LA CHALEUR DU SOLEIL

La température de notre globe est due à trois sources de chaleur : celle des espaces interstellaires, la chaleur interne et la chaleur solaire.

Trois sources principales de chaleur concourent à donner à la Terre la température qu’elle possède :

c’est, en premier lieu, la chaleur interne ou propre à la masse même de la Terre; puis c’est celle que lui communiquent les espaces interplanétaires, dont elle parcourt successivement diverses régions ; c’est, en troisième lieu, la chaleur qu’elle reçoit du Soleil.

Un point quelconque de l’espace est incessamment traversé par les rayons de chaleur émanés des astres les plus éloignés, étoiles, soleils, corps obscurs qui circulent à l’entour, en un mot de toutes les masses de matière agglomérées ou disséminées dans le ciel. De ce rayonnement continuel résulte une certaine température qui peut varier, du reste, quand on passe d’un point de l’univers à un autre, mais en restant sensiblement la même à l’intérieur de notre monde planétaire, les dimensions de ce monde étant extrêmement petites relativement aux distances des sources rayonnantes *.

Fourier a le premier reconnu et évalué l’existence de cette température fondamentale de l’espace. Il a fait voir que si la masse terrestre, outre sa chaleur interne, dônt nous allons dire aussi deux mots, ne recevait que la chaleur du Soleil, si l’espace interplanétaire était entièrement dépourvu de chaleur, la * déperdition pendant la nuit et pendant les saisons hivernales serait telle, qu’aucun être animé ne pour-

1. Cela signifle que la température de la portion de l’espace circonscrite par l’orbite de Neptune, la planète la plus éloignée du Soleil, est uniforme, abstraction faite de la chaleur rayonnée par le Soleil et les planètes. Mais comme le Soleil et tout son système voyagent dans l’espace selon une direction déterminée, ce déplacement peut faire parcourir à la Terre et à ses compagnons des régions de l’espace dont la température ne soit pas la même et varie avec les années ou avec les siècles.

rait résister aux brusques variations qui en résulteraient pour la température d'un lieu quelconque. La température de l’espace est cependant inférieure à celle des régions polaires les plus froides; Fourier l’évaluait à 60° au-dessous de 0°; selon Pouillet, elle serait beaucoup plus basse encore et ne serait pas supérieure à — 142°. Quelque faible qu’elle soit, la température de l’espace céleste est « une cause physique toujours présente qui modère les températures à la surface du globe terrestre et donne à notre planète une chaleur fondamentable, indépendante de l’action du Soleil et de la chaleur propre que sa masse intérieure a conservée. »

L’accroissement de température qu’on observe dans les couches du sol, à mesure qu’on pénètre plus avant à l’intérieur de la Terre, est une preuve incontestable de l’existence d’une chaleur propre à la masse même du globe terrestre.'Fourier a prouvé que l’action seule des rayons solaires ne pouvait rendre compte de cet accroissement de température, puisque, au cas où cette action se fût prolongée pendant un assez grand nombre de siècles pour amener réchauffement à son terme, on devrait Prouver une température uniforme à partir d’une certaine profondeur; et si, au contraire, cet état final n’était point encore atteint, la température des couches devrait décroître avec la profondeur. Dans les deux hypothèses, le résultat serait contraire à l’observation.

La chaleur intérieure de la Terre se propage par voie de conductibilité, du centre jusqu’aux couches superficielles et à la surface même du sol, dont on a calculé qu’elle ne peut élever la température de

plus d’un 36 e de degré : elle serait suffisante, néanmoins, d’après Fourier, pour fondre en un siècle une couche de glace de 3 mètres d’épaisseur.

Par cette émission, le globe terrestre se refroidit de plus en plus; mais la perte de chaleur, de plus en plus faible, tend à être de plus en plus compensée par le rayonnement solaire, qui est la troisième et principale source de chaleur pour la Terre. C’est celle dont nous allons maintenant nous occuper et que nous avions surtout en vue dans ce chapitre.

Intensité de la chaleur solaire à la surface du globe terrestre.

Absorption par la vapeur d’eau de l’atmosphère.

Pour apprécier ce qu’est, en elle- même, cette source puissante de chaleur, il faut arriver à démêler ce qu’il y a de constant dans ses effets si variés, que nous pouvons observer à la surface de la Terre. Nous voyons ces effets changer d’une heure à l’autre, dans le cours de la même journée, changer d’un jour au jour suivant, et d’une saison à la saison prochaine. L’observation prouve aussi qu’il y a une grande différence entre la température des différentes régions de la Terre, suivant leurs latitudes, de sorte qu’on a pu distinguer trois sortes de zones ou climats, les zones tempérées, la zone tropicale et les zones glaciales ou polaires, parce que la chaleur solaire s’y distribue d’une façon très-inégale pendant le cours d’une année.

Quelles sont les causes de ces variations et de ces différences? Les plus saillantes et les plus constantes sont les mouvements de la Terre. Notre planète, en tournant sur elle-même et en circulant en même temps autour du Soleil, présente à celui-ci

des parties successivement différentes de sa surface. Ce double mouvement donne lieu aux jours et aux nuits, aux saisons, à l’année, et comme l’axe de la Terre reste toujours parallèle à lui-même, il en résulte pour la durée de la présence du Soleil sur chaque horizon, pour sa hauteur plus ou moins grande suivant l’heure du jour et l’époque de l’année, des variations qui causent précisément les variations de température constituant les divers climats. D’ailleurs, la Terre ne reste point toujours à la même distance du Soleil; la chaleur solaire a donc encore, de ce chef, une intensité variable.

