TEMPERATURE DU SOLEIL

CIIAPITUE PREMIER.

EV.VLU.VTIOX DK L \. TEMi'ERVTLRE DU SOI-EIL.

§ 1. — Inlwdiiction.

Nous abordons en ce moment une question difficile et sur laquelle on a, dans ces derniers temps, émis les opinions les plus contradictoires. Les difficultés qu'elle présente sont si nombreuses et si grandes qu'on a été jusqu'à dire qu il est impossible d'arriver à une appréciation raisonnable. Cependant ces discussions sont à elles seules un véritable progrès, et nous sommes heureux de voir que les affirmations contenues dans la première édition de notre Ouvrage ont poussé les savants à faire des recherches qui, sans résoudre encore la question, l'éclairent cependant et la font avancer d'une manière sérieuse.

Il semble au premier abord que ce soit chose facile de déterminer la température du Soleil; mais, pour peu qu'on y réfléchisse, on reconnaîtra que cette entreprise présente de très-grandes difficultés. Il ne suffit pas, en effet, d'exposer un thermomètre au Soleil, de lire le nombre de degrés qu'il indique et d'augmenter ce nombre proportionnellement au

carré de la distance; car : i° ce nombre est relatif à notre zéro conventionnel correspondant à la température de la glace fondante; il n'a aucun rapport avec le zéro absolu, que les physiciens ont fixé à — s^S" C. ; 2° les radiations solaires nous arrivent à travers l'atmosphère, et elles éprouvent dans ce passage une absorption dont il est nécessaire de tenir compte : les recherches faites à ce sujet portent à conclure que, suivant la ^erticale, notre atmosphère absorbe un quart des rayons calorifiques que le Soleil nous envoie ; pour les ravons obliques, cette absorption augmente proportionnellement à la sécante de la distance zénithale; 3" enfm, outre la radiation solaire, un thermomètre ainsi exposé reçoit les radiations des corps environnants, et cette circonstance complique singulièrement la question; car deux thermomètres exposés au Soleil, à la même heure et dans le même lieu donneront des indications très-différentes suivant la nature, la disposition et la distance des corps qui les entourent inmiédiatement.

Pour déterminer la température du Soleil, il faut connaître : 1° l'intensité de la radiation ; 2° la quantité absolue de force vi\e thermique que le Soleil comnuniique à la Terre en un temps donné. Nous allons montrer connnent on peut évaluer ces éléments ; nous en tirerons ensuite les conséquences relatives à la constitution phvsique du Soleil et à la conservation de son énergie. iMais, avant d'aborder ces recherches, nous croyons utile d'exposer quelques considérations théoriques.

La Théorie mécanique de la chaleur a conduit les physiciens à admettre que la température des corps est directement proportionnelle à la force vive que possède chaque molécule, et inversement jiroportionnelle à une autre quantité qui dépend du travail que ces mêmes molécules doivent effectuer ])oin' résister à l'attraction moléculaire et à la pression extérieure. Si le corps est gazeux, l'attraction moléculaire est sensible-

ment nulle ; aux molécules on peut substituer les poids atomiques, et les résultats de cette théorie s'accordent parfaitement avec tous les faits connus.

« Si l'on considère la chaleur, dit M. Clausius, comme un mouvement vibratoire des dernières particules matérielles des corps, et si l'on regarde la température comme mesurant la force vue des molécules, on reconnaît que \3i force active de la chaleur est proportionnelle à la température absolue. De plus, le travail mécanique que peut exécuter la chaleur lorsqu'elle passe d'un corps à un autre est proportionnel à la température absolue à laquelle a lieu ce passage ('). »

Cette force vive moléculaire des corps est celle qui, en se communiquant au milieu éthéré par lequel les vibrations se propagent à distance, produit ce que nous appelons les radiations.

Pour les corps qui nous sont accessibles, nous mesurons leur force vive thermique par le travail de dilatation qu'ils font éprouver à un corps connu que nous appelons thermomètre ; les indications de ces thermomètres sont toutes rapportées à celles que donnerait, dans les mêmes circonstances, un thermomètre à air. Pour les corps que nous ne pouvons atteindre, ce moyen est impraticable ; nous ne pouvons apprécier la température que par la radiation thermique et jjar les effets qu'elle produit , mais alors le problème devient beaucoup plus compliqué.

D'abord, si le corps n'est pas gazeux, les liens moléculaires ne peuvent plus être négligés, et il faut tenir compte du

( ' ') S'ttzungsbertchte der Niederrlieinischeii Geselhchaft fiir Natiir iind Heilkunde. Bonn, -j nov. 1870. Voir aussi Brusotti, y4lti délia S. I. di Milano, 187.3.

On appelle température absolue celle qui est évaluée à partir du zéio absolu, c'està-dire à partir du point de l'échelle centigrade où serait marqué le nombre — 278.

second facteur dont nous avons parlé ; clans ce cas, le pouvoir émissif dépend non-seulement de la température du corps, mais encore de l'état moléculaire de sa surface et, s'il est composé, du groupement de ses atomes. Telle est la théorie admise par les plivsiciens, théorie qui a été confirmée ])ar l'expérience toutes les fois cpi'U a été possible de la vérifier.

Quant aux gaz, tant qu'ils sont soumis à ime pression peu différente de celle de notre atmosphère, leur pouvoir rayonnant est extrêmement faible ; mais il devient très-énergique lorsqu'on les soinnet à des pressions considérables. Ainsi M. Sor^'t ne put obtenir aucune trace de rayonnement en brûlant, à la pression atmosphérique, le mélange de gaz oxyhvdrogène, qui produit cependant une flannne d'une température très-élevée : mais M. Cailletet éclairait parfaitemen.t lui vaste laboratoire en faisant jaillir une étincelle de quelques millimètres dans un gaz comprimé à 80 atmosphères.

