CG

(lant il y a quelque nicertitude pour les oncles les moins ré-

frangibles. Nous doiuions ici le tableau des longueurs d'onde

qui correspondent aux j)(unts principaux, en y ajoutant le nombre des vibrations qui s'exécutent en une seconde :

Limite exlromc dus layoïis calorinf|iics

(prisme en sel gemme)

Limite du rouge

Raie jaune D

Violet extrême H

Extrémité du spectre chimique

Extrémité du spectre du cadmium

i.()N(;ut;tn

NOMBRE

fil iiiillioniènies

des Tibraliuns

<lj niilliiiiclre.

en ono scnundo.

IJJOOOOOOOOOOOO

9 '1 Goooooooooooo

r JG^oooooooooooo

Le premier nombre de vibrations a été donné par M. Mil 1er, le dernier par M. jNIascart.

Il est intéressant de comparer la longueur de ces vibrations à celles des ondes sonores. Les sons les plus graves que notre oreille puisse percevoir correspondent à 3o vibrations

par seconde, les plus aigus à 36 ooo vibrations ; peut-être une oreille exercée peut-elle arriver à percevoir les sons corres- Dondant à 4o ooo vibrations; par conséquent les nombres extrêmes sont entre eux dans le rapport de i à i3oo environ. Les limites sont donc bien plus écartées Tune de l'autre que pour les vibrations éthérées connues et mesurées, et en particulier les vibrations sonores sont bien plus étendues que les vibrations lumineuses, puisque ces dernières embrassent à peine une octave. Si l'on adopte certains résultats du professeur P.-]M. Garibaldi, de Gênes, on aurait pour limite inférieure des ondes thermiques, à la température de --3 degrés C, un nombre de vibrations qui ne dépasserait pas par seconde 4o ooo ooo ooo ooo, de sorte que la lacune qui existe entre la série acoustique et la série thermique serait représentée par le rapport de i à i ooo ooo ooo. Il est cependant certain que les vibrations intermédiaires existent dans les solides; car, en frappant des verges très-courtes, comme l'a montré M. Kœnig, on obtient un son dont la durée est très-courte, ce qui fait qu'on peut à peine le distinguer d'un simple bruit. Il est très-difficile d'apprécier la tonalité des sons ainsi obtenus; M. Kœnig y a réussi en calculant le nombre des vibrations que doivent exécuter, vu leurs dimensions, les tiges élastiques sur lesquelles il opérait. Les chiffres ainsi obtenus sont beaucoup plus considérables que ceux que nous venons de citer. Or cette même percussion produit une élévation sensible de température, et fait, par conséquent, vibrer l'éther; mais nous manquons de moyens pour reconnaître la présence de ces ondes intermédiaires entre celles qui produisent le son et celles qui produisent la lumière.

Arrêtons-nous à ces considérations générales et étudions maintenant chaque radiation en particulier.

§ III. — Radiation lumineuse.

Nous nous occuperons d'abord de la radiation lumineuse, car c'est celle que nous connaissons le plus immédiatement, celle que nous pouvons le plus facilement étudier, et à laquelle ont d'abord été consacrées les différentes expressions constituant la terminologie adoptée plus tard pour les autres. Nous ne répéterons pas ici les détails que nous avons déjà donnés relativement au spectre lumineux et à l'origine des raies noires qu'on y remarque. Nous exposerons seulement ce qui a rapport à l'intensité de la lumière.

La courbe AMH [Jig. 218) a été tracée par Fraunliofer, à l'aide d'un procédé bien imparfait; mais c'est le seul qu'on puisse employer, car il est fort difficile de comparer rigoureusement le pouvoir éclairant des rayons de différentes couleurs ; nous ne pouvons que comparer à ce point de vue les sensations qu'un œil bien conformé éprouve sous l'action de différentes ondes lumineuses. La bonne constitution de l'œil est une condition très-essentielle, car il y a des individus affectés de la maladie connue sous le nom de daltonisme, pour lesquels les sensations du rouge et du vert se confondent. En réalité, on ne peut pas être certain que la même onde lumineuse fasse éprouver la même sensation à tous les individus, car une couleur n'est, après tout, qu'une dénomination purement conventionnelle, qui reste constante dans les cas semblables, circonstance qui rend impossible la découverte d'une différence, sauf le cas fort rare où un même individu donne le même nom à deux couleurs différentes.