Enfin l’atmosphère, à travers laquelle passent les rayons calorifiques, avant que nous en puissions ressentir les effets, est plus ou moins pure, plus ou moins chargée de vapeurs : elle absorbe des quantités variables de ces rayons.

Il était, comme on voit, indispensable de tenir compte de tous ces éléments, de les déterminer par l’observation ou par le calcul, avant de rien conclure sur l’intensité intrinsèque de la chaleur du Soleil. De Saussure, J. Herschel ont les premiers abordé le problème dont Pouillet a donné, en 1838, une solution plus complète. Le mémoire de ce savant physicien avait pour objet les questions suivantes dont nous reproduisons l’énoncé, parce qu’il donnera une idée exacte des conditions complexes du problème : « Déterminer la quantité de chaleur solaire qui tombe perpendiculairement, dans un temps donné, sur une surface donnée; la proportion de cette chaleur qui est absorbée par l’atmosphère dans le trajet vertical ; la loi de l’absorption pour diverses obliquités; la quantité totale de chaleur

que la Terre reçoit du Soleil dans le cours d’une année; la quantité totale de chaleur qui est émise à chaque instant par toute la surface du Soleil; les éléments qu’il faudrait connaître pour savoir si la masse du Soleil se refroidit graduellement de siècle en siècle, ou s’il y a une cause destinée à reproduire les quantités de chaleur qui s’en échappent sans cesse; les éléments qui permettraient de déterminer sa température; la température que l’on obser-

verait partout à la surface de' la Terre, si le Soleil ne faisait pas sentir son action ; l’élévation de température qui résulte de la chaleur solaire; le rapport des quantités de chaleur que la Terre reçoit de la part du Soleil et de la part de l’espace ou de tous les autres corps célestes. » ,

La figure 1 représente l’un des instruments qui ont servi à Pouillet pour la mesure de l’intensité solaire, et qu’il nomme pyrhéliomètre. Nous en reproduisons, d’après notre ouvrage les Phénomènes de la Physique, la description sommaire et le mode d’expérimentation :

« On voit, à la partie supérieure, un vase cylindrique en argent très-mince, dont la face tournée au Soleil est recouverte de noir de fumée. Ce vase est rempli d’eau, et la température du liquide est indiquée par un thermomètre dont la boule vient plonger à l’intérieur du cylindre, et dont la tige est protégée par un tube en laiton percé longitudinalement d’une rainure, de manière à laisser voir le niveau du mercure. A l’autre extrémité du tube, un disque, de même diamètre que le vase cylindrique, reçoit l’ombre de ce dernier, et permet de vérifier si la surface noircie est exposée normalement à la

direction des rayons du Soleil : c’est ce qui arrive quand le disque inférieur est exactement recouvert par l’ombre circulaire du disque supérieur.

Fig. 1. — Pyrhéliomètre de Pouillet.

« On commence par noter la température de l’instrument; puis on expose sa face noircie vers une portion du ciel sans nuages, mais de manière qu’il ne reçoive pas les rayons solaires. Au bout de cinq minutes, le rayonnement de l’instrument détermine un certain abaissement de température. En dirigeant

alors l’instrument vers le Soleil, la face noircie reçoit pendant cinq autres minutes la chaleur solaire tombant perpendiculaire sur cette face. On note l’élévation de température. Enfin, on fait de nouveau rayonner l’instrument pendant cinq minutes dans sa première position, et l’on observe encore le refroidissement final. La première et la troisième observation sont nécessaires pour calculer la quantité de chaleur perdue par le rayonnement de l’instrument dans l’espace , pendant son exposition au Soleil , quantité qui est une moyenne entre les deux refroidissements observés. En l’ajoutant à réchauffement dû à l’exposition directe aux rayons solaires, on aura l’élévation de température totale; et par suite on pourra calculer le nombre de calories 1 absorbées pendant une minute par une surface égale à celle du disque noirci. »

L’élévation de température du pyrhéliomètre dépend d’une quantité constante que Pouillet a nommée la constante solaire, parce qu’elle.exprime la puissance calorifique constante du Soleil; puis d’une autre quantité qu’il appelait la constante atmosphérique, qui est fixe seulement pour le même jour, mais variable d’un jour à l’autre suivant la sérénité du ciel et suivant que l’atmosphère absorbe des proportions plus ou moins fortes de la chaleur solaire incidente. Enfin, elle dépend principalement de l’épaisseur atmosphérique traversée par les rayons du Soleil, ou, ce qui revient au même, de la hauteur à laquelle le Soleil se trouve au-dessus de l’horizon.

t. On nomme calorie la quantité de chaleur nécessaire pour élever de 1° la température d'un kilogramme d’eau.

La figure 2 montre combien l’épaisseur traversée varie avec la hauteur, abstraction faite de la réfraction qui augmente encore le chemin parcouru.