Les gaz portés à une haute température peuvent donc devenir incandescents, et par conséquent éclairants, s'ils sont fortement conij^rimés. On peut arriver à un résultat analogue, en les maintenant à la pression ordinaire, par la simple addition de quelques particules solides : tel est le rôle des oxydes métalliques, chaux, magnésie, zircone, etc., dans l'éclairage oxvhvdrique ; mais alors i\ faut bien remarquer que le gaz lui-même ne devient pas incandescent. Il échauffe le corps solide qui est en contact avec lui et l'amène ainsi à la temj)ératnre d'incandescence.

Lorsqu'il s'agit d'une flamme éclairante, on attribue ordinairement l'éclat lumineux qu'elle possède à des particules solides en suspension dans la substance gazeuse. S'il en est ainsi, il faudrait admettre que ces particules solides .sont transparentes ; car on sait dejjuis longtemps qu'un gaz est éga-

loincnt transparent et loisqu'il est oljsciir à la tenipératim» ordinaire et lorsque la combustion V' rcml lumineux. Ce fait a été confirmé par les e\péiien( es de ^I. Iliin. « Il faut eu coudure, dit ce savant, que la plupart des substances solides deviennent transparentes lorsqu'elles sont en suspension dans une flamme : tels scuit les oxvdes métalliques qu'on emj)loie dans les feux d'artifice, etc. Cette loi n'est cependant pas tout à fait générale. »

De tout ce que nous venons de dire, nous devons conclurez que r incandescence ne suppose pas nécessairement des pariicules solides et opaques. Il résulte delà une grande incertitude dans la théorie de la radiation solaire.

jNIais il y a une difficulté plus grave encore. Pour remonter de la radiation d'un corps à la température qu'd possède, il faudrait connaître la loi qui relie ces deux phénomènes : or les physiciens sont loin d'être d'accord sur ce point. Les uns croient, avec INewlon, que la radiation est simj)lement proportionnelle à la température, et d'autres, comme Dulong et Petit, c[u'elle croît en progression géométrique lorsque la température croit en progression arithmétique. Il doit donc V avoir une énorme différence entre les résultats, sui\ ant (pie l'on adopte l'une ou Vautre de ces théories : c'est ce que nous verrons bientôt.

Ces principes étant posés, nous allons expliquer et discuter en détail les méthodes qui ont été employées pour arriver à déterminer la température du Soleil.

§ II. — Mesure de l'intensité de la radiation solaire.

Newton est le prenner qui ait cherché à déterminer la température du Soleil eu mesurant sa radiation. Il se proposait de

trouver la température à laquelle avait dû parvenir la comète de 1680. Pour cela, il exposa au Soleil un thermomètre recouvert d'une couche de terre peu épaisse; il trouva que ce thermomètre s'élevait à 65°, 56 C. , tandis qu'à l'ombre la température était de 29°, 44- Appliquant ensuite la loi du carré des distances, il conclut qu'un corps placé à la surface du Soleil serait à lUie température de 1 669800 degrés C. En 1846, nous avons répété à Rome l'expérience de Newton, et nous aA ons trouvé un résultat peu différent du sien : l'air extérieur étant à 34*^,3, le thermomètre exposé au Soleil marquait 65°, 3.

Mais cette expérience est msuffisante, et les chiffres ainsi obtenus ne peuvent servir de base à un calcul sérieux; car la température d'un thermomètre placé dans ces conditions dépend, non-seulement de la radiation solaire, mais aussi de l'influence exercée par les corps voisins : aussi les résultats obtenus varient-ils d'un jour à l'autre.

Lorsqu'un corps est exposé au Soleil, les corps environnants rayonnent vers lui ; il s'établit ainsi un échange de radiations entre le thermomètre et l'enceinte dans laquelle il se trouve renfermé, tous les corps rayonnant les uns vers les autres. Lorsque l'équilibre est établi, l'intensité relative des températures que possèdent les parties rayonnantes doit être en raison inverse de la surface de ces mêmes différentes parties de l'enceinte, cette surface étant estimée suivant sa grandeur angulaire vue du corps qui reçoit les radiations. Ainsi, soit aedb [Jig- 21 5) une enceinte de surface 2 ayant un excès de température 5 sur le corps thermométrique t ; soit S une portion ah de cette surface avant sur l'autre un excès T; on aura la relation

TS = I$, d'où T = 5|.

Cette équation est toujours vraie, pourvu cependant que la surface S = ah soit une portion assez petite de l'enceinte et que, par suite, elle soit négligeable par rapport à l'enceinte tout entière.

Cette théorie une fois admise, on pourra facilement déterminer la radiation du Soleil, et l'exprimer en prenant pour unité les degrés conventionnels du thermomètre. Pour cela, ou exposera im thermomètre au Soleil dans une enceinte de température connue; on lira l'indication / du thermomètre exposé au Soleil, ou soustraira la température t' de la sphère

Fig. 2IJ.

environnante et l'on formera l'excès Q — t — t' . On multipliera 0 par le rapport qui existe entre la surf^ice de la sphère et la surface apparente du Soleil. Or, le disque solaire ayant un dia-

mètre moyen de 32' 3", G, on trouve le rapport de ^ = 1 83960,

et l'on peut bien négliger l'étendue du disque par rapport à la surface entière delà s|xlière. On aura donc T = 1839G0 0.

\j\ fig. 99 représente l'appareil que nous avons employé à Rome poiu' déterminer la valeur de (i — l'\ Il est semblable à celui que M. Waterston a employé aux Indes, et à celui dont ]\I. Soret s'est servi dernièrement sur le IMont-Blanc.

