NOMBRE

d«s TlbratloDS ea Doe lecoode.

Limite extrême des rayons calorifiques ( prisme en sel gtmme)

Limite du rouée

63 millions.

Raie jaune D

Violet extrême H

Extrémité du spectre chimique

Extrémité du spectre du cadmium . .

Le premier nombre de vibrations a été donné par M. Miller, le dernier par M. Mascart.

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 3i vibrations par seconde; les plus aigus à 36 000 vibrations; peut-être une oreille exercée peutelle arriver à percevoir les sons correspondant à 40000 vibrations; par conséquent les nombres extrêmes sont entre eux dans le rapport de i à i3o environ. Les limites sont donc bien plus écartées Tune de l'autre que pour les vibrations rapides 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 Ton adopte certains résultats du professeur P. -M. Garibaldi, de Gênes, on aurait pour limite inférieure des ondes thermiques, à la température de 73 degrés centigrades, un nombre de vibrations qui ne dépasserait pas par seconde 40^^0000, de sorte que la lacune qui existe entre la série acous-

3o6 DBUXltUIB PàRTIB.

tique et la série thermique serait représentée par le rapport de i à looo. Il est cependant certiin que les vibrations intermédiaires existent dans les solides, car, en frappant des verges très-courtes, comme Ta montré M. Kœnig, on obtient un son dont la durée est trèscourte, ce qui fait qu'on peut difficilement le distinguer d'un simple bruit. Or cette même percussion produit une élévation sensible de température, et fait, par conséquent, vibrer Téther. 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.

§111. — 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 tîird 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.

I/i courbe AMH [fig, loi) a été tracée par Fraunhofer, à l'aide d'un procédé bien imparfait; mais c'est le seul qu'on ])uisse employer, car il est fort diffic ile de comparer rigoureusement le pouvoir éclairant des rayons de différentes couleurs ; nous ne pou-

vons que comparer à ce point do 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 côté 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. I^es 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 acous-

3o8 DBUUftMB PARTIE.

tique une octave, de sorte que Thomme 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. Ce|>endant 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 produisent les rayons chimiques ?

On a fait beaucoup de recherches dans le but 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 Fraunhofer, 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, on a trouvé que les raies C, D, H, I correspondent sensiblement aux notes musicales ré, mi, si, 1/^29 ^*9 de plus, la raie A serait peu éloignée de la position qui correspond à i//,. Si l'on prend la lettre C comme correspondant au ré, F serait un sol, iwec une différence de —-, c'est-à-dire d'un comma. Mais tous ces rapports n'ont aucune influence rela-

ACTlYlTfi XZTtRIBUBB DU SOLEIL. 3oQ

tivement 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 a posterions 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 par rapport à l'ordonnée du sommet : elle monte plus rapidement qu'elle ne descend. C'est un efFet du a la réfraction du prisme. Les corps réfringents ne dévient pas les rayons lumineux proportionnellement à la longueur des ondes, mais la déviation est plus sensible 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 symétrique par rapport au maximum qui se trouve dans le jaune. Mossotti a vérifié par le calcul l'explication que nous venons de donner.

Les limites du spectre visible ne sont pas les mêmes pour tous les individus^ surtout du côté du violet; il y en a qui voient une partie considérable des rayons chimiques, qui sont obscurs pour la plupart des observateurs. Ce résultat peut tenir en partie à la phosphorescence que ers rayons développent sur la substance qui les reçoit ou dans les milieux de l'œil lui-même, 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 470000 si on le compare à celui

3lO UUlliHI PABTII.

de la pleine Lune, à 622000000 si on le compare à celui de Vénus prise dans tout son éclat, à 5 980 000 000 si on le compare à celui de Sinus. Mais nous croyons que tous ces nombres sont beaucoup trop faibles, car, pendant une éclipse totale, la petite quantité de lumière qui éclaire l'atmosphère est plus considérable que celle de la pleine Lune, et il serait bien difficile de déterminer numériquement le rapport de cette faible lumière avec celle de Vastre radieux.

La difficulté qu'on éprouve a 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 y réussit, ce sera, sans doute, par un moyen plus précis que la simple sensation de la vue ; on aura probablement recours aux effets thermiques ou chimiques, ou à quelque 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 dix aux facules.

§ IV . — Radiations 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.