Fig. i. — Inégalité de l’épaisseur des couches atmosphériques, traversée par les rayons du Soleil, suivant sa hauteur au-dessus de l'horizon.

Voici maintenant quelques-uns des résultats auxquels ce savant est arrivé, et qu’il a déduits d’un grand nombre d’observations.

Si l’atmosphère pouvait transmettre intégralement toute la chaleur solaire sans en rien absorber, — ce qui revient à supposer l’appareil transporté aux limites de l’atmosphère où il recevrait sans aucune perte toute la chaleur que le soleil rayonne vers nous, — chaque mètre carré du sol frappé verticalement recevrait par minute 17,633 calories.

Mais l’absorption de l’atmosphère diminue cette quantité. Pour un ciel d’une sérénité parfaite, et en supposant que les rayons de chaleur traversent verticalement l’atmosphère (c’est supposer le Soleil au zénith), cette absorption est comprise entre 18 et 25 centièmes; elle augmente, bien entendu, avec l’obliquité. Si l’on considère la chaleur totale qui tombe sur tout l’hémisphère terrestre éclairé et échauffé à

la fois par le Soleil (fig. 3), il est bien clair que les divers rayons dont le faisceau calorifique se compose arrivent sur la Terre sous toutes les obliquités possibles : ils sont verticaux au point A où le Soleil est au zénith, horizontaux aux points tels que B et C où il est à l’horizon, obliques à l’horizon dans les points intermédiaires, tels que D. Alors, même en supposant l’atmosphère d’une sérénité parfaite, près de la moitié de la chaleur solaire est encore absorbée : la proportion qui en arrive au sol n’est guère que de 5 à 6 dixièmes.

Puisque le Soleil, d’après ce qu’on vient de voir, envoie en une minute, sur chaque mètre carré du sol qu’il frappe perpendiculairement, une quantité de chaleur égale à 17,633 calories, il est aisé d’en conclure la quantité totale de chaleur que le globe terrestre et son atmosphère reçoivent à la fois, en une année ; c’est celle que reçoit une surface égale en étendue à l’un des grands cercles de la Terre. On trouve ainsi plus de douze cents quintillions de calories, ou le nombre 1 210 000 000 000 000 000 000.

Cette quantité de chaleur est si grande qu’il est bien difficile de s’en faire une idée. Pouillet l’a évaluée de la façon suivante : « Si la quantité totale de chaleur que la Terre reçoit du Soleil, dans le

cours d’une année, était uniformément répartie sur tous les points du globe terrestre, et qu’elle y fût employée, sans perte aucune, à fondre de la glace, elle serait capable de fondre une couche de glace qui envelopperait la Terre entière et qui aurait une épaisseur de 30 m ,89, ou près de 31 mètres; telle est la plus simple expression de la quantité totale de chaleur que la Terre reçoit chaque année du Soleil. »

L’absorption de la chaleur solaire par l’atmosphère dépend évidemment de l’épaisseur des couches traversées; mais, pour des hauteurs égales du Soleil au-dessus de l’horizon, c’est-à-dire pour des épaisseurs d’air égales, l’absorption varie dans le même lieu selon les saisons. Mais il est prouvé que ce n’est pas l’air lui-même, c’est-à-dire le mélange formé des gaz oxygène et azote, qui absorbe le plus de chaleur : la vapeur d’eau contenue dans l’air, en des proportions d’ailleurs très-variables, a un pouvoir absorbant au moins 70 fois plus considérable. Cela explique le fait constaté par le P. Secchi que la radiation solaire est moins intense en été qu'en hiver, pour une même hauteur du Soleil : en été, la quantité de vapeur d’eau que contient l’atmosphère est en effet beaucoup plus grande qu’en hiver.

Il résulte d’expériences faites à diverses altitudes par Forbes et Kaemtz, puis par M. Martins, que l’intensité de la radiation solaire est beaucoup plus forte sur les montagnes que dans les plaines. La raison en est que l’épaisseur atmosphérique traversée par les rayons du Soleil est moindre; et, de plus, que l’air est plus sec au-dessus des montagnes, moins chargé de vapeur que dans les plaines. Cependant il fait d’autant plus froid qu’on s’élève à des altitudes

plus considérables, de sorte qu’il y a là une contradiction apparente dont l’explication n’est pas difficile. Ce sont les objets recevant directement l’action des rayons solaires qui s’échauffent, tandis que l’air, absorbant une faible quantité de chaleur, reste froid. « Jamais, dit Tyndall, je n’ai tant souffert de la chaleur solaire qu’en descendant du Corridor , au grand plateau du mont Blanc, le 13 août 1857 ; pendant que je m’enfonçais dans la neige jusqu’aux reins, le Soleil dardait ses rayons sur moi avec une force intolérable. Mon immersion dans l’ombre du dôme du Goûté changea à l’instant mes impressions , car là l’air était à la température de la glace. Il n’était pourtant pas sensiblement plus froid que l’air traversé par les rayons du Soleil ; et je souffrais, non pas du contact de l’air chaud, mais du choc des rayons calorifiques lancés contre moi à travers un milieu froid comme la glace. » (La Chaleur.)