Le pouvoir éclairant des différents rayons consiste donc, pour le physicien, dans l'aptitude plus ou moins grande qu'ils

possèdent d'ébranler le nerf optique de l'homme. Il est probable que la faculté de percevoir les phénomènes lumineux n'a pas la même échelle pour tous, et qu'elle est beaucoup plus étendue chez certains animaux que chez l'homme, soit du coté du rouge, soit du côté du violet. L'eau pure possède un pouvoir absorbant très-considérable pour les rayons thermiques; aussi, lorsqu'on emploie un prisme creux rempli d'eau, la chaleur ne commence à être sensible que dans le rouge, et elle a son maximum dans le jaune. Les humeurs que contient l'œil diffèrent peu de l'eau pure, et c'est là ce qui rend l'organe de la vue insensible aux rayons calorifiques.

L'étendue des ondes lumineuses sensibles à l'œil correspond ordinairement à ce qu'on appelle en acoustique une octave, de sorte que l'homme n'est mis en relation avec le monde éloigné que par une très-faible partie des radiations solaires. Et cependant, quelle immense variété de sensations et quelle beauté de contrastes ! Nous ne voulons pas entrer dans cet ordre de considérations, mais il nous est impossible de ne pas faire ici une remarque importante. On a cru pendant longtemps que la radiation lumineuse était le seul mode d'action du Soleil sur le monde. Cependant elle est très-secondaire, et son importance est bien faible si nous la comparons aux autres radiations. Que sont donc les impressions produites sur la matière délicate de notre rétine, si nous les comparons avec les modifications que la chaleur fait éprouver à tous les corps et avec les actions moléculaires que produi sent les rayons chimiques !

On a fait beaucoup de recherches afin de savoir s'il y avait des relations simples entre les longueurs d'onde et les sensations des couleurs principales. On admet, d'après Newton, une gamme connue de tous les physiciens, mais dans

laquelle, en réalité, il y a beaucoup d'arbitraire. Après la découverte de Fraïuiliofer, on a cherché si la position des raies principales ne correspondait pas à des intervalles musicaux, mais on n'est parvenu à aucun résultat bien certain. Ainsi l'on a trouvé (jiie les raies C, D, Tl, I correspondent sensiblement aux notes musicales ré, mi, si, uto, et, de plus, la raie A serait peu éloignée de la position qui correspond à ut^ . Si l'on prend la lettre C comme correspondant au ré, F serait un ^o/ avec une différence de ^, c'est-à-dire d'un comma.

Ces relations seraient bien plus nombreuses si l'on considérait les raies qui appartiennent au spectre chimique. Ainsi M. Cornu trouve que la raie violette du magnésium, près de L, est à peu près l'harmonique aiguë de la raie b, les nombres de vibrations étant entre eux dans le rapport de 3 à 4 (' )■ M. d'xArrest et jM. Peslin ont fait des recherches très-ingénieuses sur cette question, mais sans découvrir aucune loi générale bien certaine. Voilà le résultat le plus remarquable auquel ils soient parvenus : les carrés des nombres qui mesurent les longueurs d'onde sont dans un rapport assez simple pour les différentes raies; ainsi, pour les raies C et D3, le rapport entre les carrés serait égal à |. Mais tous ces rapports n'ont aucune influence relativement à la vision, car nous savons qu'il n'y a point de ressemblance entre l'harmonie musicale et ce qu'on peut appeler l'harmonie chromatique. Celle-ci existe sans doute, mais on doit l'étudier aposteriori, par des méthodes qui sont tout à fait en dehors de notre sujet.

