ONS

vons supposer que l'action est la même sur toute la surface solaire, mais, pour plus de simplicité, nous considérerons ce qui se passe sur une surface de i mètre carré. La couche d'eau ainsi échauffée de i degré en une seconde pèsera i3Gio kilogrammes. Or la force vive qui, par sa transformation complète en chaleur, serait capable d'élever de i degré la température de i kilogramme d'eau, équivaut à 4^4 kilogrammètres, chaque kilogrammétre étant le travail nécessaire pour élever un poids de i kilogramme à i mètre de hauteur. Ainsi, pour évaluer en kilogrammètres la puissance thermique de i mètre carré de la surface solaire, il faut multiplier i36io par 424? le produit !^j'jo6l\o exprime le nombre de kilogrannnètres cherché : ce travail équivaut à 7(3c)42 chevaux -vapeur, le cheval-vapeur étant uns force capable de produire en une seconde un travail de 76 kilogrammètres.

On voit donc qu'il suffirait de la chaleur dépensée sur quelques mètres carrés pris à la surface du Soleil pour faire fonctionner toutes les machines à vapeur qui fonctionnent sur notre globe. Une des j)lus grandes machines qui aient été construites, celle de la frégate le Friedland, qui figurait en 1 867 à l'Exposition universelle de Paris, avait une force de 4ooo chevaux, et exigeait, pour produire la vapeur qui lui était nécessaire, huit chaudières tabulaires brûlant environ 5 tonnes de charbon par heure.

On pourrait aussi évaluer la puissance mécanique à laquelle équivaut la radiation totale de la surface solaire. On trouverait ainsi un nombre de chevaux-vapeur égal à 470 quintillions, c'est-à-dire 470 X lo'^ Telle est l'immense puissance qui émane du Soleil et dont il nous est impossible de nous faire une idée exacte. Nous pouvons bien aligner un nombre suffisant de chiffres pour la représenter, mais ce nombre

lie (lit rien à notro im.ifïinatioii , f[iii ost impiiissanto à le concevoir.

On peut encore apprécier la température du Soleil en consitléiant le travail que représente la chaleur qu'il émet par le rayonnement. En comparant cette chaleur à celle d(^ nos locomotives, on a trouve que sur i mètre carré de la surface solaire il se dégage au moins autant de chahun* que sur une grille de 80 mètres carrés. Supposons cette évaluation exacte, ce qui pourrait être bien contesté : il en résulte que, si la température de nos fournaises est de i.5oo degrés, celle du Soleil sera de i 20000 degrés. Ce résultat, certainement trop faible, est cependant bien supérieur à celui qui est proposé par certains physiciens. Nous disons trop faible, car M. Crova a dernièrement démontré que ces valeurs , assignées par INI. Pouillet aux calories solaires qui tond)ent sur l'atmosphère terrestre, sont notablement au-dessous de la vérité; mais ces évaluations n'étant qu'une première approximation, ce que nous venons d'en dire pourra suffire.

§ II. — Des perles de chaleur qii éprouve le Soleil.

Nous venons d'évaluer l'immense quantité de chaleur qui émane à chaque instant du Soleil, et les nombres que nous avons déterminés mesurent les pertes d'énergie que subit pendant cliaque seconde cette masse incandescente. De là on est naturellement conduit à se demander s'il est possible que, malgré un rayonnement aussi considérable, le Soleil ait une tem])érature constante, et quelles sont les sources de chaleur qui peuvent compenser des pertes aussi considérables.

Il faut d'abord remarquer que la radiation ne se produit que dans une couche très-mince au-dessous de la surface ; il

est donc bien possible qu'à l'intérieur la température soit encore plus élevée. INIais, les masses refroidies par le rayonnement se mélangeant sans cesse avec les autres, le globe solaire, pris dans son ensemble, perd réellement de la chaleur, et le problème de la constance de température reste toujours à résoudre.

Pour évaluer exactement l'abaissement de la température solaire, il faudrait connaître ce qu'on appelle, dans le langage des physiciens, sa capacité calorifique, ou du moins faire à ce sujet une hypothèse plausible. On sait, en effet, que, pour une même quantité de chaleur, les corps ne s'échauffent pas également; par exemple, la quantité de chaleur qui élèvera seulement de I degré la température de i kilogramme d'eau suffira pour échauffer de 9 degrés un égal poids de fer. Il résulte évidemment de cette propriété que, pour deux masses égales, mais de natures différentes, la durée du refroidissement sera, toutes choses égales d'ailleurs, proportionnelle à leurs capacités calorifiques. Ainsi donc, à masse égale et en partant d'une même température, le fer se refroidira neuf fois plus vite que l'eau.

Pour le Soleil, il nous est impossible d'assigner rigoureusement sa capacité pour la chaleur, car nous ne connaissons pas avec exactitude tous les matériaux dont il est composé ; mais nous savons qu'il est composé d'hydrogène et de vapeurs métalliques. A part l'hydrogène, dont la chaleur spécifique est 3,4i, celle de l'eau étant r, toutes les autres vapeurs ont une capacité inférieure à o,5. Nous ne saurions donc admettre, pour capacité moyenne, un nombre plus grand que l'unité, et nous pouvons au plus prendre ce nombre comme limite supérieure.