La vapeur d’eau arrête en plus grande proportion les rayons solaires que l’air dans lequel elle est disséminée; mais ces rayons se composent, comme on sait, de deux espèces de radiations différentes : les radiations lumineuses et les radiations obscures, et ces deux espèces de radiations subissent des absorptions très-inégales. Les premières passent presque en entier et pénètrent jusqu’au sol; les autres sont au contraire absorbées dans une forte proportion. Si donc l’atmosphère empêche une bonne partie de la chaleur solaire d’arriver à la surface de notre globe, par compensation, elle jouit de la propriété de retenir celle qui est parvenue à l’échauffer. Sans l’atmosphère et sans la vapeur d’eau qu’elle renferme, le rayonnement du sol s’effectuant presque

sans obstacle vers l’espace interplanétaire, la déperdition serait énorme, comme il arrive du reste dans les hautes régions. Aussitôt le Soleil couché, un refroidissement rapide succéderait à la chaleur intense des rayons directs du Soleil ; en un mot, il y aurait entre les maxima et les minima de température, soit diurnes, soit mensuels, des différences énormes. C’est ce qui arrive sur les plateaux élevés du Thibet, et ce qui explique la rigueur des hivers et l’abaissement des lignes isothermes en ces régions. Tyndall dit avec beaucoup de justesse : « La suppression, pendant une seule nuit d’été, de la vapeur d’eau contenue dans l’atmosphère qui couvre l’Angleterre (et cela est vrai pour tous les pays des zones semblables), serait accompagnée de la destruction de toutes les plantes que la gelée fait périr. Dans le Sahara, où le sol est de feu et le vent de flamme, le froid de la nuit est souvent très-pénible à supporter. On voit dans cette contrée si chaude de la glace se former pendant la nuit. »

Intensité intrinsèque de la chaleur du Soleil. — La chaleur solaire fondrait par jour une couche de glace de 17 kilomètres d’épaisseur, environnant le globe du Soleil. — Chaleur de l’espace comparée à la chaleur solaire.

Mais revenons à la chaleur du Soleil , à l’évaluation de son intensité intrinsèque. Faisons observer d’abord que les moyens employés par les physiciens pour mesurer l’intensité de la radiation calorifique du Soleil à la surface de la Terre, ne permettent qu’une approximation. Le pyrhéliomètre de Pouillet donne un minimum, puisqu’une partie de la chaleur est évidemment absorbée : les nombres qui

sont la conséquence de ces expériences sont donc plutôt au-dessous qu’au-dessus de la vérité. En les adoptant provisoirement, on peut calculer la quantité de chaleur que le Soleil envoie, non-seulement à la Terre, mais au ciel tout entier, celle en un mot que le globe solaire rayonne tout autour de lui, par chacun de ses points, dans tout l’univers.

A la distance moyenne du Soleil à la Terre, la quantité de chaleur que l’astre envoie par minute suri mètre carré est 17,633 calories.' Il est clair que la même quantité est reçue par chacun des mètres carrés composant la surface d’une sphère ayant le Soleil pour centre et pour rayon la distance de la Terre au Soleil. On trouve ainsi pour |la sphère entière, c’est-à-dire pour la radiation solaire en 1 minute, un nombre de calories égal à 4 847 suivi de 25 zéros. On peut aussi remarquer que la surface de la sphère dont il s’agit vaut 2 150 000 000 de fois la surface d’un grand cercle de la Terre ; c’est donc par ce dernier nombre qu’il faudrait multiplier celui que nous avons trouvé plus haut pour un hémisphère terrestre, si l’on voulait avoir la quantité totale de chaleur rayonnée par le Soleil dans l’intervalle d’une année. Traduisons ces nombres effrayants d’une autre manière, et disons avec Pouillet :

« Si la quantité totale de chaleur émise par le Soleil était exclusivement employée à fondre une couche de glace qui serait appliquée sur le globe solaire et l’envelopperait de toutes parts, cette quantité de chaleur serait capable de fondre en une minute une couche de 11™, 80 d’épaisseur, en un jour une couche de 17 kilomètres. » Cette même quantité de chaleur, dit Tyndall, « ferait bouillir par heure 2 900

milliards de kilomètres cubes d’eau à la température de la glace. Exprimée sous une autre forme, la chaleur émise par le Soleil en une heure est égale à celle qui serait engendrée par la combustion d’une couche de houille de 27 kilomètres d’épaisseur. »

John Herschel a encore fait la comparaison suivante, qui, sous une forme originale, montre quelle est l’activité de l’immense foyer dont la Terre absorbe une fraction au plus égale à 1/2 150 000 000 :

« Imaginons, dit-il, qu’une colonne cylindrique de glace de 18 lieues de diamètre soit incessamment lancée dans le Soleil, et que l’eau fondue soit aussitôt enlevée. Pour que toute la chaleur solaire fût employée à la fusion de la glace, sans qu’aucun rayonnement extérieur se produisit, il faudrait lancer le cylindre congelé dans le Soleil avec la vitesse de la lumière. Ou si l’on veut, la chaleur du Soleil pourrait, sans diminuer d’intensité, fondre en une seconde de temps une colonne de glace de 4 120 kilomètres carrés de base et de 310 000 kilomètres de hauteur! »