AB et CD [fig. 21 G; sont deux cvlindres concentriques soudés l'un à l'autre ; ils forment une espèce de chaudière dont la capacité annulaire peut être remplie d'eau ou d'huile à une température quelconque. On peut même chauffer l'appareil

par lin couraiU de Aapeiir entrant par la tubulure E, sortant par la tubulure F. A la place de la vapeur on peut employer un gaz, par exemple l'air chaud qui s'échappe de la cheminée d'une lampe. Un thermomètre t passe j)ar une tubulure à travers resj)ace annulaire et pénètre jusqu à l'axe du cylindre ; il reçoit les rayons solaires qui sont uitroduits par un diaphragme 7nn dont l'ouverture o est à peine plus grande que la

Fir;. 2iC.

l)Oule du thermomètre. Un verre épais e ferme la ])ai'tie postérieure de l'appareil et permet de s'assurer que le thermomètre est bien pla(;é sur la direction du faisceau de rayons. Le cylindre intérieur et le thermomètre / sont recouverts de noir de fumée. Un second thermomètre /' donne la température de l'espace annulaire et par conséquent celle de l'enceinte. Tout l'appareil est monté sur un support ayant un mouvement j)arallactique, ahu de suivre avec plus de facilité le mouvement diurne du Soleil. M. VioUe a tout récemment modifié cet appareil en donnant à la capacité intérieure la forme sphérique.

T/aiîparcil avant rie cxjiosr au soleil, cominc nous Taxons (lit, on ohsci'NC les deux tlicrnioinrlres ; Icni- (lidcrcncc de tcnipcraturc s'élève gradncllcincnt, et, an lont de (|ii(I(jnc temps, l'Ile finit par dexenir eonslante. Alors on note les deux températures, et Ton en lait la diKei'enee (/ — l'f-^^O. ('/est eettc \aleur ([u'on introduit dans TiMpiation citée plus haut.

Cet appareil a été fortement eriti([ué par M, Eriesson, ([ui lui reproche les défauts snixanls :

i" J.a temj)érature de l'eneeinte ne j)eut être donnée exactement j)ar le thermomètre uniipie l' \ il faut, dit-il, emplo}er un procédé plus rigoureux. Pour corriger ce défaut, au lieu de laisser un liquide immobile dans l'espace annulaire qui enxiroiuie l'enceinte, il v fait cire uler d'une manière contiiuie un courant d'eau dont la température est hien déterminée. Ce procédé est excellent : aussi ]M. Soret et jM. Violle l'ont-ils adopté. Ce])endant il ne nous parait pas absolument nécessaire, car ce qu'on emploie est la différence des thermomètres, et, pourvu qu'on prolonge assez l'expérience, elle se conserve constante |)endant des heures.

2"^ Les thermomètres exposés aux radiations solaires, ne les recevant que sur lune de leurs faces, ne doivent pas se mettre en équilibre de temj)érature dans toutes leurs j)arties; aussi ]M. Ericsson assure-t-ii qu'il a obtenu des résidtats très-différents suivant les thermomètres qu'il employait. Nous crovons (pid y a la une exagération. Il est j)OSsible (pi On trouxc des résultats divergents lorsqu'on ne met pas à ces expériences le temps nécessaire, et alors les dixergences doix eut se produire même lorsqu'on n Cmploie pas des thermomètres différents. Mais, lorsqu'on opère à loisir, lors([u'on laisse l'instrument exposé assez longtemps au soleil, surtout avec le diaj)hragme Dui ([ui le met a labii de toute autre radiation (précaution

que M. Ericsson semble avoir oubliée), les expériences se font avec beaucoup de régularité; les anomalies que signale cet illustre savant n'ont jamais été observées ni par M. Soret ni par nous. Nous avons cependant employé successivement plusieurs thermomètres, et les divergences que nous avons trouvées sont du même ordre que celles qui se produisent d'un jour à l'autre en employant le même instrument. De son côté, M. Ericsson a prouvé que les dimensions de l'appareil sont sans influence sur le résultat, et il a substitué au thermomètre un petit réservoir en cuivre rempli d'eau qu'il agite constamment. D'ailleurs, en admettant que cette critique ait un fondement sérieux, il faudrait en conclure que le thermohéliomètre donne un résultat trop faible ; et cependant nous allons voir qu'on l'accuse d'attribuer au Soleil une température extravagante !

Voici les résultats que nous avons obtenus en employant différents thermomètres et en prenant les précautions que nous avons indiquées :

1° Dans un grand nombre d'observations faites à Rome sous une pression moyenne de 738 millimètres, à une hauteur de 52 mètres au-dessus du niveau de la mer, la différence des deux températures a été de i2°,oG; dans les journées où le ciel était très-pur, elle s'est élevée à i4 degrés.

2° La différence reste constante, quelle que soit la température de l'enceinte, de sorte que, ])our/' = o", on a /= i 2*^,06; pourf^Go*^, t= 'j2°,oG. Ce résultat peut paraître surprenant, mais nous l'avons vérifié avec soin depuis zéro jusqu'à 64 degrés; INI. Waterston a même été jusqu'à 220 degrés en faisant circuler de l'air chaud dans l'appareil. La conclusion théorique qui en résulte, c'est que la surface du disque solaire peut être négligée par rapport à la surface de la sphère. Cependant M. Violle assure qu'il n'a pas retrouvé cette

constance. Ce résultat est-il dû à quelque parlicularilé de son appareil?

3*^ Lorsiju'on observe en différentes saisons, prés du méridien, on obtient des résultats bien moins variables qu'on n'aurait pu l'attendre ; la moyenne oscille pendant l'biver, entre ii",5 et 12 degrés; pendant l'été, entre 12", 5 et i/j degrés. Cette variation est Irès-faible, surtout si l'on remarque que, d'une de ces saisons à l'aulrc, la bauteur du Soleil varie de 47 degrés. jMais il v a un lait encore plus important : si, dans la saison d'été, on fait l'observation quand la bauteur est de 2 ■y ou 3o degrés, la différence des deux températures s'élè\ e à peine à G degrés. Il y a donc une cause qui, pour une même bauteur, modifie d'une saison à l'autre la transmission des rayons calorifiques, car cette bauteur est précisément celle que le Soleil atteint au méridien pendant l'biver. Cette cause consiste manifestement dans la vapeur d'eau, qui est beaucoup plus abondante en été, et qui, })our cette élévation, produit à elle seule une absorption à peu près égale à celle que l'atmosplière enlière })roduit j)endant l'biver. Du reste, cette explication est parfaitement confirmée par les expériences de Tyndall et par celles du professeur Garibaldi, de Gènes, sur le pouvoir absorbant de la vapeur d'eau.

