TEMPÉRATURE SOLAIRE.- SON ORIGINE.- SA CONSERVATION

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 r-273 degrés centigrades; 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 verticale notre atmosphère absorbe un quart des rayons (*alorifiques que le Soleil nous envoie; j)our les rayons obliques, cette absorption augmente proportionnellement à la sécante de la distance zénithale; 3° enfin, outre la radiation solaire, un thermomètre ainsi exposé r(»çoit les radiations des corps environnants, et cette circonstance complique singulièrement la question.

Pour déterminer complètement la températin'e solaire, il faut connaître : i^ Tintensité de la radiation; 2® la quantité absolue de force vive thermique que le Soleil communique à la Terre dans un temps donné. Nous allons montrer comment on peut évaluer ces éléments; nous en tirerons ensuite les conséquences relatives à la constitution physique du Soleil et à la conservation de son énergie.

§ I. — Mesure de r intensité de la radiation

solaire.

La radiation d'un corps est proportionnelle a sa température, ou à la force vive moléculaire de ses radiations thermiques. On la mesure en déterminant la température à laquelle parvient un corps exposé au Soleil, et en comparant cette radiation avec celles que lui communiquent d'autres corps portés à une température connue.

Ix)rsqu'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 teinpératures que possèdent les parties rayonnantes est en raison inverse de la surface des différentes parties de l'enceinte, cette surface étant estimée suivant sa gi'andeur angulaire vue du corps qui reçoit les radiations. Ainsi, soit aedb {fig. 98) une enceinte de surface 2 ayant un excès de température B sur le corps thermométrique t\ soit S une portion ah de cette surface

a66 piniÈBB pàbtii.

ayant un excès T ; on aura la relation

TS = 2e, d'où T = e = .

Fig. 98.

Cette équation est toujours vraie, pourvu cependant que la stuface S = a6 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 température du Soleil, et l'exprimer en prenant pour unité les degrés conventionnels du thermomètre. Pour cela, on exposera un thermomètre au Soleil dans une enceinte de température connue, on lira l'indication ô" donnée par la colonne mercurielle, et on multipliera ce noml^re par le rapport qui existe entre la surface de la sphère et la surface apparente du Soleil. Or le disque solaire ayant un diamètre moyeu de 3r3",6, on trouve le rapport

= 183960, et on peut bien négliger l'étendue du

disque par rapport à la surface entière de la sphère. On aura donc T = i83'96oô.

I^a yîg. 99 représente l'appareil que nous avons employé à Rome pour déterminer la valeur de d. Il est semblable à celui que M. Waterston a employé

STIUCTUKB DD BOUIL. 367

aux Indes, et à celui dont M, Soret s'est servi dernièrement sur le mont Blanc.

AB et CD {fig. 99 ) sont deux cylindres concentriques

Fig. 99,

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 chaufter l'appareil parun courant de vapeur entrant par la tubulure E, sortant par la tubulure F. A la place de la vapeuron peut employer un gaz, par exemple l'air chaud qui s'échappe de la cheminée d'une lampe. Un thermomètre t passe par une tubulure à travers l'espace annulaire et pénétre Jusqu'à l'axe du cylindre; il reçoit les rayons solaires qui sont introduits par un diaphragme mn dont l'ouverture o est à peine plus grande que la boule du thermomètre. Un verre épais c ferme la partie postérieure de l'appareil et permet de s'assurer que le thermomètre est bien placé

a68 pmKMiÈiB partis.

sur la direction du faisceau de rayons. Le cylindre intérieur et le thermomètre / sont recouverts de noir de fumée. Un second thermomètre t donne la température de Tespace annulaire, et par conséquent celle de l'enceinte. Tout l'appareil est monté sur un support ayant un mouvement parallactique , afin de suivre avec plus de facilité le mouvement diurne du Soleil.

L'appareil ayant été exposé au Soleil, comme nous l'avons dit, on observe les deux thermomètres; leur différence de température s'élève graduellement, et au bout de quelque temps elle finit par devenir constante. Alors on note les deux températures, et on en fait la différence / — /'= ô. C'est cette valeur qu'on introduit dans l'équation citée plus haut. On est arrivé ainsi aux résultats suivants :

I** Dans un grand nombre d'observations faites a Rome sous une pression moyenne de 758 millimètres, à une hauteur de 52 mètres au-dessus du niveau de la mer, la différence des deux températures a été de i2®,o6; dans les journées où le ciel était plus pur, elle s'est élevée à 1 4 degrés.