Ce qu’il importe de remarquer, c’est que la détermination de l’intensité de la radiation calorifique solaire ne repose sur aucune hypothèse; « elle est, comme le dit très-bien Pouillet, indépendante de la nature propre du Soleil, de la matière qui le compose, de son pouvoir rayonnant, de sa température et de sa chaleur spécifique; elle est simplement la conséquence immédiate des principes les mieux établis par rapport à la chaleur rayonnante et du nombre auquel nous sommes parvenu par l’expérience t. »

1. Ce dernier nombre seul sera probablement modifié, quand on aura répété les mêmes expériences en un grand

Nous avons dit, au début de ce chapitre, que Pouillet avait déterminé approximativement la température des espaces interplanétaires, et trouvé 142° au-dessous de la glace. Or, il résulte des recherches du même physicien sur la quantité de chaleur que cet espace communique à la Terre et à son atmosphère, pendant tout le cours d’une année, que cette chaleur serait capable de fondre à la surface de notre globe une couche d.e glace de 26 mètres.

Ainsi, d’une part , la chaleur du Soleil fondrait une couche de 31 mètres; d’autre part, la chaleur de l’espace fondrait une couche de 26 mètres. Cette dernière est donc les 5/6 environ de la première; résultat qui, au premier abord, ne peut manquer de paraître paradoxal. Mais si l’on réfléchit que le disque du Soleil vu de la Terre n’embrasse que la deux cent millième partie de la voûte céleste, que la surface rayonnante de l’astre, comparée à celle de tout l’espace qui environne la Terre, est 200 000 fois moindre, on ne sera plus étonné qu’une enceinte d’une température aussi basse produise un effet calorifique presque égal à celui du Soleil.

nombre de lieux différents par leurs positions géographiques, leurs altitudes, leurs climats, de façon à éliminer toutes les causes de perturbation locales. De plus, il y aura lieu de tenir compte du pouvoir diffusif du noir de fumée, que Pouillet avait négligé, parce qu'à l’époque où il fit ses expériences, les physiciens considéraient le pouvoir absorbant du noir de fumée comme absolu. En tout cas, les nombres qui mesurent la radiation solaire et que nous avons donnés plus haut, sont plutôt au-dessous qu’audessus de la vérité. MM. Quetelet et Althans qui ont répété, le premier les expériences d’Herschel, le second celles de Pouillet, sont arrivés, en effet, à des résultats numériques doubles et triples de ceux que nous rapportons plus haut.

Chaleur du Soleil : sa puissance mécanique à la surface de la Terre.

Une des plus grandes découvertes de la science contemporaine est, sans contredit, celle qui a démontré l’équivalence du travail mécanique et de la chaleur, et la possibilité de la transformation réciproque de ces deux éléments l’un dans l’autre. La quantité de chaleur qui a reçu le nom de calorie est, comme on sait, celle qui est nécessaire pour élever de 1° centigrade la température d’un kilogramme d’eau; d’autre part, les mécaniciens donnent le nom de kilogrammètre au travail dépensé pour élever à la hauteur d’un mètre un poids d’un kilogramme, dans l’intervalle d’une seconde. Le problème résolu est celui qui consistait à déterminer combien la dépense d’une calorie, tout entière transformée en travail mécanique, est susceptible de produire de kilogrammètres, ou inversement quelle quantité de chaleur est engendrée par la dépense d’un nombre donné de kilogrammètres. On sait aujourd’hui qu’une calorie équivaut à environ 425 kilogrammètres 1 . De là le nom donné à ce nombre d 'équivalent mécanique de la chaleur.

• Nous avons vu quelle est la puissance calorifique de la chaleur du Soleil, évaluée en calories. Nous avons vu quel poids d’eau cette chaleur mettrait en ébullition ; quelle couche de glace elle fondrait

1. Les noms des physiciens modernes qui ont travaillé à la solution de cette question capitale sont ceux des Rumfort, des Mayer, Joule, Thomson, Helmholtz, Hirn, Clausius, Régnault, et nous en oublions. Mais Mayer a eu la gloire incontestable de donner le premier une réponse décisive.

la surface du Soleil, dans le seul intervalle d’un jour; quelle couche de glace serait fondue à la surface du globe terrestre par la fraction de la chaleur solaire qui tombe en un an sur la surface. Maintenant, nous pouvons dire aussi quelle est la puissance mécanique de cet immense foyer, évaluer la somme des forces qu’engendrerait, à la surface de la Terre, toute la chaleur qu’il y verse incessamment, si cette chaleur était en effet convertie en travail.

En une année, chaque mètre carré de la surface de la Terre reçoit 2 318 157 calories : c’est plus de 23 milliards de calories par hectare, c’est-à-dire 9 852 200 000 000 kilogrammètres. Ainsi la radiation calorifique du Soleil, en s’exerçant sur la super- . ficie d’un de nos hectares, y développe sous mille formes diverses une puissance qui équivaut au travail continu de 4 163 chevaux-vapeur. Sur la Terre entière, c’est un travail de 510 sextillions de kilogrammètres, ou de 217 316 000 000 000 chevaux-vapeur.

543 milliards de machines, chacune d’une force effective de 400 chevaux, travaillant sans relâche le jour et la nuit, voilà donc ce que vaut pour notre planète seule la radiation solaire !