On peut connaître avec plus de précision la surface du Soleil, son volume, sa masse, sa densité moyenne.

La surface, exprimée en niélres carrés, est représentée par le nombre

Le volume, exprimé en mètres cubes, est représenté par le nombre

1393350000000000000000000000= 139335 X lo'^-.

La densité de l'eau distillée étant prise pour unité, celle du Soleil est 1,42, et son j)oids, exj)rimé en kilogrammes, est représenté par le nombre

M= 19/iGGoo 000 000 000 000 000 000 000 000= icj^GGx. 10-''

ou, en nombre rond, deux nonillions de kilogrammes.

Nous avons vu qu'en nne minute, sur un mètre carré, il émet nne quantité de chaleur caj)able d'élever de 81 G", 71 la température de i mètre cube ou de 1000 kilogrammes d'eau, ce qui représente 816710 calories ('). Il en résulte que, pendant une année, chaque mètre carré perd ini nombre de calories égal à 429552000000, ce qui fait pour la surface entière une quantité C= 25914 X lo*®.

Supposons que la capacité moyenne de la masse solaire pour la chaleur soit égale à celle de l'eau, le nombre M exprimera les calories que doit perdre le Soleil pour que sa température s'abaisse de i degré ; C étant le nombre de calories qu'il perd en une année, l'abaissement annuel de température sera

— ^ i*',33 (^). Le résultat deviendrait 2*^,8 sileSoleil avait une

{') On ai>pollc calorie, en PIiysi(iiie. la quanlito de clialeiir ju-ccssaire piurélevsr de zéio à i dejjré C. la température <lc i kilogramme d'eau.

(') Dans l'édition allemande, M. Schellen a modifié un peu ces chifTres ; je ne sais

capacité calorifique égale à celle de la vapeur d'eau, et, par conséquent, un peu supérieure à celle des vapeurs métalliques.

On voit déjà que l'intérieur du Soleil ne saurait être ni obscur ni solide. Si nous le supposions incandescent comme le fer fondu, à une température de 2000 ou 3ooo degrés, il suffirait, pour abaisser sa température à zéro, d'ime période bien plus courte que les époques historiques les mieux connues. En effet, en 5ooo ans, l'abaissement de température dû au rayonnement serait de 65oo degrés, de sorte que, même en admettant que la tempéniLure initiale ait été de loooo degrés, elle se trouverait diminuée des deux tiers environ Ce résultat est impossible; on ne j)eut donc regarder le Soleil comme une masse simplement incandescente à une température qui ne soit pas extrêmement élevée.

On ne saurait non plus admettre qu'il est composé d'une matière combustible capable de produire en brûlant autant

pas quels sont les motifs qui l'ont amené à faire ces changements. Lors même qu'on tiendrait compte de la variation qu'éprouve la dislance du Soleil à la Terre, les nombres que nous venons de donner ne changeraient pas d'une manière essentielle. D'après les plus récents travaux, voici les chiflVes que nous regardons comme les plus probables :

Diamètre du Soleil 688 584 4°° mètres;

Surface du Soleil Sg 5S2 X lo'' mètres carrés;

Volume du Soleil 1 36 757 X lo-' mètres cubes ;

Densité du Soleil 1 ,46 (ce nombre est très-incertain);

Poids du Soleil ;\I = 19962 x iO°° kilogrammes.

En employant ce dernier nombre pour notre calcul, nous trouvons pour l'abaissement annuel de la température :

C 25qi4 X 10-'^ o.ïoi'i

ce qui diffère peu du nombre i'^,û3 que nous avons trouvé précédemment. M. Schellen adopte i°,25, mais, encore une fois, nous ne savons pourquoi il a modifié tous ces chiffres, qui, du reste, n'ont qu'une importance médiocre dans la science.

de chaleur que le charbon. Dans celte iivpothèiîe, d'après les calculs de M. Thomson, il se serait éteint au bout de huit mille ans, même en supposant (jue les j)i'()duits de la combustion ne dussent pas en arrêter ractivitc.

Or il est incontestable que pendant toute la durée d(\s temps historiques l'action du Soleil a été sensiblement ce (ju'elle est maintenant ; elle n'a pas diminué d'une manière apj)réciable. Les êtres vivants, soit animaux, soit végétaux, qui se trouvent à la surface de notre globe sont depuis longtemps les mêmes, et leurs variations ont été peu considérables; ce fait est incomj^atible avec un abaissement notable de la température solaire. H est donc impossible d'admettre que la chaleur du Soleil est due à luie combustion ou à la radiation d'une masse simplement incandescente.

Nous pouvons encore présenter les mêmes considérations sous une autre forme. Supposons que la température du globe solaire soit de 74920 degrés : c'est la température que ^iM. Zôllner regarde comme probable poiu^la couche superficielle d'où sortent les protubérances. En 5ooo ans le Soleil se refroidit de 65oo degrés ; sa température , au commencement de l'époque historique, aura donc dû être de 81 /îto degrés; depuis cette époque, il aura perdu ^r tle sa chaleur sensible, perte énorme et qui ne saurait être sans influence sur la végétation. La diminution serait d'un quart, si la température initiale avait été de 27 000 degrés. Si nous reculions jusqu'aux époques préhistoriques, les différences deviendraient bien plus grandes encore, et nous trouverions pour les plus anciennes des résultats de plus en plus élevés. Or, d'après les faits les plus certains de la Géologie, la Terre n'a pas dû, dans ces différentes périodes, recevoir du Soleil beaucoup plus de chaleur qu'elle n'en reçoit actuellement ; on rencontre même une époque mystérieuse, la période glaciaire, qui serait inex-

plicable si nous devions admettre que la température du Soleil était alors beaucoup plus élevée qu'elle ne l'est aujourd'hui.