:^ La différence reste constante , quelle que soit la température de l'enceinte, de sorte que, pour ^ = 0", on a /= i2^,oG; pour /'zr: Go**, /= 72^,06. Ce résultat peut paraître surprenant, mais nous l'avons vérifié avec soin depuis zéro jusqu'à 64 degrés; M. 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.

3" Lorsqu'on observe en différentes saisons, près

du méridien, on obtient des résultats bien moins variables qu'on n*aurait pu l'attendre; la moyenne oscille, pendant l'hiver, entre ii°,5 et 12 degrés; pendant Tété entre 12®, 5 et i4 degrés. Cette variation est très-faible surtout si Ton remarque que, d'une saison à l'autre, la hauteur du Soleil varie de 47 degrés. Mais dans une même saison la hauteur du Soleil exerce une influence bien plus considérable; lorsqu'elle est de 27 ou 3o degrés pondant Tété, la différence des deux températures s'élève à peine à 6 degrés. Il y a donc une cause qui modifie d'une saison à l'autre la transmission des rayons calorifiques, car cette hauteur est précisément celle que le Soleil atteint au méridien pendant l'hiver. Cette cause consiste surtout dans la vapeur d'eau, (jui est beaucoup plus abondante en été, et qui produit à elle seule une absorption à peu près égale à celle que l'atmosphère produit pendant l'hiver. Du reste, cette explication est parfaitement confirmée par les expériences de Tyndall et par celles du professeur Garibaldi, de Gènes, sur la force absorbante de la vapeur d'eau.

4^ En opérant à une plus grande hauteur au-dessus du niveau de la mer, on obtient des différences plus considérables. Ainsi, à Genève, M. Soret a trouvé, pour une altitude de 4^<> mètres, la valeur moyenne 6=i5°,5; à l'altitude de 25oo mètres, il trouva 18® ,6; au sommet du mont Blanc, à l'altitude 4800 mètres, il trouva 2i°,i3. Sous le ciel plus pur des Indes, le Soleil se trouvant à une hauteur de 70 degrés, M. Waterston a trouvé 27*^,8.

On le voit, lorsque les physiciens cherchent à résoudre ce problème si curieux de la température du

270 PRBMiftRB PàBTIB.

Soleil, ils trouvent sur leur chemin des difficultés bien grandes. Aussi ne prétendons-nous pas exprimer cette température par un nombre précis ; nous fixerons seulement la plus petite valeur qu'on puisse lui attribuer, et la question sera ainsi résolue d'une manière bien suffisante.

Supposons donc exacte la valeur trouvée par Soret au sommet du mont Blanc ; nous aurons alors T=2i,i3x 183960 = 3987075 degrés centigrades, c'est-à-dire près de 4 millions de degrés. Mais ce nombre est évidemment trop petit, car il faut tenir compte de l'absorption atmosphérique. Pour cela, en appliquant les lois connues, on doit ajouter à la différence donnée par les expériences de Soret, le nombre 7^,89. Alors & = 29^,02, et T = 5 334 84<> degrés, ou, en nombres ronds, cinq millions et un tiers.

Telle serait la température d'un corps placé sur le Soleil. Il est bien vrai que ce résultat n'est pas seulement dû aux radiations de la surface ; les couches superposées jouissant d'une assez grande transparence, leurs actions s'ajoutent l'une à l'autre; mais il n'en est pas moins vrai que ce serait là l'indication d'un thermomètre placé dans la couche superficielle, indication qui exprime évidemment la température de cette couche elle-même.

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 trouverait une température bien plus élevée encore, si l'on partait de la valeur 0 = 27 degrés trouvée par M. Waterston avant d'appliquer la correction relative à l'absorption atmosphérique; aussi

STRUCTURE DU 80LBIL. 27 1

ne connaissons- nous la température du Soleil qu'à quelques millions de degrés près, et M. Waterston pense qu'on peut l'évaluer à 9 ou 10 millions de degrés.