4** En opérant à une plus grande bauteur au-dessus du niveau de la mer, on obtient des différences ])lus considéiables. Ainsi, à Genève, ]M. Soret a trouvé, pour une altitude de 400 mètres, la valeur moyenne 5 =- 15*^,5; à l'altitude de 2 5oo mètres, il trouva 18", G; au sommet du Mont-blanc, à l'altitude de 4800 mètres, il trouva 21", i3. Sous le ciel plus pur des Indes, le Soleil étant à une bauteur de ■jo degrés, M. Waterston a trouvé 27'', 8. M. Violle a dernièrement trouNé sur le Mont-Blanc, par un jour calme et beau, la tem-

pérature du thermomètre intérieur ;= i8°,20, la température ambiante étant à i degré au-dessus de zéro, et l'enceinte étant à zéro.

On le \oit, lorsque les physiciens cherclient à résoudre ce problème si intéressant de la radiation du Soleil, ils rencontrent sur leur chemin des difficultés bien grandes, qui redoublent lorsqu'on veut en conclrirc la température. Aussi ne prétendons-nous pas exprimer cette température par un nombre précis: nous fixerons seulement la plus petite valeur ([u'on puisse lui attribuer, et la question sera ainsi résolue d'une manière bien suffisante.

Si maintenant de la valeiu' de la radiation $ nous voulons passer à celle de la température, nous sommes en présence des deux théories rivales que nous avons expliquées dans le paragraphe précédent. Si nous suivons riivpothèse de

NcAvton, nous trouvons que T— $--—$< i83()()0. Adoptons pour 7 la plus grande valeur qu'on ait obtenue, celle que M. Soret a notée sur le 3Iont-Bl:uic, Q — 21", i3, la temj)érature du Soleil sera T = 2[",i3 X 183960 = 3 ()8'- oy5, c'est-à-dire à peu près quatre millions de degrés; mais la valeur 6 = 21*^, î3 est évidemment trop petite, car il faut tenir compte de l'absorption atmosphérique. Pour cela, en appliquant les lois connues, il faut ajouter à la différence donnée parles expériences de Soret le nombre 7*',8r). Alors 7^=29", 02, et ï= 5 334 840**, ou, en nomljre rond, cinq millions et un tiers. Par le chiffre de iM. Yiolle, on aurait 3 348o'j2 degrés sans la correction de ral)sorption atmosphérique.

Telle serait la température d'un corps situé à la surface du Soleil. Il fLUit cependant remarquer que l'effet produit sur nos instruments par les radiations du Soleil ne résulte pas seulement de l'action de la couche ravonnante située à la sur-

r.icc (le ("l'I Mstrc; si la sîil)staii<'c (jiii le roniposc jouit (riine certaine tiMiisparciici', l'action des coiielies plus pi'olondes doit s'ajoutera celle de la coiielie siipeiTicielle. et le l'ésilltaL doit être la somme de Jeiiis radiations partielles. Si nous connaissions \c dej^ré de transparence «le la matière solaire, il ne nous serait pas difticile de calculer sa température; mais Tii^noranee dans la([uelle nous sr)!iunes à cet ei4ar<l nous md dans le plus ur.ind embarras. Il \ a cependant deux choses ([ue nous pouNons affirmer a\ec certilude :

1*^ Celte transparence est loin dètre absolue; elle est même très-imj)arraite. Nous savons, en effet, cpie les courants ])liolospliéiiques, lorscpi'ils se croisent, .se cachent I un lautre au pouit d'intersection: les ponts (|ui ti'aNcisent le.s taches empêchent également de xoir le bord des pénondjres cpii sont : itue(\s au-dessous d'eux. M. Ibrn a j)rou\é (pie les fl.:nmies sont transparentes; mais il ne rei^arde pas comme certain (pTon doive attribuer une transparence absolue aux vapeurs met.illicpies: il a même constaté que la vapeur du magnésium est opaque pendant sa comljustion. Déplus, les ^apeurs méîalli(jues c[ui se trouvent dans le Soleil possèdent une absorption élective qui est mise en évidence par les observations .'.[)cctrales et qui montre qu'elles ne sont pas ab.solument transparentes. Il en est de même de l'indrogène incandescent (jui se trouve dans les protubérances: lorscpie deux jets se croisent, ils n'ont j)as un éclat plus vit'au point dinterscction, ce (pii arriNcrait cej)en(laut si les i'a\ons émanés de (•cliii qui est en arrière pouxaient tra\('i'S!'r l'autre : ils se cachent rêel- L'incnt lun I autre connue des corj)s opaques. Nous devons conclure de tout cel.i que la transjxuence des couches super- (l'.ielles du Soleil est très-faible, (pie j)ar conséquent la température (pii résulte de notre calcul ne doit j)as être trèst loignée de la vérité.

i"^ Même en admettant que les indications de notre thermomètre résultent des actions combinées de plusieurs couches transparentes, il n'en est pas moins vrai que la température trouvée serait celle d'un thermomètre placé à la surface du Soleil, et par conséquent, même dans cette hypothèse, notre calcul n'est pas déraisonnable.

Si l'on voulait partir du zéro absolu, il faudrait ajouter 273 au nombre trouvé; cette modification, comme on le voit, serait bien insignifiante.

On arriverait à une température encore plus élevée si l'on partait de la valeur 5 = 27*^ observée aux Indes par M. Waterston, surtout si l'on faisait la correction relative à l'absorption atmosphérique. Ce savant pense que la température du Soleil doit aller à neuf ou dix millions de degrés.

Pour donner une idée de l'état thermique du Soleil, nous ne ferons qu'une seule remarque. En tenant simplement compte de la distance, la température solaire est 4621 5 fois plus élevée que celle à laquelle peut parvenir un corps situé à la surface de la Terre et en admettant qu'en moyenne la température d'un corps terrestre monte de 22 degrés, nous aurions déjà ioi6-3o degrés. Pour produire le même effet, il faudrait concentrer sur un espace de i centimètre carré les rayons qui tombent sur une surface de 4'"? 6. Or les lentilles à échelons qui n'ont que i mètre de surface, et qui absorbent beaucoup de rayons, sont cependant capables de f

volatiliser la plupart des substances connues. Qu'on juge par là des effets que peut produire la température du corps solaire !