Les pertes de chaleur que le Soleil éprouve sont donc loin d'être négligeables ; d'un autre côté, il est impossible d'admettre que sa température s'abaisse continuellement en raison de son rayonnement. C'est donc un problème intéressant et difficile, de savoir comment la température solaire peut demeurer renfermée dans les limites fixées par l'observation.

Pour expliquer la constance de la température solaire, on ne peut faire que deux hypothèses, celle d'une activité intérieure, et celle d'une action extérieure, complètement différente de la combustion proprement dite. W. Herschel avait supposé des courants électriques capables de produire de la lumière, comme dans nos aurores boréales ; mais nous savons maintenant que ces courants électriques eux-mêmes doivent avoir une cause ; ils ne sauraient prendre naissance spontanément ; ils doivent être produits par une force qui elle-même ne peut être créée de rien ; leur existence doit être expliquée par les lois de la Physique.

Nous allons exposer les hypothèses les plus importantes qui ont été imaginées jusqu'à présent, et nous tâcherons d'assigner la cause véritable qui produit la chaleur du Soleil et maintient sa température sensiblement constante. Nous disons sensiblement constante, car nous ne prétendons ])as cependant que cette constance soit absolue; même en faisant abstraction des variations périodiques constatées par les observateurs, nos moyens d'observation sont trop imparfaits, et surtout nous avons des données trop incomplètes sur les époques déjà passées pour pouvoir émettre une opinion aussi -nettement tranchée. Supposons, en effet, que la température solaire soit de 6 millions de degrés, et qu'elle diminue chaque

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année de 2°, 8; au hout de 4«t)0 ans la (limiinilion serait de 1 1 200 desjrés, c'est-à-dire ■—-■ I-a radiation à la surface de la Terre, au niveau de la mer, étant au plus de i5 degrés, comme nous l'avons vu, aurait diminué dans le même rapport, c'est-à-dire de o",o2S, f[uanlité évidemment inap- ])réciahle dans nos observations. Nous examinerons donc le j)hénomène en lui-même et dans ses éléments phvsiques en attendant que la théorie ou l'observation nous donne des renseignements j)lus précis.

§ III. — Sources de chaleur extérieures au Soleil.

Le problème dont nous cherchons la solution n'est pas nouveau. Newton déjà, considérant les pertes immenses de matière que le Soleil devait éprouver par l'émission continuelle de particules lumineuses et calorifiques, chercha une source dont l'action fût capable de compenser la radiation solaire. Il supposa que les comètes pourraient bien être destinées à cet usage; en tombant sur le Soleil, elles alimenteraient sa combustion et empêcheraient sa masse de diminuer. A cette époque, on attribuait aux comètes des masses considérables, et de plus la radiation lumineuse était considérée comme une émission de particules matérielles; l'hvpothèse de ISewton était donc admissible, car elle expliquait les phénomènes d'après les principes connus et les théories admises. Il n'en est plus de même aujourd'hui. Nous savons que les comètes possèdent des masses très-faibles, et nous regardons la hunière et la chaleur non comme une émission proprement dite, mais comme un mouvement vibratoire qui se communique par l'intermédiaire d'un milieu impondérable.

Ce que Newton disait de la masse du Soleil, nous pouvons

le dire de la force vive qu'il possède; sa masse ne diminue pas par la radiation, mais l'énergie que possèdent ses particules doit diminuer incessamment, s'il n'y a pas des sources abondantes pour réparer les pertes qu'il éprouve. C'est leD^'Mayer, de Heilbronn, qui a le premier formulé ce problème au point de vue mécanique, et c'est lui aussi qui en a le premier cherché la solution, en s'appuyant sur des principes qui ont complètement changé la théorie admise jusque-là. L'hypothèse de Mayer a été développée par Waterston, Thomson, Joule, etc. ; nous en donnerons ici les résultats, du moins pour ce qui concerne notre sujet.

Le D'" INIayer, considérant la quantité de matière qui tombe annuellement sur la Terre, sous forme d'aérolithes ou d'étoiles filantes, et la quantité de chaleur qui pouvait être produite par la transformation de leur force vive, a été conduit à se demander si un phénomène semblable ne pourrait pas se produire dans le Soleil, et il a cherché quelle masse de matière devrait être employée à compenser ainsi la diminution de force vive produite par la radiation.