Remarquons enfin que les radiations ainsi évaluées sont celles qui ont traversé l'atmosphère solaire dont l'absorption totale éteint la moitié des rayons émis par la masse incandescente; aussi, en fixant comme limite inférieure 5 ou 6 millions de degrés, nous sommes certain qu'on ne peut pas nous accuser d'exagération : mais* en réalité, sa valeur ne peut être inférieure à 10 millions de degrés.

Pour donner une idée de cette température, nous ferons une seule remarque. Eu tenant simplement compte de la distance, cette température est 46 2 1 5 fois plus élevée que celle à laquelle peut parvenir un corps situé à la surface de la Terre, par son exposition aux rayons du Soleil. 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 qu'un mètre et absorbent beaucoup de rayons, sont cependant capables de volatiliser la plupart des substances connues. Qu'on juge par là des effets que peut produire la température du corps solaire.

§ II. — Quantité absolue de chaleur émise par le

Soleil,

Dans le paragraphe précédent, nous avons exprimé la température du Soleil en degrés conventionnels. Pour évaluer la radiation de cet astre, il faut l'ex-

37a ruBiteB rABT».

primer en quantité absolue de chaleur, en rapportant cette quantité à une unité déterminée de travail thermique. Ce travail est mesuré par réchauffement produit pendant l'unité de temps dans une masse ayant un poids déterminé et une capacité calorifique connue. L'appareil qu*on emploie à cet effet a été imaginé par M. Pouillet. Il consiste {fig. 100) en un

Fig. 100.

cylindre de cuivre très-mince A, noirci à sa surface ou bfise antérieure que Ton dirige perpendiculairement aux rayons solaires. Le cylindre est rempli d'eau, vX Ton en détermine la température au moyen d'un thermomètre ï.

(iCt appareil étant exposé au Soleil, on note l'accroissement de température (jui se produit en une

STBUGTURB DU 80LB1L. 278

minute, et Ton introduit cette donnée dans le calcul. On a soin de tenir compte du vase; pour cela on multiplie son poids par sa chaleur spécifique, et Ton ajoute le nombre ainsi obtenu au poids de Teau sur laquelle on opère. De plus, il faut bien remarquer que, tout en s'échauffant, Tappareil perd de la chaleur par rayonnement. Pour tenir compte de cette cause d'erreur, on fait une seconde expérience, dans laquelle on détermine la quantité dont la température du cylindre s'abaisse en une minute, en l'abritant contre le rayonnement direct; on ajoute le nombre ainsi déterminé à celui qu'on a trouvé dans la première expérience, et la somme représente réchauffement définitif de la masse. Cette compensation n'est pas parfaitement exacte, mais, si on veut une précision extrême, les savants ont a leur disposition des moyens de correction plus parfaits pour arriver au résultat.

D'après les expériences, i gramme d'eau exposé au rayonnement solaire sur une surface de i centimètre carré, s'échauffe en une minute de 1^,763. On peut en déduire la quantité totale de chaleur qui tombe sur l'hémisphère terrestre. Elle est égale à la radiation comprise dans la section d'un cône circonscrit à la Terre et au Soleil, cette section étant faite tout près de la Terre ; c'est à peu près la surface d'un grand cercle, et par conséquent le quart de la surface terrestre. Par conséquent, la radiation solaire

pourrait en une minute échauffer de — ^ — ou de

o®, 44^3 une couche d'eau ayant i centimètre d'épaisseur, et uniformément répandue sur toute la surface

274 PRBMIÈBB PARTIS.

de la Terre. Dans une année, cette même couche s'échaufFerait de

o%44o3 X 60 X 24 X 365,25 = 23 1 58o degrés,

en supposant nulles les pertes dues à Tévaporation et à la radiation. Si Tépaisseur était de i mètre, la température s'élèverait en une année de 2 3i5®,8o.