§ ITL — Discussion des résultais ohienus par d'autres savants.

Les résultats dont nous venons de pnrler dans le p iragraj)lie précédent ont paru tellement exagérés que beaucoup de personnes n'ont pas hésité à les déclarer absiu'des. Comme on ne pouvait ji.is révoquer en doute l'exactitude des expériences qui ont servi de point de dépirt à nos raisonnements et à nos calculs, on s'est rejeté sur la loi de Newton, et l'on a déclaré qu'elle est fausse, au moins dans l'application que nous en avons faite dans le cas actuel. INI. Vicaire a préféré se servir de la loi de Dulong et Petit, et, prenant comme base de son calcul le nombre que nous avons adopté, 0 ^= 2[f. 02, il a trouvé que la température du Soleil doit être de i3r)8 degrés C Cette valeur est à peu près égale à celle que Pouillet avait trouvée en partant de la même loi ; elle est si peu élevée que nous avions cru devoir 1 1 rejeter, précisément parce qu'elle est évidemment beaucoup trop faible. Cette température est à peine plus élevée que celle où la fonte de fer entre en fusion, et, connue il nous paraît impossible d'admettre un résultat aussi fai])le, nous avons regardé comme fausse la méthode qui y conduit (' } .

M. Ericsson a étudié cette question avec beaucoup de soin ; il s'est servi d'un instrument de son invention pour déterminer la valeur de la radiation solaire, et, la Terre étant à l'aphélie, il a trouvé 84*^,84 F. ou 47", i3 C. Ce nombre est le plus élevé de ceux qu'il a trouvés dans ses différentes expé-

(') Rappelons en deux mots en quoi consiste la diirérence entre les deux méthodes de calcul; t étant la tempéra'.ure du thermomètre exposé à la radiation, t' celle de l'enceinte, on a, d'après Newton ( — f' = a. T, tandis que, d'après Dulonj et Petit,

a'' = KrtT ; dans ces équations, v. = —, r-77-1 et a = 1,007-

ibJ9bo

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rienccs, et nous pensons qu'il vaut mieux en effet s'en tenir au maximum. Afin qu'on ne puisse pas nous accuser d'avoir exagéré, nous avions pris la moyenne de nos différents résultats. jM. Ericssou, ayant multiplié ce nombre 475^3 par le rapport inverse du carré de la distance, a trouvé pour température de la photos[)hère 2280000 degrés C. ; puis, pour tenir compte de TabsorpLion chromosphérique, il a ajouté une correction, trop petite selon nous, qui lui a donné comme valeur définitive 2290000 degrés C. Celte valeur est moitié plus petite que la notre, mais elle est bien plus grande que celle à laquelle ]M. Vicaire a cru devoir s'arrêter.

jM. Zollner a employé une méthode absolument différente pour résoudre la même question : il a cherché à déterminer la température du Soleil en partant de la vitesse avec laquelle sont lancés les gaz qui constituent les protubérances. Il suppose que ces gaz sortent de l'intérieur du globe solaire par des orifices pratiqués dans une couche liquide ou solide, et que leur mouvement est déterminé par une pression énorme qu'il évalue à 4070000 atmosphères. Sa conclusion est que, dans l'atmosphère du Soleil, la température des gaz est au moins de 27700 degrés; à l'orifice par où sortent les gaz, la température serait plus élevée : elle arriverait à 68400 degrés pour une protubérance ayant une hauteur de i'3o", et à 74910 degrés si la hauteur atteint 3 minutes.

Les savants français pensent généralement que la température du Soleil ne dépasse pas 2000 ou 5ooo degrés. D'aorès M. Fizeau, elle serait environ deux fois et demie plus élevée que celle de l'arc voltaïque. M. IL Sainte-Claire Deville admet qu'elle ne dépasse pas de beaucoup celle à laquelle se produit la dissociation des composés chimiques. La valeur minimum donnée par Zollner serait huit fois plus considérable que la température de la flamme oxy hydrique.

Telles sont les opinions cxlrèincs adoptées j)ar les savants. On voit cju'clles sont aussi divergentes (|iic |)ossil)le ; c'est pour([Uoi il nous semble (|u"il \ a lieu de reeliereher et de diseuler les causes de cette diver}j;ence.

Les erreurs peuvent j)rovenirc)u de i'exjjcrienee ou i\[\ calcul. On a beaucoup critiqué notre méthode expérimentale, et cependant nous la rej^ardons encore comme la meilleure, surtout avec les perfectionnements introduits par M. Ericsson et adoptes par M. Soret. La manière dont ^a^ient les résultats obtenus en différentes circonstances et en différents pays j)rouve que les défauts rc[)rochés à cet instrument n'ont pas une aussi grande influence qu'on l'a prétendu. On reconnaît que les dimensions du thermoliéliomètre sont indifférentes; dès lors, celles du thermomètre ne doivent pas avoir autant d'importance qu'on l'a prétendu à la suite de nos observations.

Nous trouvons, au contraire, qu'il v a de grands inconvénients à opérer comme NcAvton, qui se contentait d'exposer le thermomètre au Soleil ; le résultat doit être singulièrement influencé par les courants d'air et par le rayonnement des corps voisins. Depuis quelque temps, on emploie en Angleterre des thermomètres à boule noire enfermés dans des globes de verre où l'on a fait le vide avec la machine pneumati(|ue; ces appareils donnent probablement un résultat trop élevé, à cause des réflexions qui ont lieu sur la paroi intérieure du globe de verre.