Une partie de cette puissance est employée à échauffer l’écorce terrestre jusqu’à une certaine profondeur; mais, comme le sol et l’atmosphère rayonnent dans l’espace, et que le globe terrestre ne paraît perdre ni gagner au point de vue de la température moyenne, au moins pendant de longues périodes d’années, toute cette partie de la radiation du Soleil peut être considérée comme maintenant l’équilibre de température sur la planète.

Une autre partie se transforme en mouvements moléculaires, en actions et réactions chimiques, qui sont la source où la vie des végétaux et des animaux puise incessamment de quoi se perpétuer et s’entretenir. La chaleur qui semble ainsi propre à ces êtres n’est autre chose qu’une émanation de celle du foyer commun. « C’est ainsi, dit Tyndallàcepropos, que nous sommes, non plus dans un sens poétique, mais dans un sens purement mécanique, des enfants du Soleil. » Plus loin, nous appuierons davantage sur ce côté intéressant de l’action solaire.

Enfin, la radiation calorifique du Soleil concourt à la production de la plupart des phénomènes de mouvement, sensibles à la vue, dont le sol, l’air et les eaux sont le théâtre continuel. C’est ce qu’il est aisé d’établir.

A quelle cause, en effet, sont dus les courants aériens, les mouvements réguliers ou irréguliers dont les masses gazeuses de l’atmosphère sont animées? A la chaleur solaire qui directement échauffe peu les couches atmosphériques, mais qui, dardant à plomb sur le sol des régions tropicales, élève plus fortement qu’aux autres latitudes sa température. Les couches d’air les plus basses, en contact avec le sol, s’échauffent, se dilatent, et l’air raréfié dont elles se composent monte pour se déverser au nord et au sud vers les latitudes plus septentrionales, tandis qu’elles sont remplacées par les masses d’air plus froides que fournissent les régions tempérées et polaires. Ainsi naissent les vents réguliers connus sous le nom d’alizés, dont la direction d’ailleurs est modifiée par le mouvement de rotation de la Terre.

Deux fleuves aériens coulent ainsi incessamment.

dans chaque hémisphère, de l’équateur vers chaque pôle : l’un supérieur, se dirigeant vers le nord-est dans l’hémisphère boréal, vers le sud-est dans l’hémisphère austral; l’autre inférieur, ayant une direction précisément contraire, par conséquent soufflant du nord-est ou du sud-est. « Ainsi naissent les grands vents de notre atmosphère, matériellement modifiés toutefois par la distribution irrégulière des terres et des eaux. Des vents de moindre importance naissent aussi de l’action locale de la chaleur, du froid et de l’évaporation: Il est des vents produits par réchauffement de l’air dans les vallées des Alpes, qui quelquefois s’élancent avec une violence soudaine et destructive à travers les gorges des montagnes. Il est des bouffées agréables d’air descendant, produites par la présence des glaciers sur les hauteurs.

Il est des brises de terre et des brises de mer dues aux variations de température du sol du rivage, pendant le jour et la nuit. Le Soleil du matin, échauffant la terre, détermine un déplacement vertical d’air, que l’air plus froid de la mer vient compenser en soufflant vers la terre. Le soir, la terre est plus refroidie par le rayonnement que les eaux de la mer, et les conditions sont interverties : c’est l’air plus froid et plus lourd des côtes qui souille alors vers la mer. » (Tyndall.)

Les vents, comme on voit, ont tous pour origine première la chaleur du Soleil, qui s’exerce inégalement dans les diverses régions de la surface du sol terrestre, suivant la position de l’astre, position qui d’ailleurs varie sans cesse avec l’heure du jour et l’époque de l’année. La rotation et la translation de la Terre concourent donc avec la radiation calo-

rifique solaire pour déterminer les courants atmosphériques. Ainsi se dépense sous forme de mouvement sensible une partie de la puissance mécanique que recèlent les ondulations éthérées émanant du Soleil.

Ce n’est pas tout. Les alternatives d’échauffement et de refroidissement du sol et des masses atmosphériques produisent, tantôt une évaporation de l’eau des mers, des rivières et des lacs, tantôt une condensation de la vapeur d’eau que contient l’atînosphère. Les vésicules qui forment les nuages, refroidies, se réunissent en gouttes que leur poids précipite à la surface du sol, et l’on a la pluie. Se refroidissent-elles plus encore, elles se congèlent et tombent sous forme de neige, s’accumulant principalement sur les sommets des montagnes : dans les hautes régions, les neiges forment les glaciers. La chaleur du Soleil liquéfie de nouveau l’eau congelée dans les .champs de neige et les glaciers ; les ruisseaux et les sources descendent sous l’influence de la pesanteur, se réunissent avec les eaux des pluies, forment les rivières et les fleuves, et retournent ainsi dans l’Océan d’où la chaleur du Soleil les avait fait sortir. „

Ainsi la circulation des eaux comme celle des masses aériennes, ces mouvements incessants si indispensables à. l’entretien de la vie à la surface du globe, puisent la force qui leur donne naissance en partie dans la puissance mécanique de la chaleur solaire, en partie dans la gravité de la masse terrestre.