Les physiciens aiment à exprimer cette quantité de chaleur par l'épaisseur de la couche de glace qu'elle ferait fondre pendant le même temps; on la détermine en divisant le nombre déjà trouvé par la chaleur latente de fusion de la glace. On trouve ainsi que la radiation solaire serait capable de faire fondre dans une année une couche de glace ayant 3o°*,89, ou à peu près 3i mètres d'épaisseur.

Nous pouvons maintenant évaluer la quantité de chaleur émise à la surface même du Soleil, en multipliant la valeur précédente par le carré de la distance du Soleil à la Terre exprimée en rayons du globe solaire. On trouve ainsi que cette quantité de chaleur peut en une minute élever de 816*^,71 la température d'une couche d'eau de i mètre d'épaisseur, ou de fondre dans le même temps une couche de glace de io",7.

La théorie moderne de la chaleur regarde l'activité thermique comme un travail mécanique; elle nous fournit le moyen d'évaluer en force la radiation solaire et même de remonter à sa source primitive.

Nous venons de voir que le Soleil peut, eu une minute, échauffer de 816^,71 une couche d'eau ayant I mètre d'épaisseur, ou, ce qui revient au même, échauffer de i degré une couche de 8 16™, 71 ou en-

fin une couche de iS^jôi en une seconde. Cette force est la même sur toute la surface du Soleil, mais pour plus de simplicité nous considérerons seulement les effets qu'elle produit sur une surface de i mètre carré. Alors le poids de Teau ainsi échauffée de i degré pendant une seconde sera de i36io kilogrammes. Or la force mécanique capable d'élever de i degré la température de I kilogramme d'eau équivaut à 4^4 l^ilogrammètres, chaque kilogrammètre étant le travail nécessaire pour élever un poids de i kilogramme à I mètre de hauteur. Ainsi donc, pour obtenir en kilogrammètres l'expression de la puissance thermique du Soleil, il faut multiplier i3 6io par 424? ^t le produit 5 791 84o exprime le nombre de kilogrammètres cherché : ce travail équivaut k celui de 7-7 232 chevaux-vapeur, le cheval-vapeur étant la 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 existent sur notre globe. Une des plus grandes machines qui aient été construites, celle de la frégate le Friedlandy qui figurait en 1 867 à l'Exposition universelle de Paris, avait une force de 4<>oo chevaux, et exigeait, pour produire la vapeur qui lui était nécessaire, huit chaudières tubulaires brûlant environ cinq tonnes de charbon par heure.

On poiurait aussi évaluer la puissance mécanique à laquelle équivaut la radiation totale de la surface solaire. On trouverait ainsi un nombre de chevauxvapeur égal à 470 trillions, c'est-à-dire 470 X 10* •.

276 PRMIÈBB PART».

Telle est l'immense puissance qui émane du Soleil et dont il nous est impOvSsible de nous faire une idée exacte. Nous pouvons bien aligner un nombre suffisant de chiffres pour la représenter, mais ce nombre ne dit rien à notre imagination, qui est impuissante à le concevoir.

§ III. — Des pertes de force vive qu éprouve

Nous venons d'évaluer l'immense quantité de chaleur qui émane à cliaque instant du Soleil, et les nombres que nous avons déterminés mesiu*ent les pertes d'énergie que subit pendant cliaque seconde cette masse incandescente. Cela fait, on est naturellement conduit à se demander s'il est possible que, malgré un rayonnement aussi considérable, le Soleil ait une température 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 qu'à la surface; il est donc bien possible qu'a Tintérieur la température soit encore plus élevée. Mais 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 catorifiquCy ou du moins faire à ce sujet une hypotlièse

plausible. Ou sait, en effet, que pour une même quantité de chaleur ou de force vive, 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 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 IVau.

Pour le Soleil, il nous est impossible d'assigner rigoureusement sa capacité pour la chaleur, car nous ne connaissons pas exactement 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 3,4 1, celle de l'eau étant i , toutes les auti^es 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 mètres carrés, est représentée par le nombre

Le volume, exprimé en mètres cubes, est représenté

278 PRBMIÈBB PARTIS.

par le nombre

La densité de l'eau distillée étant prise pour unité , celle du Soleil est i,42> et son poids, exprimé en kilogrammesy est représenté par le nombre

ou 9 en nombre rond, deux quintillions de kilogrammes.