La courbe des intensités lumineuses, ainsi que celle des autres radiations, n'est pas symétrique })ar rapport à l'ordon-

(') \o\T Comptes rendus, M. Cornu, t. LXXIIl, p. 332; M. Peslin, t, LXXIV, p. 32.

née du sommet : elle monte plus rapidement qu'elle ne descend. C'est un effet dû à la réfraction du prisme. Les corps réfringents ne dévient pas les rayons lumineux proportionnellement à la longueur des ondes, mais la déviation est plus grande pour les plus petites; aussi la dispersion est-elle plus grande dans le violet. Dans les spectres produits par diffraction au moyen des réseaux, cette cause ne subsiste pas, et la courbe des intensités lumineuses est svmétrique par rapport au maximum qui se trouve dans le jaune. jMossotti a vérifié par le calcul cette explication.

M. Rutberfurd construit des réseaux sur lesquels il y a Go ooo traits par pouce anglais; ces réseaux donnent des spectres admirables, avec des raies nettement tranchées; aussi peut-cn les substituer aux prismes dans l'anal vse spectrale. On retrouvQ dans les spectres de diffraction tous les résultats obtenus par Fraunhofer.

Les limites du spectre visible ne sont pas les mêmes pour tous les individus, surtout du coté du violet; il y en a qui voient une partie considérable des rayons chimiques, qui sont obscurs pour la plupart des observateurs. Cela peut tenir en partie à la phosphorescence que ces rayons développent sur la substance qui les reçoit ou dans les milieux de l'œil luimême, milieux dont la fluorescence a été constatée.

On a cherché à comparer l'intensité de la lumière solaire avec celle des étoiles et des autres lumières connues, mais toutes ces mesures sont loin d'être précises. Bond a trouvé que le Soleil a un pouvoir éclairant représenté par f\'jo ooo si on le compare à celui de la pleine Lune, à 622 000 000 si on le compare à celui de Yénus prise dans tout son éclat, à 5 980000000 si on le compare à celui de Sirius. jNLiis nous croyons que tous ces nombres sont beaucoup trop faibles, car, pendant une éclipse totale, la petite quantité de lumière

(|ui ('claire I atmosplicrc est plus consitlcrablc ([iic celle de la [)leiiie Lune, et il serait bien (lifïieile de déterminer miniériquemeuL le rapport de cette faible lumière avec celle de l'astre radieux.

La difficulté cpi on éprouve à comparer la lumière du Soleil avec une unité déterminée fait qu'il est à peu près impossible de constater si son éclat est constant. Les astronomes sont généralement d'accord pour ranger cet astre parmi les étoiles variables, mais on n'a pas encore pu constater ses variations d'une manière péremptoire. Si jamais on v réussit, ce sera, sans doute, par un moyen plus précis que la simple sensation de la vue; on aura probablement recours aux effets tliermiques ou chimiques, ou à c[uelquc autre phénomène susceptible d'une mesure exacte et précise. Nous savons maintenant que les taches présentent des variations périodiques; mais nous ne pouvons pas en conclure que le pouvoir éclairant du Soleil présente des variations analogues, car il est possible que la diminution d'éclat provenant de la présence; des taches soit compensée par l'accroissement de lumière dû aux facules et aux granulations.

§ lY. - Ttadia fions thermiques.

Nous avons déjà exposé ce qui concerne l'intensité de ces radiations; il nous reste à examiner ce qui est relatif à leur nature et à leurs propriétés.

Après avoir fait passer un faisceau de rayons solaires à travers un prisme, si on les-reçoit sur un thermoscope très-délicat, ou mieux sur une pile thermo-électrique, on trouve que le maximum de chaleur correspond à une région différente, suivant la nature du [)risme. Avec un prisme de verre ordi-

naire, il se trouve dans le rouge; il correspond au jaune lorsqu'on emploie un prisme creux rempli d'eau; le flint le renvoie un peu au delà du rouge; enfin, avec un prisme de sel gemme, ce maximum se trouve bien au delà du rouge, à une distance de la raie A égale à celle qui sépare les deux raies A et C.