Le problème ainsi posé peut être résolu à l'aide des notions ordinaires de la IMécanique. Il est facile de calculer la vitesse que doit acquérir un corps partant des limites de l'espace ou d'une distance infinie pour tomber sur le Soleil ; on peut donc connaître la force vive qu'il possédera en arrivant à la surface de cet astre. On trouve ainsi que sa vitesse est celle qu'il acquerrait en tombant d'un mouvement uniformément accéléré d'une distance égale au ravon solaire ; cette vitesse est de G2G kilomètres par seconde, i kilogramme d'eau, en tombant ainsi sur le Soleil, jjroduirait par son choc une quantité de chaleur capable d'élever sa propre température de f[Ç)i millions de degrés. Si la Terre venait à tomber sur le Soleil, elle produirait une quantité de chaleur égale à celle qu'il

perd en soixante-neuf ans par le rayonnement. Une masse de fer qui tomberait ainsi des profondeurs de l'espace sur la Terre développerait une cpianlitc de chaleur suffisante pour que sa propre température s'élevât à i 327400 degrés; aussi pourrait-elle se volatiliser complètement.

Il faut remarquer, rependant, qu'en pratique les choses ne se passent pas tout à fait comme nous le supposons ici, La chaleur produite par le choc n'est pas tout entière concentrée dans le corps qui tondje; la Terre en absorbe nécessairement une partie; une autre partie est employée à échauffer l'air et à le mettre en mouvement. On comprend néanmoins comment les aérolithes deviennent incandescents par leur frottement contre 1 air atmosphérique et parla compression qu'ils exercent sur lui, et comment ils arrivent à la Terre couverts d'une couche de matière fondue et vitrifiée : c'est j)our la même raison qu'uni partie de ces corpuscules se volatihsent comj)létement, et ])rennent l'aspect d'étoiles filantes.

On peut évahier aussi en force dvnamique la chaleur que la Terre reçoit du Soleil, et l'on trouve que la force vive qu'elle acquiert en un jour par sa chute vers le Soleil équivaut à une quantité de chaleur cent fois plus petite que celle qu'elle reçoit journellement de la radiation solaire.

Le principe de la conversion de l'énergie en chaleur constitue une des plus belles découvertes de la Science moderne; il reste à voir jusqu'à quel point on peut l'appliquer au Soleil. Que des météores tombent sur le Soleil aussi bien que sur la Terre, rien n'est plus facile à admettre ; c'est même d'autant plus probable qu'il s'agit d'une masse très-considérable et bien plus capable que la Terre de faire dévier les corps de leur direction primitive. Il est également certain que, si un corps semblable tombe à la surface du Soleil, il doit v produire trois mille fois plus de chaleur que n'en produirait en brûlant une

masse égale de charbon. On pourrait même appuyer cette théorie par des faits qui semblent la confirmer. Ainsi, en Angleterre, ]M. Hodginson et jNI. Carrington, en deux observations différentes, virent au même instant une lumière très-vive se développer en un point du Soleil très-voisin d'une tache ; ils attribuèrent ce phénomène à la chute d'un météore et à la chaleur qui en était la conséquence.

Il nous parait plus probable que le phénomène dont ces deux savants furent témoins était une de ces éruptions violentes qui ont souvent heu à la surface du Soleil, comme nous le savons maintenant. Cependant, comme l'explication qu'ils ont donnée n'est pas impossible, comme elle ne manque pas même d'une certaine vraisemblance, nous ne refusons pas de l'admettre.

La comète de 1843 a passé si près du Soleil qu'elle traversa son atmosphère ; elle s'embrasa et donna naissance à une vive lumière visible en plein jour auprès du disque solaire : de là cette queue prodigieuse avant une longueur de 63 degrés. Si sa direction avait été un peu différente, elle serait tombée sur le Soleil. Nous savons maintenant que les comètes et les étoiles filantes sont des météores du même ordre.

Mais, en réalité, voici comment la question doit être posée. Ces faits, qui sont absolument possibles, existent-ils réellement? Peut-on expliquer ainsi la constance de la température solaire? Pour qu'il en fût ainsi, il devrait en moyenne tomber toutes les heures i kilogramme de matière sur chaque mètre carré. Supposons que cette substance ait une densité simplement égale à celle de l'eau, au bout d'un an, elle formerait à la surface du Soleil une couche avant 10 mètres d'épaisseur; cette couche serait insensible pour nous, car, en suivant cette proportion, il faudrait trente-cinq mille ans pour qu'il se produisit une augmentation d'une seconde dans le dia-

mètre solaire, juigmentation qui serait passée inaperçue, vu le peu de précision des mesures les plus anciennes. Mais nous ne saurions faire le même raisonnement pour l'accroissement de la masse; dans l'intervalle de quatre mille ans elle s'accroîtrait de y^^TTij, et, d'après les calculs de M. Thomson, en deux mille ans le mouvement de la Terre se trouverait retardé de ^ d'année, résultat inconciliable avec les données les plus certaines de l'Astronomie. Pour répondre à cette difficulté, on pourrait admettre que la matière qui tombe ainsi sur le Soleil se trouve à l'intérieur de l'orbite terrestre, et que c'est elle qui donne naissance à la lumière zodiacale. Mais cette hvpothèse est inadmissible, car nous connaissons un grand nombre de comètes périodiques ayant une partie de leur orbite dans cette région intérieure, lesquelles devraient éprouver une grande résistance de la part de cette matière météorique; la forme de leur trajectoire et la vitesse de leur mouvement devraient se trouver complètement modifiées, La comète de Encke présente seule les vestiges de cette résistance, et l'on a déclaré qu'on pourrait même expliquer l'anomalie de son mouvement d'une autre manière. Du reste, l'observation ne signalant dans les autres corps aucune perturbation notable, il «faut en conclure que ces comètes ne rencontrent dans leur mouvement aucune masse appréciable qui puisse les faire dévier de leurs orbites.