Nous avons vu qu'en une minute, sur i mètre carré, il^met une quantité de chaleur capable d'élever de 816^,71 la température de i mètre cube ou de lOQp kilogranlmes d'eau, ce qui représente 816 710 calories (i).. Il en résulte que, pendant une année, chaque mètre carré perd un nombre de calories égal à 429552000000, ce qui fait pour la surface entière une quantité C = 25 914 X lo^'.

Supposons que la capacité moyenne de la masse solaire pour la clialeur soit égale à celle de Teau : 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 z^ = i^,33.

Le résultat deviendrait 2^,8 si le Soleil avait une capacité calorifique égale à celle de la vapeur d'eau, et,

(i) On appelle calorie, en Physique, la quantité de chaleur nécessaire pour élever de o à i degré centigrade la température de i kilogramme d^eau.

STRUCTURE DU SOLBIL. ^79

par conséquent, un peu supérieure à celle des vapeurs métalliques.

On voit déjà que Tintérieur du Soleil ne saurait être ni obscur ni solide. Si nous le supposions incandescent comme le fer fondu, à une température de 2 000 ou 3ooo degrés, il suffirait pour abaisser sa température à zéro d'une période bien plus courte que les époques historiques les mieux connues.

On ne saurait non plus admettre qu'il est composé d'une matière combustible capable de produire en brûlant autant de chaleur que le charbon. Dans cette hypothèse, d'après les calculs de M. Thomson, il se serait éteint au bout de huit mille ans, même en supposant que les produits de la combustion ne dussent pas en arrêter Tac ti vite.

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

Du reste, 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. Herschel avait supposé des courants électriques capables de produire de la lu-

28o PRBMltRB PARTIE.

mière, comme dans nos aurores boréales; mais nous savons maintenant que ces coinçants électriques euxmêmes 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 tacherons d'assigner la cause véritable qui produit la chaleur du Soleil et maintient sa température constante. Nous ne prétendons pas cependant que cette constance soit absolue ; car 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 année de 2", 8; au bout de 4000 ans la diminution serait de II 200 degrés, c'est-à-dire jyj-. La 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 0^,028, quantité évidemment inappréciable dans nos observations. Nous examinerons donc le phénomène en lui-même et dans ses éléments physiques en attendant que la théorie ou l'observation nous donnent des renseignements plus précis.

§ IV. — Sources de chaleur extérieures au Soleil.

Le problême dont nous cherchons la solution n'est pas nouveau. Newton déjà, considérant les pertes immenses de matière que le Soleil devait éprouver par rémission 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'hypothèse de Newton 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 lumière 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 le mouvement dont ses particules sont animées doit diminuer incessamment, s'il n'y a pas des sources abondantes pour réparer les pertes qu'il éprouve. C'est le docteur Mayer, de Heilbronn, qui a le premier formulé ce problème au point de vue mécanique, et c'est lui aussi qui

a82 PRIHIÈII PARTIE.

en a le premier cherché la solution, solution qui a changé complètement la théorie admise jusque-là. L'hypothèse de Mayer a été développée par Waterston, Thomson, Joule; nous en donnerons ici les résultats, du moins pour ce qui concerne notre sujet.

Le docteur Mayer, considérant la quantité de matière qui tombe annuellement sur la Terre, sous forme d'aérolithes ou d'étoiles filantes, et la quantité de chaleur due à la transformation de leur force vive, a été conduit à se demander si un phénomène semblable ne pomrait pas se produire dans le Soleil, et il s'est demandé 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 Mécanique. 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 coimaître 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 unifonnément accéléré d'une distance égale au rayon solaire; cette vitesse est de 91 5 kilomètres par seconde. Un kilogramme d'eau, en tombant ainsi sur le Soleil, produirait par son choc une quantité de chaleur capable d'élever sa propre température de 1000 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

STRUCTURE DU SOLBIL. 283

quantité de chaleur suffisante pour que sa propre température s'élevât à i 3 5oooo degrés; aussi pourrait-elle se volatiliser complètement.

