lumière du Soleil au moins égale à 765 millions de fois celle de Sirius. D’après Wollaston, elle est de beaucoup supérieure à ce nombre, et il l’évalue égale à 20 milliards de fois la lumière de la même étoile, qui est, comme on sait, la plus brillante du ciel entier. Il résulte de là que, pour voir le Soleil se réduire à un point lumineux dont l’éclat serait égal à celui de Sirius, il faudrait que notre planète s’éloignât dans l’espace à une distance d’environ 140 000 fois sa distance actuelle à l’astre radieux. Inversement, si Sirius s’approchait de nous, de manière à prendre la place de notre Soleil, sa lumière équivaudrait à celle de 94 soleils semblables au nôtre !

Bouguer, comparant la lumière solaire à celle de la pleine Lune, déduisit d’un grand nombre d’observations cette conséquence, que le pouvoir éclairant du Soleil équivaut à 300 000 fois celui du disque de notre satellite. Chose singulière, Wollaston, à peu près d’accord avec Bouguer sur l’intensité comparée des lumières du Soleil et d’une bougie, a trouvé que le pouvoir éclairant du Soleil est à celui de la Lune

comme 801 072 est à 1. La différence entre ces deux résultats est si grande qu’on ne sait comment l’expliquer : c’est une expérience qu’il serait bon de recommencer.

Quoi qu’il en soit, en prenant pour unité l’intensité du rayonnement solaire , abstraction faite de l’absorption atmosphérique, on peut calculer ce qu’est l’intensité de cette même radiation à la surface de chacune des planètes. Considérée intrinsèquement, elle reste la même ; mais en raison de la variation du diamètre apparent du Soleil et par suite de la surface rayonnante du disque, la quantité de chaleur et de lumière qui parvient à chaque planète se trouve varier en raison inverse du carré de leurs distances au foyer commun. De Mercure, la planète la plus voisine du Soleil, à Neptune, la plus éloignée, la lumière solaire diminue dans la proportion de 7 000 à i environ.

Pour terminer ce que nous avons à dire du Soleil, considéré comme source de lumière, il nous reste à parler de la différence d’intensité qui existe entre les diverses régions de sa surface.

Il parait certain, comme Bouguer l’a remarqué le premier, que la surface du disque n’est pas uniformément lumineuse : le centre a une lumière plus intense que les bords. D’après lui, le rapport des intensités est celui des nombres 48 et 35. Cependant Arago, ayant comparé à l’aide de son polariscope la lumière du bord à celle du centre du Soleil, n’a pu constater une différence de ~ entre leurs intensités respectives. Plus récemment, le P. Secchi a effectué un grand nombre de mesures comparatives à l’aide du photomètre à roue tournante, et il

en a conclu que le centre a une lumière plus intense que les bords dans le rapport des nombres 4 ou 3 à 1 : encore s’agit-il de la lumière prise à 50 secondes du bord; au bord même, il l’évalue tout au plus à D’où viennent de pareilles divergences entre les résultats obtenus par des observateurs également habiles et savants? C’est ce que nous ne saurions dire. J. Herschel, dans la 6* édition de ses Outlines of astronomy, dit positivement : « Quand on voit tout le disque du Soleil à travers un télescope grossissant modérément, avec un verre obscur pour permettre d’examiner à l’aise, il devient évident que les bordures de son disque sont beaucoup moins lumineuses que le centre. On s’assure que ce n’est pas une illusion, en projetant l’image du Soleil modérément grossie et non obscurcie, de manière à occuper un cercle de 1 décimètre environ de diamètre, sur une feuille de papier blanc. » Une épreuve photographique du Soleil, obtenue le 7 août 1863, et que nous avons entre les’ mains, indique une trèsnotable différence d’intensité entre la lumière du . bord et celle du centre. Mais elle peut être due surtout à une différence dans l’activité des rayons chimiques. On verra plus loin quelle est l’importance . du fait dont il s’agit, au point de vue de la constitution physique du Soleil.