Les considérations que nous venons d'indiquer suffisent poiu' détruire l'hypothèse météorique; aussi cette théorie estelle actuellement abandonnée par ses partisans et même par ses plus ardents promoteurs.

Cependant, si elle n'explique pas la persistance de la température solaire, elle ne laisse j)as d'avoir quelque valeur. Un certain nombre de matières doivent nécessairement tomber sur le Soleil et y produire une quantité déterminée de cha-

leur. Appliquée à la Terre, cette même théorie pourrait donner l'explication de quelques phénomènes encore ohscurs; elle pourrait, par exemple, rendre raison de l'accélération séculaire de la Lune. En effet, si la masse de la Terre s'accroît constamment par les aérolithes qui tombent à sa surface, son mouvement de rotation doit se ralentir, et celui de la Lune doit paraître s'accélérer. Pour que cette exphcation fût plausible, il suffirait qu'il tombât chaque année une quantité de matière capable de couvrir la surface de la Terre de l'épaisseur de YTj ^^^ millimètre. Cette condition n'est peut-être pas impossible, puisque le nombre des étoiles fdantes est très-considérable, et qu'il tombe souvent des aérolithes pesant plusieurs milliers de kilogrammes.

Dans les régions polaires, loin de tout centre d'industrie, le professeur Nordenskiold a trou^é les neiges couvertes d'une couche noirâtre contenant du fer en quantité, et nous-mêmes en recueillimes dans l'eau de pluie qui suivit la chute des étoiles filantes du 17 novembre 1872.

D'ailleurs la masse du Soleil n'est pas connue avec une très-grande précision. Il y a quelques années encore, on la regardait comme égale à 354936 fois la masse de la Terre; mais, comme on a reconnu la nécessité d'augmenter la parallaxe de -^ de la valeur admise, on a dû représenter la masse par le nombre 326800.

Le mérite incontestable de l'hypothèse de Mayer, c'est d'expliquer l'origine de la chaleur solaire en la réduisant à n'être plus qu'un effet de la gravitation considérée comme une simple force mécanique, ainsi que nous allons le développer dans le paragraphe suivant.

§ IV. — Origine de la cJuUeur solaire.

Les astronomes admettent maintenant que notre système solaire résulte de la condensation d'une nébuleuse. Toute la matière qui compose actuellement le Soleil et les planètes se trouvait jadis à l'état de matière cosmique répandue dans les espaces immenses qu'embrasse le système solaire ; elle constituait donc une véritable nébuleuse analogue à celles que nous Aovons encore dans plusieurs parties du ciel. Herscliel, qui a étudié ces nébuleuses, a reconnu qu'elles se présentent à différents degrés de condensation ; leurs formes sont très-diverses, irrégulières, globulaires, elliptiques, annulaires; la matière dont elles sont composées est dans un état complet de dissociation, et nous apprenons ])ar le spectroscope qu'elles sont, pour la plupart, complètement gazeuses. Or la masse qui constitue notre système solaire, en la supposant diffusée seulement jusqu'à l'orbite de Neptune, se présenterait dans un état de raréfaction comparable à celui que produisent nos meilleures machines pneumatiques.

Si nous supposons qu'une pareille masse vienne à se condenser en se précipitant sur un point central, nous pourrons parfaitement appliquer la théorie de Mayer. Le choc réciproque des molécules mettra toute la masse en vibration thermique, et développera au centre une quantité très-considérable de chaleur. En tenant compte de la masse et de la manière dont elle a dû être primitivement répartie à différentes tlistances du Soleil, on a calculé que la quantité de chaleur développée de cette manière a dû élever la tempéra- X.[\rQ à en^ iron 240 millions de degrés ou, pour le moins, à

28 millions de degrés (' ). La température initiale du globe solaire, réduit aux dimensions qu'il possède actuellement, n'aurait pas pu être moins élevée, et l'activité thermique que possède actuellement cet astre ne serait qu'un faible résidu de l'énorme quantité de chaleur due à la seule gravitation.

Il faut bien remarquer que cette théorie ne suppose rien relativement au mode de condensation, ni à la rapidité avec laquelle elle a dû avoir lieu. Il n'est pas nécessaire, pour expliquer l'élévation de température, d'admettre que le choc s'est produit en un temps très-court. La condensation a pu être très-lente, et développer cependant la même quantité de chaleur. Aussi, en supposant que le Soleil se contracte actuellement, cette contraction, en produisant une véritable chute vers le centre, doit compenser une partie de la force vive qui est perdue j^ar le rayonnement.

M. Maxwell Hall a pris la peine défaire ce calcul (-), et il a trouvé que, pour suppléer aux pertes dues à la radiation, il suffit que le Soleil se contracte de 39'", i5 par an. Il faudrait alors 18263 ans pour que le diamètre diminuât de i seconde.

On doit, sans doute, rapporter à la même origine la chaleur centrale des planètes, et très-probablement aussi leur énergie de translation. Cette énergie n'est que les f de celle qu'elles acquerraient en tombant sur le Soleil, et celle-ci suffirait pour compenser les pertes produites en quarante-cinq mille ans par la radiation.