Il faut remarquer que 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 tombe ; la Terre en absorbe nécessairement une partie; une autre partie est employée à échauffer Tair et à le mettre en mouvement. On comprend cependant comment les aérolithes deviennent incandescents par leur frottement contre l'air atmosphérique et par la compression qu'ils exercent sur lui, et comment ils arrivent à la Terre couverts d'une couche de matière fondue et vitrifiée : c'est pour la même raison qu'une partie de ces corpuscules se volatilisent complètement, et prennent l'aspect d'étoiles filantes.

On peut évaluer aussi en force dynamique la chaleur que la Terre reçoit du Soleil, et on arrive au résultat suivant : supposons que la Terre, devenue immobile dans son orbite et obéissant à la seule force de gravitation, tombe vers le Soleil. Supposons, de plus, que l'attraction du Soleil soit constante, et qu'en conséquence elle produise un mouvement uniformément accéléré, analogue à celui que nous observons dans la chute des corps pesants. Au bout d'un jour, la Terre aurait ainsi parcouru un espace égal à trois fois et demie son rayon, et sa vitesse serait représentée par sept rayons terrestres. Supposons qu'alors un choc vienne à l'arrêter brusquement. La force vive qu'elle possédait sera transformée en mouvement vibratoire, et la quantité de chaleur ainsi produite sera

a84 PftBMifcftB PAKTIB.

cent fois moindre que celle qu'elle reçoit jouraMlement de la radiation solaire.

Ja* principe de la conversion de Ténergie en chaleur constitue une des plus belles découvertes de U 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'esr 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 y produire trois mille fois j>lus 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 M. Carrington, dans deux observatoires différents, 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. La comète de i843 traversa, sans doute, l'atmosphère solaire et s'y enflamma en donnant naissance à cette queue prodigieuse de 63 degrés! Nous savons maintenant que les comètes et les étoiles fdantes sont des météores de même nature.

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 un kilogramme de matière sur chaque mètre

STftUCTURE DU SOLEIL. a85

carre. Supposons que cette substance ait une densité simplement égale à celle de Teau; au bout d'un an, elle formerait à la surface du Soleil une couche ayant lo mètres d'épaisseur, ce qui n'est pas absolument impossible et serait insensible pour nous, car en suivant cette proportion il faudrait quatre mille ans pour qu'il se produisit une augmentation d'une seconde, dans le diamètre solaire, augmentation 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 le même intervalle de quatre mille ans elle s'accroîtrait de jôVô ^^^ 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 hypothèse est inadmissible, car nous connaissons un grand nombre de comètes périodiques ayant ime 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. Mais l'observation ne signalant aucune de ces perturbations, 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

a84 PRBMlfeRI PARTIE.

cent fois moindre 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 y 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 M. Carrington, dans deux observatoires différents, 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. La comète de i843 traversa, sans doute, l'atmosphère solaire et s'y enflamma en donnant naissance à cette queue prodigieuse de 63 degrés! Nous savons maintenant que les comètes et les étoiles filantes sont des météores de même nature.

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 un kilogramme de matière sur chaque mètre

STRUCTURE DU SOLEIL. a85

carre. Supposons que cette substance ait une densité simplement égale à celle de Teau; au bout d'un an, elle formerait a la surface du Soleil une couche ayant lo mètres d'épaisseur, ce qui n'est pas absolument impossible et serait insensible pour nous, car en suivant cette proportion il faudrait quatre mille ans pour qu'il se produisit une augmentation d'une seconde, dans le diamètre solaire, augmentation 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 le même intervalle de quatre mille ans elle s'accroîtrait de ^^^ 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 hypothèse 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 celte matière météorique ; la forme de leur trajectoire et la vitesse de leur mouvement devraient se trouver complètement modifiées. Mais l'observation ne signalant aucune de ces perturbations, 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