D’autres courants liquides, ceux qui sillonnent les mers, depuis l’équateur jusqu’aux pôles, sont pro-

duits de la même façon : les températures inégales donnent lieu à d’inégales dilatations et à des mouvements ascendants et descendants des couches liquides; l’évaporation produit un effet inverse en augmentant le degré de salure dans les points où la chaleur la rend plus forte, c’est-à-dire dans les régions de la zone équatoriale : de là des différences dans la densité et des mouvements ou courants qui en sont la conséquence.

La quantité de mouvement engendrée ainsi d'une manière continue par la chaleur solaire à la surface du globe terrestre est immense. Elle ne se borne point à la circulation aérienne, fluviale et océanique, ou, du moins, cette circulation même donne lieu à des modifications incessantes dans la croûte solide du globe. Une dégradation lente et continue des roches, des transports de matière, sables, graviers, terres, change d’année en année, de siècle en siècle, la forme des rivages, le relief des collines et des montagnes. Et c’est encore la puissance mécanique de la chaleur solaire qui est la cause première de ces transformations.

Combinaisons et décompositions chimiques produites par la

lumière solaire.

Ce n’est pas seulement sous forme de lumière et de chaleur que le Soleil verse périodiquement sur la Terre ses puissantes et fécondes effluves : la présence de ses rayons se manifeste encore sous une forme moins apparente, mais non moins efficace, non moins propre à modifier les corps soumis à leur

action : une multitude de combinaisons et de décompositions chimiques s’effectuent sous leur influence.

Ce mode d’activité des radiations solaires a été mis en évidence, pour la première fois, par Scheele en 1770 : ce savant découvrit que le chlorure d’argent exposé à la lumière du Soleil prend une teinte noire violacée. Depuis, le phénomène a été étudié et expliqué : ce n’est autre chose qu’une décomposition chimique du chlorure d’argent en ses deux éléments, l’argent métallique et le chlore. Le chlorure d’argent n’est pas d’ailleurs le seul composé chimique que la lumière solaire ait la propriété de réduire : l’azotate d’argent, le chlorure d’or, et en général les chlorures, les bromures, les iodures des métaux les moins oxydables, comme l’or, le mercure, l’argent, le platine, sont dans le même cas. Sous l’action prolongée des rayons du Soleil, l’acide azotique concentré qui est, comme on sait, parfaitement incolore, jaunit en perdant de l'oxygène et dégage des vapeurs rutilantes, et la même action réductrice a lieu pour d’autres combinaisons oxygénées placées dans les mêmes circonstances.

Une expérience bien connue de tous ceux qui ont étudié la chimie démontre un autre mode d’action de la lumière du Soleil. On sait combien est grande l’affinité du chlore pour l’hydrogène : un mélange de ces deux gaz, à volume égal, donne lieu à la formation de l’acide chlorhydrique ; il suffit d’approcher une allumette enflammée de l’ouverture du flacon qui le renferme. Une vive détonation annonce aussitôt la combinaison des gaz. Mais la lumière produit le même effet que la chaleur, et si l’on jette en l’air.

en un endroit éclairé par le Soleil, le ballon qui contient le mélange détonant, une explosion violente a lieu et le vase se brise en mille pièces, avant de retomber sur le sol. Ainsi la lumière du Soleil, que nous avons vue plus haut déterminer des décompositions chimiques, provoque aussi des combinaisons. Celle que nous venons de rapporter n’est pas la seule : le brome se conduit comme le chlore, quand on l’expose aux rayons solaires en présence d’un composé hydrogéné. La résine de gaïac s’oxyde à la lumière du Soleil, et de blanche qu’était sa couleur, elle passe au bleu foncé.

Tout le monde connaît le procédé de blanchiment des toiles écrues, qui consiste à étaler le tissu sur l’herbe à la lumière du Soleil : c’est une oxydation lente de la matière organique due à l’action des rayons solaires.

L’art aujourd’hui si répandu de la daguerréotypie et de la photographie est basé sur l’influence de la radiation du Soleil sur certaines substances impressionnables. Bien plus, une branche toute nouvelle de la science, la photochimie, est née des recherches qu’on a faites sur l’action chimique des sources lumineuses, parmi lesquelles la lumière solaire est au premier rang par son importance.

Analyse des radiations solaires. — Étude de l’intensité lumineuse, calorifique et chimique des diverses régions du spectre.

Tout le monde sait aujourd’hui que la lumière blanche du Soleil est un composé d’un grand nombre de nuances, parmi lesquelles on distingue sept couleurs principales, le rouge, l’orangé, le jaune, le

vert, le bleu, l’indigo et le violet. Le faisceau de lumière blanche qui traverse un prisme se transforme, après son passage dans le milieu réfringent, en une image allongée teinte des couleurs et des nuances dont il est question, et qu’on nomme le spectre. C’est le phénomène de la dispersion des rayons colorés L

L’analyse des diverses sources lumineuses, de leurs spectres, a révélé un grand nombre de phénomènes de la plus haute importance ; mais ici nous devons nous borner à rappeler ce qui concerne les radiations solaires, et notamment le fait de la distinction entre les rayons qui composent le spectre particulier à cette source, au point de vue de leurs effets calorifiques, lumineux et chimiques.