Ces différences mirent les physiciens dans un grand embarras, jusqu'à l'époque où les expériences de jNIelloni résolurent la difficulté. Ce savant a montré que les différentes substances possèdent une force absorbante élective et particulière, chacune d'elles agissant sur différents rayons calorifiques, absorbant les uns et laissant passer les autres, à peu près comme les milieux colorés assissent sur la lumière blanche. Il nomma cette propriété therinochrose . Si l'on analysait la lumière du Soleil avec un prisme rouge, jaune ou vert, on trouverait que le maximum de pouvoir éclairant correspond à des régions différentes suivant les cas; c'est à peu près ce qui arrive pour la chaleur dans les expériences que nous venons de citer. Le sel gemme est la substance la plus diathermane que nous puissions employer pour l'analyse des rayons solaires, mais elle n'est pas complètement dépourvue de pouvoir absorbant.

Les gaz eux-mêmes possèdent la faculté d'absorber les rayons calorifiques, et, par conséquent, notre atmosphère absorbe une portion très-considérable de ces rayons. Les ondes les plus longues sont celles qui sont plus facilement absorbées; aussi un grand nombre des rayons moins réfringents qui tombent sur notre atmosphère sont arrêtés et ne parviennent pas jusqu'à nous.

L'absorption produite par les gaz simples, oxygène et azote, est extrêmement faible; si l'on fait varier la pression de 5 à 760 millimètres, cette même absorption varie à peu près dans le rapport de i à i ,5. Il n'en est pas de même des

p^az conipostVs qui s(" trouvent ilans notit' atiiiosplicrc, coiuuk' l'aride carhoiiicjue, la vapeur d'eau, raninioniaquc et quel- ([U(\s autres. I.e professeur P. -AI. (îarihaldi, de C.èiies, a prouvé par des expérienees péremptoires ([ue, j)ouruiH pression de -()0 niillimèlres, ces gaz ont des j)ouvoirs absorbants représentés par les nombres <|ui suivent :

Air .itmosphérique i

A( itlc carbonique ()?.

Ammoniaque 5 jG

Vapeur d'eau 79^7

Une quantité de vapeur d'eau capable de produire une pression de 9 à lo millimètres exerce déjà une absorption cent fois plus grande que celle de l'air atmospbérique.

Il résulte de ces propriétés qu'il nous est impossible de recevoir et, par conséquent, d'analyser toutes les radiations calorifiques du Soleil; la courbe BDN tracée dans l^Jig- 218 ne représente que celles qui ont déjà traversé notre atmosphère en y subissant une absorption assez considérable. M. Lamansky, de Heidelberg, a examiné avec soin la partie ultra-rouge du spectre solaire; il y a trouvé quatre maxima et quatre minima bien prononcés, mais il parait que leur position et leur valeur est variable, selon le degré d'humidité de l'air.

]\I. Lamansky a trouvé des traces de chaleur jusqu'à la raie IL

Pour reconnaître les autres radiations, les physiciens ont eu recours à des sources artificielles de chaleur. ]M. Tyndall, en particulier, a analysé avec beaucoup de précision la source la plus active que nous connaissions, savoir : l'arc voltaïque. Pour établir plus facilement une comparaison (Mitre les différents résultats, nous reproduisons ici trois courbes. 'L^Jîg. 220

est due à W. Ilerschel ; elle représente la variation de l'intensité calorifique dans le spectre obtenu par un prisme de flint; la partie ombrée est relative aux rayons de chaleur obscure.

hajig-. 221 représente le spectre obtenu par M. Miiller avec un prisme de sel gemme.

hajig. 2 22 donne le spectre de l'arc voltaïque obtenu par M. Tyndall, et que, pour plus de clarté, nous avons également reproduit dans la /tg. 218,

On voit par ces courbes combien est petite la partie lumineuse représentée par la surface blanche, si on la compare à la partie obscure représentée par la surface noire; déplus, en les comparant à la courbe des intensités calorifiques du Soleil (Jig. 218 , on voit combien notre atmosphère absorbe de rayons obscurs.