Cv n'est donc pas sur l'expérience elle-même que doit porter la discussion, mais sur la manière d'interpréter et de calculer les résultats. Laquelle des deux formules devons-nous admettre, celle de Newton ou celle de Dulong et Petit ? La loi de Newton est incontestable si on la considère comme étant la loi élémentaire de la |)ropagation de la chaleur dans

iG.

des corps d'une conductibilité parfaite. Celle de Didong et Veut n'est applicable qu'aux corps solides et aux corps liquides dans l'étendue de l'échelle thermométrique pour laquelle elle a été vérifiée par l'expérience. Les savants qui l'ont énoncée les premiers n'ont pas poussé leurs n^chcrchcs au delà de la température d'ébullition du mercure, quoique Pouillet assure que les expériences ont été continuées jusqu'à looo degrés. Il est donc impossible de s'en servir pour la question qui nous occupe eu ce moment; car la température (kl Soleil est éNidemment supérieure, et de beaucoup, aux Innites auxquelles on doit borner son ajipîication. De plus, comme le fait très-bien observer M. Ericsson, elle n'est pas générale, puisqu'elle dépend de la constitution des corps. Dulong et Petit, dans leurs expériences, n'ont pas eu soin de faire (hsparaitre l'influence de cet élément; d'ailleurs c'était impossible, caries corps emj)loyés, solides ou liquides, n'ont pas une conductdjilité parfaite. Au reste, M. Ericsson a fait à ce sujet des expériences tout à fait décisives, en se servant d'un réservoir en cuivre rempli d'eau qu'on agitait constamment, le tout étant renfermé dans une enceinte vide et maintenue à une température constante. La conclusion de ces expériences a été que la loi de Dulong et Petit ne peut pas être appliquée entre k) et loo degrés, tandis que, pour la loi de Newton, il n'v a qu'une différence à peine appréciable entre les résultats calculés et les résultats observés. De plus, il a étudié le pouvoir ravonnant en se servant d'une masse de fer fondue et chauffée à 3ooo degrés F., c'est-à-dire à i G66 degrés C. Il a trouvé que, à cette température, le pouvoir rayonnant est environ 4?2i fois plus grand qu'à G5 degrés, tandis que, d'après la loi de Dulong et Petit, il devrait être 4ooo fois plus considérable. JNL Ericsson employait dans ses expériences plusieurs toinies de fer fondu et surchauffé à iGGG degrés ; si

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la tcmpcratiire tlii Soleil était du même ordre, la force rnyonnanle de cet astre seri'.it à peu près la même. Or, eu limitant à un pied carré la surface rayouuaule du métal, ]M. Ericssou a obtenu loi") unités tliermirpies, laudis que, pour le Soleil, il en trouve 3i2j()0, c'est-à-dire 3 [o fois plus. Il faut en conclure que la température sr)laire est d'un ordre l)i(Mi plus élevé, et, encore une fois, que la loi de Dulong et Petit est aljsolument fausse. Et, ce qui rend encore Lien plus évidente^ la fuiss(^té de cette loi, c'est que le résultat auquel on parvient pour la tem[)érature du Soleil dépendrait de la température même de l'enceinte ou de ractinomètre !

Faut-il doue accepter, les veux fermés, la loi de Newton ? C'est ce que nous allons examiner maintenant. IM. Soret a fait à Genève une série d'expériences extrêmement intéressantes : il a fait agir sur son instrument perfectionné, d'abord le Soleil, puis un morceau de zircone, rendu incandescent par la flamme duc à un mélange d'hydrogène carboné et d'oxvgènc. Sous l'influence delà radiation solaire, la température s'est élevée à il[°,5', avec la zircone, en disposant l'expérience de telle sorte que la surface rayonnante sous-tendit le même angle que le Soleil, la température s'est élevée de o*', 20 -, la radiation solaire serait donc seulement 58 fois plus intense que celle de la zircone. La température de l'actinomètre était maintenue à iG°, G3. Si, avec ces données, on calcule la température de la zircone, en trouve, en emplovant la formule de Newton, 4^990 degrés, nombre évidemment trop fort. Avec la formide de Dulong et Petit, on trouve -81 degrés ; ce nombre, à son tour, est beaucoup trop faible, car la température de la zircone est au moins de 1 5oo degrés, et probablement de '^ono degrés. Nous devons donc conclure de ces expériences que la loi de Newton et celle de Dulong s'éloianent de la vérité chacune de leur côté.

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]M IJ. Sainte-Claire Deville pense, d'après sa longue expérience des !(uiipératures élevées, cpie la température solaire ne dépasse pas beaucoup celles que nous produisons et mesurons dans nos laboratoires. Outre cette longue expérience que nous ne saurions ni contester ni discuter, le savant cliimistc appuie son opinion sur deux raisons positives : c'est d'abord l'impossibilité matérielle de mesurer ces températures élevées, et en second lieu les modifications que peuvent éprouver les lois des actions moléculaires dans des circonstances aussi différentes de celles que nous connaissons. Il est bien certain, en effet, qu'à ces températures excessives tous les thermomètres connus seraient fondus et volatilisés ; aussi n'avons-nous jamais supposé .C[u' on dut nous faire une semblable objection, comme si l'impossibilité matérielle de mesurer directement une grandeur quelconque était une raison de nier son existence ou d'affirmer qu'il est impossible de l'évaluer approximativement d'une autre manière. Nous ne prétendons pas non plus que les dilatations et les autres fonctions moléculaires suivent les mêmes lois lorsque les corps se trouvent dans des conditions thermiques aussi exceptionnelles. Nous prétendons seulement que, si l'on veut appliquer les lois connues, en n'accordant au Soleil qu'une température de 2000 ou 3ooo degrés, l'énorme radiation calorifique de cet astre est absolument inexplicable ; que cette même radiation ne peut être ex|)liquée, d'après les mêmes lois, que par un état calorifique absolument différent, état dont nous ne saurions préciser la manière d'être, mais que nous exprimons d'une façon hypothétique en énonçant un nombre de degrés très-considérable. D'ailleurs, nous pouvons ajouter à toutes ces considérations un fait qui nous paraît décisif : dans les belles expériences de M. H, Sainte-Claire Deville sur la fusion du platine par la flamme du gaz oxyhvdrique, auxquelles

nous cùiiK's le bonheur d'assister dans le laboratoire de ce savant, nous avons observé les bandes de l'oxyde de calcium et jamais les raies de ce métal. Or le Soleil nous présente e\chisi\('ment les raies et jamais les bandes du calcium, ce qui montre que sa température déjiasse de beaucoup celles que nous produisons et mesurons dans nos laboratoires.