Telles sont les conclusions auxquelles conduit la théorie de Mayer, conclusions actuellement admises par les physiciens. La théorie météorique a été incapable de rendre compte des

(') Cette différence dépend des dimensions qu'on attribue à lu masse centrale après la première condensation.

{-) Monthl)- Nocices Astr, Soc, 187 ij, p. 23y.

phénomènes qu'elle prétendait cxplicpier, mais elle a eu cependant un résultat très-avantageux : elle nous a fait connaître l'origine de la chaleur solaire , source universelle de la vie dans notre système planétaire. Si cette théorie est exacte, nous devons en conclure que le globe solaire ne peut être solide, car alors il lui serait impossible de se contracter librement et de se condenser assez vite pour produire ce développement énorme de chaleur ; la surface ne tarderait pas à se refroidir, et la vie deviendrait impossible sur les planètes. Il n'y a que l'état fluide qui se prête à la rapidité de mouvement exigée par la théorie.

Il est difficile de se représenter avec exactitude la constitution intérieure du globe solaire. La température énorme qu'il possède porte à le croire gazeux. D'un autre côté, la gravitation est très-considérable à la surface de cet astre; elle produit une pression extrêmement grande qui tend à condenser et à liquéfier ces gaz, s'ils existent. On a calculé les pressions qui doivent s'exercer à des profondeurs relativement peu considérables. Supposons un fluide avant la même densité que l'air qui compose notre atmosphère et formant une colonne dont la hauteur serait égale à la profondeur des taches : la pression produite par cette colonne suffirait, à la température ordinaire, pour maintenir combinés les éléments qui composent l'eau; mais, dans la masse du Soleil, la température est tellement élevée que tous les gaz s'y trouvent à l'état de dissociation, malgré la pression énorme qu'ils supportent. Cette même pression, en rapprochant les éléments, tend à augmenter la densité moyenne, et, cependant, cette densité moyenne n'est que 1,42 ou tout au plus 1,4^, celle de l'eau distillée étant prise pour unité. Bcmarquons bien qu'il s'agit ici de la densité movenne : les couches qui possèdent réellement cette densité doivent donc être situées à une grande profondeur, et II. 18

par conséquent les couches superficielles, loin d'être solides, ne peuvent même pas être liquides.

Il parait proljable que, à une certaine profondeur, les fluides se trouvent à cet état critique, étudié jadis par Cagniard-Latour et plus récemment par Andrews, qui sépare l'état solide de l'état liquide. On sait maintenant qu'il existe un état intermédiaire qui sert de transition entre les deux autres ; dans nos expériences de cabinet, cette période critique est peu étendue, à cause des changements trop rapides de température et de la faible pression; il n'en est pas ainsi clans le Soleil, et il doit y avoir là des masses Irès-considcrables qui se trouvent dans cet état presque inconnu pour nous.

Nous savons que, dans cette période critique, de petites variations dans l'intensité de l'une des forces antagonistes produisent des variations extraordinaires dans le volume et dans la densité des corps. N'y aurait-il pas là une exphcation plausible de la rapidité avec laquelle les protubérances changent de forme, et surtout de la vitesse prodigieuse avec laquelle sont lancées les masses incandescentes qui composent les protubérances? L'hydrogène semble bien difficile à liquéfier, puisque, dans les expériences de M. Cailletet, il a été comprimé jusqu'à 800 atmosphères sans qu'on ait remarqué aucune anomalie dans sa condensation; il est cependant possible que, à une grande profondeur au-dessous de la surface solaire, il soit au moins réduit à l'état limite dont nous venons déparier. La structure filiforme des protubérances et des matières ériiptives rappelle une structure analogue observée par Andrews au moment où les masses fortement comprimées changent d'état. L'équilibre instable qui caractérise cet état expliquerait facilement la rapidité avec laquelle se succèdent les éruptions et les changements de forme qui se produisent en si peu de temps. Lorsque, par le refroidissement, une partie de la

masse redevient liquide, elle émet une grande quantité de chaleur qui de latente devient sensible, et peut ainsi compenser les pertes de température de la masse tout entière par la radiation. Nous pourrions trouver là une véritable source de chaleur capable de réparer pendant un certain temps les pertes que la radiation fait constamment éprouver au Soleil; mais il y a une autre source bien plus abondante que nous allons faire connaître dans le paragraphe suivant.

§ V. — D'une autre cause de la constance de la température

solaire.

Cette nouvelle source de chaleur qui doit contribuer puissamment à maintenir constante la température du Soleil, c'est l'action chimique qui doit s'exercer entre les éléments qui constituent cet astre aussitôt que les circonstances permettent à l'affinité d'agir. INIéme en admettant que la température du Soleil soit aussi basse que le supposent les savants français, elle est certainement assez élevée pour maintenir les différents éléments matériels dans cet état que les chimistes désignent par le mot dissociation, état où ils possèdent une grande quantité d'énergie qui se transforme en chaleur au moment de la combinaison. Les chimistes ont démontré que, à des températures suffisamment élevées, les corps simples, malgré l'affinité qui tend à les réunir, peuvent rester en présence sans se combiner : on dit alors qu'ils sont dissociés. Lorsque la température s'abaisse, la combinaison peut avoir lieu, mais elle est accompagnée d'un dégagement considérable de chaleiu'. Arrêtons-nous un instant sur ces belles découvertes, et voyons le parti que nous pouvons en tirer pour le sujet qui nous occupe.