Malgré tous les soins de M. Tyndall, les milieux employés dans ses expériences ne pouvaient être absolument diathermanes; l'air de son laboratoire ne pouvait être d'une pureté parfaite, car il contenait nécessairement de la vapeur d'eau, qui possède lui si grand pouvoir absorbant. Le professeur Garibaldi a expérimenté dans le vide sur la chaleur obscure du platine, porté d'abord à une température de 78 degrés, et chauffé progressivement jusqu'au rouge blanc. Il a trouvé ainsi que l'étendue des radiations obscures est au moins quatre fois et demie aussi considérable que celle des radiations lumineuses. Mais il faut observer que ces expériences ont été faites sans prisme , en absorbant la chaleur lumineuse au moyen d'une dissolution d'iode dans le sulfure de carbone. On a évité ainsi le raccourcissement de la partie obscure du spectre qui a lieu dans les expériences de M. Tyndall, ce qui doit produire un étalement plus grand que celui qu'on obtient par le procédé ordinaire.

Quoi qu'il en soit de tous ces détails, il est certain qu'une

portion considérable tics ravoiis oljscurs p n-lis du Soleil est interceptée par l'atmospiière et ne peut arriver jusrpi'à la surface île la rerr<'; cette absorption est plus considérable pour les rayons calorifiques que pour b^s ravous lumineux; car les ondes, à mesure que leur lon^nieur diminue, acquièrent un pouvoir de plus en plus grand de traverser l(*s milieux transparents.

L'étude de ces pbénomènes a fait découvrir un fait très-intéressant, (jui prouve la puissance et l'énergie considérables des ravons solaires : c'est que l'intensité des radiations oIjscures augmente plus rapidement que celle des radiations lumineuses; nous devons en conclure que, la lumière du Soleil étant extrêmement vive, les radiations tliermiques qui émanent de sa surface doivent avoir une intensité beaucoup plus grande que nous ne pouvons le supposer. On peut mettre cette conclusion en évidence en enlevant aux rayons solaires tout leur pouvoir éclairant, de manière à laisser intacte leur puissance calorifique, ce qui permet d'évaluer le rapport des dcaix radiations. Pour obtenir ce résultat, on fait passer un faisceau de rayons solaires à travers une couche de sulfure de carbone contenant de l'iode en dissolution. Les rayons deviennent invisibles, sans perdre leur pouvoir calorifique, et, si le vase qui contient cette dissolution a la forme d'une lentille convergente, au fover invisible de cette lentille il se développe une température assez élevée pour déterminer l'inflammation des corps combustibles. Le professeur Garibaldi a prouvé, par des expériences semblables, que, pour le platine incandescent, le rapport des radiations lumineuses aux radiations obscures est tout au plus égal à —;. Pour le Soleil, M. Tvndall a prouvé que la chaleur qui accompagne la partie lumineuse est seulement ^j de celle qui se trouve dans la partie obscure.

Depuis le vert jusqu'au violet, nos thermoscopes les plus

Fig. 220.

sensibles n'accusent que des traces insignifiantes de chaleur.

Flg. 221.

Il ne faut pas en conclure que les ondulations correspon-

Fig. 222.

dantes soient inactives. Draper, en les condensant, a obtenu la même intensité calorifique dans les deux moitiés du spec-

tre. D'ailleurs, c'est là que roinmciicc une nouvelle^ activité, celle qui a pour effet d'ébranler les groupes atomiques et de détruire les combinaisons résultant de l'affinité.