M. Fi/.eau évalue la tomj)craturc du Soleil (mi prenant comme terme de comparaison celle de l'arc voltaïque obtenu avec cinquante couples de Bunsen, grand modèle; il s'agit de la t<>mpéi\Uure de l'arc qui séj)are les deux charbons, et non de celle des charbons eux-mêmes, et M. Fizeau arrive à ce résultat que la température du Soleil est deux fois et demie pkis élevée. Remarquons d'al)ord que cette température de l'arc est inconnue. Le platine, (pii ne fond qu'à 25oo degrés au moins, coule connue la cire lorsqu'on l'introduit dans l'arc voltaïque. Les expériences de M. Fizeau ont été faites par la Photographie, et il y a bien à redire à ce procédé. D'abord, l'impression produite sur la couche sensible est presque uniquement due aux charbons; car l'arc lui-même, quoiqu'il soit j)lus chaud assurément, n'a qu'un pouvoir photogénique très-faible, connue il est réellement très-peu lumineux. Et d'ailleurs, peut-on suj)poser que les radiations calorifiques soient proportionnelles aux radiations chimiques ?

Il est certain cependant que l'arc électrique possède un avantage incontestable : de toutes les sources artificielles de chaleur, c'est celle dont la température est le ])lus élevée, ce (pii jx'rmet de la comparer j)lus facilement avec le Soleil. Kous avons donc comparé ensemble ces deux radiations, en em])lo\ant le même th<M'mohéliomètre ('j, le courant étant

(') Voir Mein delV Ace. (Ici Nuovi Liitcei; iSjJ.

produit par une pile de cinquante couples de Bunsen, grand modèle : nous avons trou\é que la radiation du Soleil, en la supposant égale à 21°, 1 3, est 44? 36 fois plus grande que celle de la lumière électi ique. On voit qiui ce résultat diffère beaucoup de celui de ]M. Fizeau. Supposons que la température des charbons soit de 3ooo degrés seulement, nous trouverons pour le Soleil le nombre de i33o8o degrés, qui ne peut être considéré que comme un minimum.

M. Fizeau a fait encore d'autres expériences en employant comme terme do comparaison lacliaux rendue incandescente par la flamme du gaz oxyliydrique. Il a trouvé que les deux radiations sont entre elles coujuie (3,8G est à 1000. Supposons que la température de la chaux soit de 1G80 degrés, ce qui nous parait bien modeste, nous trouvons pour le Soleil 233 57G degrés. M. Soret a fait des expériences semblables à Genève, en employant la zircone au lieu de la chaux ; les résultats qu'il a obtenus nous donncr.dent, j)or.r la température du Soleil, 12G000 degrés. Tous ces nombres ne nous paraissent pas approcher de la véritable température du Soleil; car il y a beaucoup de causes qui tendent à diminuer les résultats, mais ils montrent au moins combien on s'écarte de la vérité en s'arrélant, avec les physiciens français, à 3ooo eu 5ooo degrés.

Nous verrons bientôt qu'on arrive au même résultat en employant d'autres procédés poiu^ évaluer l'énergie thermique du Soleil. M. Ericsson, qui avait déclaré nos chiffres absurdes et extravagants, admet cependant que la température solaire ne peut être inférieure à 2200000 degrés G; et cependant il n'a pas tenu un comj)te suffisant de l'absorption due à l'atmosphei^e terrestre. On admet généralement, et avec raison, que, suivant la verticale, notre atmosphère arrête le quart des rayons calorifiques j en admettant ce nombre, M. Ericsson au-

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rait trouve pour résultat 2 726700 degrés. De plus, il n'a tenu coni[>tc, pour le Soleil lui-même, que tle l'absorpliou trèsfailjle produite p;u' la eliromosplière ; il faudrait, j)our être dans le vrai, tenir compte des rayons qui sont absorbés dans la couclie la plus basse de l'atmosplière solaire : cette absorption est considérable, et c'<'st «'lie qui donne naissance aux raies de Fraunbofer.

Les nondjres auxquels nous sommes parvenu en apj)liquant la le.i de Newton peuvent être exagérés, nous en {•onvenc:ns volontiers. Nous savons, en effet, que le pouvoir rayonnant varie avec l'état dii corps : ainsi l'eau rayonne d'une manière très-différente suivant qu'elle est à l'état solide, liquide ou gazeux; mais, comme les matières qui composent la couche superficielle du Soleil sont à l'état de fluide élastique, lein-ravonnenient doit être plus faible qu'on ne le suppose, et, par suite, la loi de Newton doit nous conduire plus près de la vérité que celle de Dulong et Petit.

Les observations spectrales nous apprennent que Tatmospbère du Soleil contient des quantités considérables de vapeur de fer. Comment supposer que la température atteint à peine le point de fusion de ce métal ? Dans les creusets où l'on fait fendre le fer, on n'observe point les raies que produirait sa vapeur, à moins qu'il n'y ait combustion du métal, comme cela a lieu dans le convertisseur de Bes.semer; alors, en effet, la combustion produit de la chaleur et élève la température bien au-dessus du point de fusion.

On a objecté que, la température de cette vapeur n'étant pas de quelques millions de degrés, la comparaison ne prouvait rien. Il faut pourtant s'entendre. La température moyenne de cette couche, où l'on voit ces raies, n'a sans doute pas des millions de degrés : personne ne le prétend. Mais connaît-on la véritable température ou plutôt la force vive de ces petites

molécules à l'instant de lenr combinaison avec l'oxygène? Assurément non. On connaît la température du mélange avec les vapeurs et l'air ambiants ; mais on ne connaît pas celle des atomes au moment de la combinaison.