Les travaux de M. H. Sainte-Claire Deville nous ont appris que les flammes contiennent une certaine quantité de gaz qui, grâce à la chaleur, échappent à toute combinaison ; le savant chimiste a réussi, par des procédés très-ingénieux, à isoler ces aaz de manière à mesurer leurs volumes. Il a ainsi démontré que, dans la combustion du mélange d'oxygène et d'hydrogène, une moitié du gaz est maintenue à l'état de dissociation par la grande quantité de chaleur que l'autre moitié produit en brûlant. Il y a un parallélisme évident entre ces phénomènes et ceux qui se manifestent dans la condensation des vapeurs. La partie de la masse gazeuse qui se condense développe une quantité considérable de chaleur qui était latente et qui redevient sensible ; cette chaleur sert à maintenir à une température suffisamment élevée la partie qui échappe à la condensation. C'est ainsi qu'une masse de vapeur d'eau, en se condensant à létat liquide, perd une quantité de chaleur égale à 54o calories; pour se solidifier, elle en perdra de nouveau 79 ; de sorte que la vapeur , pour passer à l'état liquide, pourra émettre 54o unités de chaleur sans que sa températin^e s'abaisse, malgré les pertes de calorique. Il en est de même pour une masse liquide qui se solidifie. Il est évident que le refroidissement est singulièrement ralenti par ses propriétés.

Il y a la plus grande analogie entre les faits que nous venons de rappeler et ceux qui accompagnent les combinaisons chimiques. A l'état de dissociation, les gaz contiennent une certaine quantité de chaleur latente ('), qui devient sensible au moment où la combinaison s'effectue. Toute la chaleiu' qui

C) ÏV'ous employons ce terme dans le sens usuel. La Théorie mécanique de la chaleur en a déjà précisé la sijjnilication : c'est une puissance disponible qui devient actuelle.

disparaît clans la dissociation reparaît dans la combinaison, sans perte aucune, et, d'après les dernières déterminations, cette quantité de chaleur est égale, pour l'eau, à 383o calories. Aussi , en supposant que les deux gaz se combinent complètement, sans qu'aucune partie reste dissociée, il en résulterait une quantité de chaleur égale à 383o calories. Une belle expérience de Physique nous donne un exemple trèsremarquable de cette absorj)tion de chaleur dans les décompositions. On plonge dans un verre d'eau deux fils de platine très-minces que l'on fait communiquer avec les pôles d'une pile puissante de 3o à 5o couples de Bunsen de grande dimension. Si les fils plongent à une faible profondeur, l'eau s'échauffe rapidement sans se décomposer; mais, si on les enfonce davantage, la décomposition commence, et la température cesse de s'élever.

Supposons qu'une masse de gaz dissociés passe à l'état de combinaison, toute la chaleur latente de dissociation deviendra sensible, et par conséquent le refroidissement sera beaucoup plus lent. Admettons que le rayonnement fasse perdre au corps une quantité de chaleur capable d'en refroidir la masse en un an de i degré ; si, en vertu de ce refroidissement, la combinaison commence dans une portion de la masse et s'étend progressivement à la masse tout entière, comme celte combinaison fournit 383o calories, ce même refroidissement de I degré ne se produira qu'en 383o ans, ou 4o siècles environ.

On objectera sans doute que, le Soleil n'étant pas imiquement composé d'oxygène et d'hydrogène, le calcul précédent n'a aucune application; mais d'abord les observations spectrales prouvent que l'hydrogène se trouve en très-grande quantité dans le Soleil. De plus, il y a des substances pour lesquelles la dissociation demande une température tellement élevée, que nous ne saurions la définir. Dans tous les cas, il

n'est pas nécessaire de connaître exactement la chaleur latente de dissociation de tous les corps pour comprendre le rôle important qu'elle joue dans le phénomène que nous voulons expliquer.

Supposons cpie le Soleil ait une chaleur de dissociation moyenne égale à celle de l'eau, supposons de plus que, pour se refroidir de T" à T''^, il lui faille un temps 5 dans le cas où il ne serait pas à l'état de dissociation; ce même abaissement de température ne pourra avoir lieu que dans un temps égal à 383o 5, environ 4ooo fois plus. Il est donc impossible que nous constations les variations, car elles sont beaucoup moins considérables que celles qui se pi^oduisent aux époques de maxima et de minima des taches, et celles-là échappent à nos moyens d'observation.