1/atmospbère terrestre, en absorbant une portion si considérable des rayons solaires, ne les anéantit pas; elle les tient en réserve pour les employer plus tard à notre avantage. D'abord, la j^artic qui arrive jusqu'à nous échauffe les corps et se trouve, par leur action moléculaire, transformée en chaleur de basse température à ondes Lrès-longues ; ces rayons, ainsi tranformés, ne sont plus capables de traverser l'atmosphère, ce qui produit une accumulation de chaleur dans les couches les plus basses. On peut même, en prenant certaines précautions, amener ainsi l'eau à la température de son ébullition. Saussure démontra qu'il suffit, pour cela, de faire tomber les rayons solaires sur une boite noircie, doublée de substances non conductrices et dont l'ouverture, tournée du côté du Soleil, est recouverte de plusieurs lames de verre transparent. Un thermomètre exposé dans cette boite indique bientôt une température supérieure à loo degrés, car les rayons de basse température qui prennent naissance dans l'enceinte, ne pouvant traverser le verre, restent dans l'intérieur de la boite et réchauffent de plus en plus ; et comme, d'après la loi de la radiation solaire, le thermomètre doit toujours indiquer i 3 ou i4 degrés au-dessus de la température du milieu dans lequel il se trouve plongé, on arrive ainsi à une limite qui peut dépasser loo degrés. On a même proposé d'utiliser cette chaleur pour échauffer l'eau et économiser le combustible. C'est sur ce principe que repose la marmite solaire imaginée par M. Mouchot, de Tours, en 1860 ( ' ).

(') La chaleur solaire ec ses applications industrielles, par A. Mouchol. Paris,

La chaleur emmagasinée dans l'atmosphère nous rend encore un autre service. La radiation nocturne est considérahlement dmiinuée par la présence de l'air atmosphérique, et par là se trouve ralenti et diminué le refroidissement du globe et des plantes qu'il nourrit. La vapeur d'eau agit dans ce cas avec une très-grande efficacité, et une couche d'air humide ayant quelques mètres seulement d'é])aisseur arrête le refroidissement nocturne autant que le fait l'atmosphère gazeuse tout entière.

Mais la circonstance la plus importante, c'est l'absorption du calorique qui accompagne la transformation de l'eau en vapeur. L'eau s'évapore en masse considérable, surtout dans les régions équatoriales, et elle absorbe ainsi une grande quantité de chaleur de vaporisation qui demeure latente . Cette chaleur a pour destination d'être transportée vers les latitudes les pins lointaines, et d'établir, dans l'enveloppe atmosphérique qui entoure le globe, une égalité de température que la radiation directe serait loin de produire par elle-même. La quantité de chaleur qui passe ainsi de l'équateur aux pôles est extrêmement considérable, comme on le comprendra par une évaluation grossièrement approchée.

Des observations nombreuses et assez précises nous ont appris que, dans les régions équatoriales, l'évaporation enlève chaque année une couche d'eau ayant au moins 5 mètres d'épaisseur. Supposons que, dans les mêmes régions, il tombe annuellement une couche de pluie de i mètres; il reste encore une quantité d'eau représentée par une couche de 3 mètres et qui doit passer à l'état de vapeur dans les contrées plus rapprochées des pôles. On peut évaluer à i\o mil-

1S69; Gauthier-Villars. — Voir aussi Comptes rendus de l'Académie des Sciences, 4 octobre 1875.

lions de kilomètres carrés la siidacc sur laquelle se produit révaporation, et, en partant de cette donnée, on trouve que la couche de 3 mètres représente un volume d'eau égal à ■^20 000 kilomètres cubes. La quantité de chaleur contenue dans cette masse de vapeur est capable de faire fondre une masse de fer dont le volume est au moins égal à 4oo ooo kilomètres cubes ( ' ) !

Cette quantité énorme de chaleur passe pour ainsi dire incognito de l'équateuraux pôles, transportée par l'action delà vapeur, et cette vapeur, en se transformant en eau et en glace, laisse échapper toute la chaleur qu'elle avait absorbée, contribuant ainsi à adoucir le climat de ces régions désolées. I.e capitaine Maury, à qui nous devons ces belles considérations, fait remarquer qu'on n'aurait jamais obtenu un pareil résultat avec un gaz proprement tlit; car, pour transporter par son intermédiaire la même quantité de chaleur, il aurait fallu l'échauffer jusqu'à la tem])érature des fournaises.

Il est donc impossible de ne pas voir dans l'ensemble de la Création une Sagesse infinie qui, imposant certaines lois élémentaires à la matière, les a déterminées de telle sorte, que leurs conséquences les plus éloignées fussent en harmonie avec la conservation de la vie organique, et avec le bonheur des êtres raisonnables qui, après tant de siècles, devaient peupler la surface des planètes. C'est surtout dans ces résultats inattendus que brille la Sagesse éternelle, en nous étonnant par l'étendue de ses conceptions et par la précision avec laquelle elle parvient à ses fins.