Nous pouvons éclaircir cela par une comparaison. Un tube capillaire de Geissler, contenant un filet d hydrogène rar^iç', est plongé dans un calorimètre à eau. L'expérience prouve que loo grammes d'eau s'échauffent de 5 degrés G. en une minute de temps. La même quantité de chaleur élèverait donc 5oo grammes de i degré. Supposons le poids de l'hydrogène renfermé dans le tube égal à ()S*',oooi ; la chaleur de ce dixmillième de gramme suffit à échauffer de i degré une masse d'eau 5ooooDO de fois plus grande, et, en prenant la capacité de l'hydrogène = 3,4? on trouve, pour sa température probable, i 470 588 degrés. Si ce raisonnement est juste, on peut être étonné de l'énorme température c[ui règne dans l'étincelle électrique; mais cette température est directement inappréciable, car la petitesse de la masse fait que la chaleur se distribue aux corps environnants avec une rapidité extraordinaire, et nous ne pouvons ainsi constater que la température du mélange, où les masses froides sont infiniment plus considérables que les masses incandescentes. Il en résulte que nous ne voyons pas nos verres se fondre, bien qu'ils se décomposent et s'échauffent considérablement dans leur masse, énorme en proportion de celle du gaz incandescent.

TeWe peut être la température des atomes au moment de la combinaison ; mais, comme ils sont environnés de masses absorbantes énormes, leur chaleur s'y trouve comme noyée, et il ne reste qu'une température moyenne relativement trèsfaible. Si maintenant toute la masse solaire était dans la même condition, quelle difficulté verrait-on à y admettre des millions de degrés?

Mais r('V(Mions à rcxpcricnce tic l'iij)parril Bcssenicr. On a dit que le fer en fusion pent produire des vapeurs qui s'élèvent au-dessus de la couche liquide, absolument comme les vapeurs d'eau (jui se produisent et se répandent de tous cotés, même à une température assez basse; mais cette objection n'a pas de valeur, puisque, encore une fois, le spectroscope ne nous fait voir aucune des raies du fer au-dessus des creusets où il est en simple fusion. D'ailleurs la comparaison des vapeurs (1(^ ce métal avec la vapein' d'eau ne peut se soutenir; car il faut tenir compte de la tension particulière à chaque substance et de la vitesse avec laquelle se produit sa volatilisation, vitesse qui dépend de la force expansive. L'eau est, de toutes les substances, celle qui s'évapore le plus vite, après l'hvdrogène et quelques autres composés du même gaz. .AI. Crusotti a évalué à Gi4 la vitesse d'évaporation de l'eau, tandis que celle du mercure est à peine égale à 184, et cependant ce métal est bien plus volatil que le for. Nous voyons ])ar là que, si l'on veut donner aux vapeurs du fer une tension de I atmosphère, il ftiudra, après avoir fait fondre ce métal, élever la température beaucoup plus qu'on ne le fait [)our l'eau en proportion de ses points de fusion et de volatilisation

Quant aux résultats de M. Zollner, nous trouvons qu'ils ont une assez grande probabilité, si on les applique à ces couches superficielles qui sont refroidies par la dilatation et le rayonnement. Remarquons que ces chiffres sont assez élevés pour qu'on ne puisse j)as en faire un argument en faveur de cette croûte solide ou liquide dont nous repoussons l'hypothèse comme absolument incompatible avec les faits observés. Évidemment les couches les plus voisines de la surface ne peuvent pas avoir toutes la même température, et celles qui sont plus exposées au rayonnement doivent se re-

froidir plus vite, comme il arrive au sommet de nos montagnes et dans les hautes régions de notre atmosphère ; mais ces couches plus extérieures sont assez transparentes pour donner passage aux radiations qui viennent des couches plus profondes. Toutes ces actions calorifiques s'ajoutent l'une à l'autre, et de leur somme il résulte une action unique à laquelle on a donné le nom de température virtuelle : c'est la température que devrait posséder un corps situé à la surface du Soled pour produire à lui seul un rayonnement identique à celui de la couche dans laquelle il se trouve plongé et des couches plus profondes; mais nous avons déjà dit comhien cette transparence est limitée.

Tout ce que nous venons de dire s'applique uniquement aux couches superficielles que peuvent atteindre nos moyens d'investigation ; quant à la masse intérieure, nous n'avons aucune donnée positive qui nous permette d'évaluer sa température. Nous pouvons seulement dire que cette température est nécessairement plus élevée que celle de la surface, car c'est ce qui a lieu pour tous les glohes célestes. D'ailleurs l'atmosphère de vapeurs métalliques qui environne le Soleil, hien qu'elle n'ait pas une grande épaisseur, exerce une ahsorption considérable sur les radiations de cet astre, ainsi que le prouvent les raies de Fraunhofer. Cette absorption empêche la diffusion de la chaleur; c'est ainsi que la couche d'air cpii nous environne produit sur le globe terreste l'effet d'un vêtement imperméable à la chaleur, ou mieux celui d'un châssis vitré qui, sans arrêter la chaleur lumineuse qui nous vient du dehors, empêche la diffusion de la chaleur obscure qui tend à s'échapper dans les espaces célestes. Si le Soleil était privé de l'atmosphère qui l'environne, il nous paraîtrait de 7 à i o fois plus brillant. M. Ericsson et M. Lockyer commettent une erreur évidente lorsqu'ils se bornent à évaluer l'absorption due

à la (liromosphrro, roiirlic trrs-iniiuo rt transparente ])oiir tous les rayons, excepté ceux qni cnianent de l'iiydrogène.

En nous appnvant sur toutes les considérations (|ue nous venons d'indicpier. nous ( ic)\ons pouvoir conclure que, sans reuarder connnc irrcforniable le ( Inl.re de 5ooooootlc dej^rés r.ucjuel nous sommes parvenu, on est cependant moins eloip\v lie la vérité en ratlmettanl qu'en s'arrétant à quelques milli.M's de degrés. Nous ajouterons jnéme (pie le nondjre de lo luillionsde degrés proposé par M. Waterston n'est pas aussi absurtle (pion a voulu ledii'e. Kidhi, s'il faut fixer une \alcur minimum, nous pensons (piil est inq)ossible de descendre audessous de 1 ou 2 nullions de décriés.