386 PRBMlfeRB PARTIE.

suffisent pour détruire l'hypothèse météorique ; aussi cette théorie est-elle actuellement abandonnée par ses partisans et même par ses plus ardents promoteurs. Cependant, si elle n'explique pas d'une manière complète la persistance de la température solaire, elle ne laisse pas d'avoir quelque valeur. Un certain nombre de météores doivent nécessairement tomber sur le Soleil et y produire une quantité déterminée de chaleur. AppUquée à la Terre, cette même théorie pourrait donner l'explication de quelques phénomènes encore obscurs, 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 explication fut plausible, il suffirait qu'il tombât chaque année une quantité de matière capable de couvrir la surface de la Terre de l'épaisseur d'un dixième de millimètre. Cette condition n'est peut-être pas impossible, puisque le nombre des étoiles filantes est très-considérable, et qu'il tombe souvent des aérolithes pesant plusieurs milliers de kilogrammes. 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 -5^ 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. 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 voyons encore dans plusieurs parties du ciel. Herschel, qui a étudié ces nébuleuses, a reconnu qu'elles se présentent à différents degrés de condensation; leurs formes sont très-différentes, irrégulières, globulaires, elliptiques, annulaires; la matière dont elles sont composées est dans un état complet de dissociation, et nous apprenons par 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. I^ 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 distances du Soleil, on a calculé que la quantité de chaleur développée de cette manière a dû élever la

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température à 5oo millions de degrés. Telle aurait donc été la température initiale du globe solaire; aussi celle que nous observons aujourd'hui 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 trèslente, et développer cependant une grande 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 par le rayonnement.

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 | 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. I.a théorie météorique a été incapable de rendre compte des phénomènes qu'elle prétendait expliquer, 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. Il nous reste à

8TRUGTURB DU SOLEIL. 289

expliquer avec quelques détails les conséquences de la haute température que possédait primitivement le Soleil 9 et à montrer comment cet astre peut se suffire à lui-même pendant un long intervalle de temps sans que nous puissions remarquer de variations appréciables dans son état calorifique.

§ V. — Constance de la radiation solaire;

son explication.

Lorsque le Soleil, à Tépoque de sa formation, eut atteint un volume sensiblement égal à celui qu'il possède aujourd'hui, sa température, ainsi que nous l'avons expliqué dans le paragraphe précédent, aurait été au moins égale à 5oo millions de degrés. De plus, l'expérience nous apprend qu'à sa surface la température est, actuellement encore, de plusieurs millions de degrés; il est très-probable que dans l'intérieur elle est encore plus élevée. Il faut conclure de ces faits que le Soleil ne saurait être composé d'une masse solide; et même, quelle que soit l'énorme pression qui existe dans cette masse, elle ne saurait, à proprement parler, se trouver à Tétat liquide; nous sommes nécessairement conduit à la regarder comme gazeuse, malgré son état de condensation extrême. Déjà nous avons été amené à cette conclusion (Ch. V, §111), alors que, sans discussion, on admettait l'existence d'un noyau solide et obscur.

Dans l'intérieur du globe solaire, l'effet dû à la

gravitation étant extrêmement considérable, il doit

r en résulter un état gazeux bien différent de tout ce

que nous connaissons sur la Terre. D'un côté une

agO PRlHltAB PARTIE.

pression énorme doit favoriser l'affinité; mais de l'autre, la température est tellement élevée, qu'aucune combinaison proprement dite ne peut subsister, si ce n'est à la sur£sice où la radiation peut abaisser la température d'une manière suffisante. Les di£férents corps simples peuvent, en effet, rester l'un en présence de l'autre sans se combiner, malgré leur affinité réciproque : on dit alors qu'ils sont dissociés.

D'après les belles découvertes de M. H. Sainte- Claire Deville, nous savons que les flammes contiennent une certaine quantité de gaz qui, grâce à la chaleur, échappent à toute dombinaison; le savant chimiste a réussi, par des procédés très-ingénieux, à isoler ces gaz 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. Ces phénomènes sont comparables à celui de 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 l'état 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 température s'abaisse, malgré les pertes de calorique. Il en est de même pour une masse liquide qui se solidifie. Il est évident que le re-

froidissement est singulièrement ralenti par ces 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 chaleur qui disparaît dans la dissociation reparait 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 ces deux gaz se combinent complètement, sans qu'aucune partie reste dissociée, il en résulterait une quantité de chaleur égale à 38 3o calories. Une belle expérience de physique nous donne un exemple très- remarquable de cette absorption de clialeur 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 ; 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 dissocié passe à l'état de combinaison, toute la chaleur latente de dissociation deviendra sensible , et par conséquent le refix)idissement sera beaucoup plus lent. Supposons que le rayonnement fasse perdre au corps une quantité de chaleur capable de le refroidir en un an de I degré; comme la dissociation fournit 383o calories.