Nous pourrions encore pousser plus loin cette théorie. Les chimistes nous enseignent que les poids atomiques des corps simples sont des multiples de poids atomiques de l'hvdrogène : ils ont trouA é de plus qu'il v a une relation très-étroite entre ces poids atomiques et les chaleurs spécifiques des différentes substances. Plusieurs philosophes en ont conclu que chacun des corps que nous considérons comme simples peut être envisagé comme composé d'un certain nombre d'atomes d'hvdrogène. Si cette hvpothèse est exacte, il est possible qu'à la température L laquelle se trouve le globe solaire, la dissociation s'étende également à ces éléments premiers, à cet Ur^stojf des philosophes allemands. Il y aurait donc là une nouvelle source de calorique, car toute dissociation suppose une quantité considérable de chaleur latente qui doit devenir sensible au moment de la combinaison. Cette conjecture ne doit pas paraître invraisemblable, surtout si nous réfléchissons à la mystérieuse existence de ce gaz très-léger qui produit la raie i474 tle la couronne, à cet autre corps, dont nous

avons parlé tant de fois, qui donne naissance à la raie Dg, et enfin à tant d'autres substances auxquelles on doit attribuer des raies nombreuses qui se trouvent dans le spectre solaire et dont l'origine nous est inconnue. Nous ne voulons cependant pas donner à ces hypothèses plus de valeur qu'elles n'en ont réellement aux yeux des savants, qui sont loin de les regarder comme incontestables; nous nous contentons de les indiquer, [)our donner un exemple de la richesse et de l'inépuisable fécondité des ressources que la nature peut avoir à sa disposition.

On voit donc que, malgré des radiations continuelles et abondantes, la température du Soleil peut, sinon demeurer absolument constante, du moins varier assez lentement pour qu'il soit impossible de constater son abaissement, si ce n'est après un intervalle de plusieurs milliers d'années. Après un laps de temps beaucoup plus considéral)le, après plusieurs millions de siècles par exemple, le Soleil sera considérablement refroidi; il viendra sans doute une époque où il n'aura plus la force d'entretenir la vie à la surface des planètes. L'économie actuelle de la création consiste en ce que des centres d'énergie plus puissants agissent sur les astres qui les entourent de manière à donner aux êtres vivants ce qui est nécessaire à leur développement. Cette énergie n'est pas inépuisable; elle se dissipe progressivement et tend à produire lui ordre de choses différent. Il est cependant possible que l'Auteur de la nature ait disposé les choses dès le commencement de manière à réparer l'activité éteinte du Soleil par quelque phénomène extraordinaire, par exemple par la chute d'une nébuleuse; mais ce sont là des questions oiseuses auxquelles nous aurions tort de nous arrêter. L'ordre qui règne actuellement dans notre système solaire doit-ily régner indéfiniment? L'état actuel n'a pas toujours duré, la Géologie nous

renseigne, et, puisqu'il a dû avoir un commencement, pourquoi n'aurait-il pas une fin?

Avant de terminer ce Chapitre, nous voulons résoudre une objection qui peut au premier abord paraître embarrassante, mais qui n'est pas sérieuse. Le Soleil est un centre puissant d'attraction : dès lors, comment admettre qu'il se trouve à l'état gazeux? L'attraction est proportionnelle aux masses; comment une masse gazeuse ayant un volume limité pourraitelle produire des effets aussi considérables? Pour répondre à cette objection, remarquons que l'état gazeux n'est pas incompatible avec la gravitation, témoin l'atmosphère terrestre qui exerce une attraction considérable. Cet état n'est pas non plus incompatible avec une assez grande densité : en comprimant un gaz pour diminuer son volume et augmenter son poids spécifique, on finit tôt ou tard par le liquéfier ; mais, pour empêcher cette liquéfaction, il suffit d'élever la température. Or ces deux circonstances se trouvent réunies dans le Soleil : la température y est très-élevée, et la pression, au moins dans les couches intérieures, y devient énorme. D'ailleurs, la densité moyenne du Soleil, rapportée à celle de l'eau, est seulement de 1,42; elle n'est donc pas très-considérable, surtout si nous remarquons que, dans cette masse, il y a beaucoup i de métaux dont le poids atomique est très-élevé par rapport aux gaz proprement dits. On voit donc que la densité moyenne du Soleil est assez faible pour être compatible avec l'état gazeux ; en même temps, elle est assez considérable pour expliquer l'attraction puissante que cet astre exerce sur les planètes qui l'entourent.

De tout ce que nous avons exposé dans ce Chapitre, nous pouvons tirer les conclusions suivantes, qui en seront le résumé :

1° La température du Soleil s'élève à plusieurs millions de

degrés, mais il nous est inijH)ssil)l(' de la drlcrmiiKM' avec précision.

2° Cctlc l(Min)('ralui-(' est probablcnicnt le résultat de la gravitation ; <'ll(' aurait été produite par la chute de la matière (jui ( oiisliliiail la nébuleuse primitive et ([ui compose actuellement le Soleil et les planètes.

3° A cette époque de formation, la température devait être beaucoup plus élevée qu'elle ne l'est maintenant . le Soleil est donc dans une période de refroidissement.

4° Quoique le Soleil jH-rde conlinuellement des quantités énormes tle clial( ur, l'abaissement de température est extrêmement faible; il ne dépasse pas i degré en quatre mille ans. Ce résidtat est dû en partie à sa condensation et en partie à l'état de dissociation dans lequel se trouve la matière sous l'action de la chaleur.

5" Quoique la température du Soleil ne soit pas absolument invariable, ses variations séculaires sont cependant j)lus faibles que les fluctuations à courte période dont nous constatons l'existence sans pouvoir les évaluer d'une manière complète : aussi devons-nous penser que notre planète restera habitable pendant une longue suite de siècles.