Les observations les plus exactes nous prouvent que l'atmosphère terrestre absorbe, suivant la verticale, les —^ de la chaleur qui tombe sur sa surface, et l'absorption totale, dans

(') Voir Malry, Phjsical geographj of the Sea.

l'hémisphère ilkiminé, est à peu près égale aux | de la chaleur incidente, de sorte cpi'aux différentes hauteurs la partie transmise est représentée comme il suit :

Hauteur. Quantité transmise.

Ce que nous avons dit des mouvements atmosphériques peut s'appliquer à la circulation des masses liquides qui composent l'Océan. C'est la chaleur solaire qui met en mouvement ces masses considérables et détermine les courants intérieurs, dont le rôle est si important, La chaleur agit ici de deux manières : i" en échauffant directement les eaux de l'Océan ; 2° en entretenant les vents alizés qui, par le frottement qu'ils exercent sur la surface de la mer, déterminent à l'équateur des courants océaniques dont l'influence se fait sentir jusqu'au pôle : on en voit un exemple remarquable dans le giilf-stveam. Ces courants n'existent pas seulement à la surface, ils descendent jusqu'aux abîmes de la mer et y renouvellent l'eau et l'air pour l'entretien de la vie des êtres qui peuplent ces insondables profondeurs ("). Contentons-nous d'indiquer cette idée ; son développement ne saurait trouver place dans les limites que nous nous sommes imposées.

(') M. Ericsson donne pour cette absorption des valeurs beaucoup plus faibles; mais, comme nos observations sont d'accord avec celles de Pouillet, de Forbes et de plusieurs autres savants, nous conserverons ces mêmes nombres jusqu'à ce que nous connaissions mieux les travaux du savant américain.

(') Wyville-Thomson, les Abîmes de la mer. Paris, i8y5.

§ V. -- Aclion chimi jue des renom solaires.

Grâce à la Photographie, toul h^ monde coiin.iit l'action que U^s rayons lumineux exercent sur les sels d'argent •. ils les décomposent et les noircissent. IMais les rayons solaires produisent un très-grand nombre de phénomènes semblables qui passent communément inaperrus ou bien ne se manifestent qu'après ime longue exposition à la lumière, comme la coloration ou la décoloration de certaines substances, et surtout la respiration des végétaux, dont nous avons déjà parlé.

L'action chimique est, comme la chaleur, une action mécanique, et elle peut aussi être évaluée mécaniquement; mais la détermination de son équivalent présente une difficulté particulière; car, à proprement parler, les actions chimiques ne sont pas produites seulement par les causes extérieures aux corps qui réagissent entre eux, mais en général ces causes extérieures ne font que déterminer l'action des affinités moléculaires intérieures. Le Soleil ne fait donc que mettre en jeu l'activité intérieure des molécules, et dans le résultat final il est impossible de faire la part des deux causes. C'est pour cette raison (jue l'action solaire est différente selon les réactifs employés.

MM. Bunsen et Roscoë ont évalué l'action chimique en prenant comme point de départ la combinaison du chlore avec l'hydrogène. L'Américain Draper avait déjà remarqué que, quand un rayon de lumière diffuse agit sur ces deux gaz pour déterminer leur combinaison, il v a affaiblissement de son intensité et de son pouvoir éclairant. C'est sur ce fait fondamental de la transformation de l'énergie lumineuse des ondes éthéré(^s en énergie chimique que MM. Bunsen et Ros-

coë ont établi leur évaluation. iLàJig. 223 représente l'intensité relative assignée par ces savants aux différentes parties du spectre. Voici les résultats auxquels ils sont parvenus.

i*-" L'intensité de la radiation chimique tombant sur notre atmosphère est assez grande. pour produire en une minute la combinaison d'un mélange de chlore et d'hydrogène formant une couche de 35 mètres de hauteur.

Fifr. 223.

iiiiiBilHin

Pliait