Quand nous recevons sur un point un faisceau de rayons solaires avant toute décomposition, tous ces effets se réunissent, et nous constatons à la fois l’action lumineuse, l’action calorifique, l’action chimique ; toutes les ondes qui participent à ces modes divers d’influence se pénètrent et se confondent. Mais le même faisceau étalé sous la forme de spectre, d’un long ruban où les rayons se rangent d’après l’ordre de leur réfrangibilité, où les diverses ondes se séparent d’après leurs amplitudes ou, ce qui revient au même, d’après la vitesse de vibrations qui les caractérise, a pu être étudié au triple point de vue que nous venons d’indiquer.

Dès 1800, W. Herschel reconnut que les diverses régions du spectre solaire ont des pouvoirs calorifi-

1 . Pour plus de détails sur ce sujet si curieux, nous nous permettrons de renvoyer le lecteur à notre ouvrages les Phénomènes de la Physique, liv. III.

ques différents ; que ces pouvoirs vont en croissant du violet au rouge, et qu’au-delà du rouge ils s’élèvent encore pour diminuer à une assez grande distance de la partie visible. Ainsi, ce ne sont pas les « rayons lumineux qui sont les plus chauds, et, dans les radiations solaires, il en est qui, incapables d’agir sur l’œil pour donner la sensation de la lumière, produisent néanmoins de la chaleur; outre la partie visible du spectre, il y a une partie invisible ou obscure au-delà du rouge où se trouve le maximum de l’action calorifique.

Quand Scheele découvrit, en 1781, l’action réductrice de la lumière du Soleil sur le chlorure d’argent, il reconnut que ce composé noircit surtout dans la partie violette extrême du spectre. Wollaston alla plus loin : il trouva au-delà du violet, jusqu’à une distance au moins égale > celle du violet au rouge, toute une région également invisible du spectre qui agit chimiquement sur certaines substances, les réduit ou les oxyde. M. Edmond Becquerel a analysé les radiations ultra-violettes du spectre solaire, et reconnu que cette partie invisible du spectre est sillonnée, comme la partie lumineuse, d’une multitude de raies indiquant les points où des rayons sont absorbés.

En résumé, le spectre solaire semble formé de trois parties superposées : l’une renferme tous les rayons qui agissent sur notre rétine et donnent la sensation de la lumière; c'est la partie visible et colorée du spectre qui a son maximum d’intensité entre les raies D et E de Fraunhofer ; la seconde est la région des rayons calorifiques qui part du violet, où elle est d’une intensité minimum, et dépasse le rouge ex-

trême, au-delà duquel elle atteint son maximum ; enfin la troisième, qui ne commence à être un peu

Fig. 4. — Spectres calorifiques, lumineux et chimiques de la lumière solaire : t. Spectre luminoux, R M T; 2. Spectre calorifique R' M’ T’; 3. Spectre chimique R' M’ M" P.

vive qu’à partir du bleu, va en croissant jusque dans le voisinage du violet extrême et se continue audelà de la partie visible : l’endroit où a lieu l’intensité maximum varie selon les substances qui sont chimiquement impressionnées t.

Du reste, ce sont, les mêmes ondes, les mêmes vibrations plus ou moins rapides qui produisent ces effets variés : il n’y a, dans les radiations solaires, d’autres différences que les amplitudes ou longueurs d’onde, qui là sont susceptibles de produire de la chaleur, là'des effets de lumière et de couleur, là des combinaisons et des décompositions chimiques.

1. Dans la figure 4, la courbe des intensités chimiques est celle qui correspond à l’impression de la lumière sur une plaque d’argent recouverte d’iode par le procédé de Daguerre.

Gomme on a cherché à mesurer l’intensité de la lumière et celle de la chaleur du Soleil à la surface de la Terre, on a aussi calculé l’intensité de ses radiations chimiques. Deux chimistes contemporains, Bunsen et Roscoe, ont trouvé que la puissance du Soleil, à ce point de vue, peut se mesurer par un voliime de gaz hydrogène et de chlore mêlés que renfermerait une couche de 35 mètres d’épaisseur enveloppant toute la Terre : en une minute, l’action des rayons solaires suffirait à transformer cette couche entière en gaz acide chlorhydrique. Là, comme pour la chaleur ou pour la lumière, l’atmosphère a une influence absorbante : sous l’inclinaison normale, la couche d’acide chlorhydrique formée ne serait plus que de 47 mètres; elle serait réduite à 11 mètres, si les rayons du Soleil parvenaient à elle après avoir traversé l’atmosphère sous une incidence de 45°.

En une année, la couche de gaz acide chlorhydrique que les radiations chimiques du Soleil auraient la puissance de combiner, sur toute la surface du globe terrestre, atteindrait une épaisseur de 4 600 kilomètres. Convertie en chaleur, cette puissance donnerait plus de 4 000 fois le nombre de calories provenant de la radiation calorifique du Soleil, et on a vu plus haut cependant quelle énorme quantité de chaleur le globe terrestre reçoit directement dans le cours d’une année.

Nous savons maintenant quelle est la puissance des radiations solaires, tant calorifiques et lumineuses que chimiques. Il nous reste à tracer le tableau de l’influence que le Soleil exerce par cette triple action sur les êtres organisés qui vivent à la surface de la Terre.