29^ PEB11IÈR£ PàETI£.

ce même refroidissement de i degré ne se produira qu'en 383o ans.

On objectera sans doute que le Soleil n'étant pas uniquement 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 l'étudier. 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. En supposant que la masse solaire ait une chaleur de dissociation moyenne égale à celle de l'eau, il faudrait quarante siècles pour un refroidissement d'un degré. Il est donc impossible que nous parvenions à nous apercevoir de ces changements, car ils doivent être beaucoup moins considérables que ceux qui se produisent aux époques des maxima et des minima des taches, et ces derniers échappent complètement à nos évaluations.

On le voit, quoique la température du Soleil ne soit pas absolument constante, ses variations sont cependant si peu considérables, qu'il n'est possible de les constater qu'après plusieurs milliers d'années Après un laps de temps beaucoup plus considérable, après plusieurs millions de siècles par exemple, le Soleil se sera considérablement refroidi; il viendra sans doute une époque où il n'aura plus le pouvoir

STRUCTURE DU SOLEIL. 2g3

d'entretenir la vie à la surface des planètes; il est possible que l'Auteur de la nature ait disposé les choses dès le commencement de manière à réparer son activité 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. Qui sait si l'ordre qui règne actuellement dans notre système solaire doit y régner indéfiniment? L'état actuel n'a pas toujours duré, la géologie nous l'enseigne, et puisqu'il a du avoir un commencement , pourquoi ne devrait-il pas avoir une fin?

Si l'on admet les idées que nous venons d'indiquer sur Tétat actuel du Soleil et sur son mode de formation, il faut en tirer les deux conclusions qui suivent : i^ en vertu de la loi des aires, les couches intérieures doivent posséder un mouvement de rotation plus rapide que les couches extérieures, et le frottement n'a peut-être pas encore établi dans toute la masse im mouvement identique ; 2^ les points situés à l'équateur doivent être animés d'une vitesse plus grande que les points plus rapprochés des pôles. Nous avons vu que ce fait est accusé par le mouvement des taches. Cependant, nous devons avouer que la théorie exacte de la circulation dans la masse solaire n'est pas encore donnée, et ce que nous avons dit à ce sujet doit être regardé comme une simple hypothèse.

Il se présente cependant 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'attractioii est proportionnelle aux

294 PIBMIÈRE PàETIF..

masses : comment une masse gazeuse ayant un volume limité pourrait-elle produire des effets aussi considérables? Pour répondre à cette objection, remarquons que Tétat gazeux n'est pas incompatible avec une densité très-considérable. 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 trèsélevée, 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^onsidérable, surtout si nous remarquons que, dans cette masse, il y a beaucoup de métaux dont le poids atoniiqu(î est très-clevé par rapport aux gaz proprement dits. La théorie therniodynaniique avait déjà indiqué que l'état gazeux et Tétat hquide ne sont pas séparés par une discontinuité réelle : les belles expériences d*An(lrewssur Tacide carbonique ont prouvé qu'entre les deux états il y a une loi de continuité. Une portion considérable de la masse solaire pourrait bien se trouver sur la limite, vu les circonstances de température et (le pression.

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

i^ La température du Soleil s'élève à plusieiu's millions de degrés, mais il nous est impossible de la déterminer avec précision.

2° Cette température est très-probablement le ré-

STEUGTUEB DU SOLEIL. 29$

sultat de la gravitation; elle aurait été produite par la chute de la matière qui constituait la nébuleuse primitive, et qui compose actuellement le Soleil et les planètes.

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

4** Quoique le Soleil perde continuellement des quantités énormes de chaleur, rabaissement de température est extrêmement faible; il ne dépasse pas I degré en quatre mille ans. Ce résultat est du 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 plus faibles que les fluctuations à courte période dont nous constatons l'existence sans pouvoir les étudier d'une manière complète : aussi devonsnous penser que notre planète restera habitable pendant une longue suite de siècles.