ACTIVITÉ BXTÉRIEUBE DU SOLEIL. 3ll

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 prisme. Avec un prisme de verre ordinaire, 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 des expériences de Melloni. 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 agissent sur la lumière blanche. Il nomma cette propriété thermochrose. 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

3ia BlUXlfeMI PART».

ces rayons. Les ondes les plus longues sont celles qui sont plus facilement absorbées ; aussi un grand nomhre 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 as&ote, est extrêmement faible; si Ton 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 gaz composés qui se trouvent dans notre atmosphère, comme l'acide carbonique, la vapeur d'eau, l'ammoniaque et quelques autres. Le professeur P.-M. Garibaldi, de Gênes, a prouvé par des expériences péremptoires que, pour une pression de 760 millimètres, ces gaz ont des pouvoirs absorbants représentés par les nombres qui suivent :

Air atmosphérique i

Acide carbonique 92

Ammoniaque 546

Vapeur d'eau 7987

Une quantité de vapeur d'eau capable de produire ime pression de 9 à 10 millimètres exerce déjà une absorption cent fois plus grande que celle de lair atmosphérique.

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 layfg^. ïoi ne représente que celles qui ont déjà traversé notre atmosphère en y subissant une absorption assez considérable.

ICTiriIt BXTtlUDU DD 80LBIU 3t3

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 voltaîque. Pour établir plusfacilement une romparaison entre lesdilTcrents résultats, nous reproduisons ici trois courbes. Lay?^. loa

est due à W. Hersche) ; 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.

Layï|'.io3 représente le spectre obtenu par M. Millier avec un prisme de sel gemme.

3l6 DEUXIÈME PARTIE*

sible de cette lentille il se développe une température assez élevée pour déterminer Tinflammation des corps combustibles. Le professeur Garibaldi a plrouvé, 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. Tyndall a prouvé que la chaleur qui accompagne la partie lumineuse est seulement ^ de celle qui se trouve dans la partie obscure.

Depuis le vert jusqu'au violet, nos thermoscopes les plus sensibles n'accusent plus aucune espèce de chaleur. Il ne faut pas en conclure que les ondulations correspondantes soient inactives : c'est là que commence une nouvelle activité, celle qui a pour effet d'ébranler les groupes atomiques et de détruire les combinaisons résultant de Taffinité.

L'atmosphère 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 partie qui arrive jusqu'à nous échauffe les corps et se trouve, par leur action moléculaire, transformée en chaleur de basse température à ondes très-longues; ces rayons, ainsi transformés, 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. Il suffît, pour cela, de faire tomber les rayons solaires sur une boîte noircie, doublée de substances non conductrices et dont l'ouverture, tournée du coté du Soleil, est recouverte de plusieurs lames de verre transparent. Un thermomètre»

ACTIVITÉ EXTÉBIEUBE DU SOLEIL. 3l7

exposé dans cette boîte 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 boîte et réchauffent de plus en plus; et comme, d'après la loi de la radiation solaire, le thermomètre doit toujours indiquer i3 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'utiHser cette chaleur pour échauffer Teau et économiser le combustible.

La chaleur emmagasinée dans Tatmosphère nous rend encore un autre service. La radiation nocturne est considérablement diminuée par la présence de Tair atmosphérique, et par là se trouve ralenti et diminué le refroidissement du globe et des plantes qu'il nourrit. Lii vapeur d'eau agit avec une très-grande efficacité, et uni» couche humide ayant quelques mètres seulement d'épaisseur arrête le refroidissement nocturne autant que lofait l'atmosphère tout entière.

Mais la circonstance la plus importante, c'est l'absorption de calorique qui accompagner la transformation de l'eau en vapeur. L'eau s'évapore en masse considéral)ie, surtout dans les régions équatoriales, et (*lle al)sorbe ainsi une grande quantité de chaleur (le vaporisation qui demeure latente. Cette chaleur a pour destination d'être transportée vers les latitudes les plus lointaines, et d'établir, dans l'enveloppe atmosphérique qui entoure le globe, un(* égalité d(^ température que la radiation directe serait loin de produire par elle-même. La quantité de chaleur qui passe ainsi

3l8 BBDXIftMl PARTIE.

deTéquateuraux 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, Févaporation fait disparaître 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 2 mètres; il reste encore une quantité d eau représentée par une couche de 3 mètres et qui doit passer à 1 état de vapeur dans les contrées plus rapprochées des pôles On peut évaluer k 70 millions de milles géographiques la surface sur laquelle se produit Tévaporation, et, en partant de cette donnée, on trouve que la couche de 3 mètres représente un volume d'eau égal à 721 trillions de mètres cubes (721 X 10*^). 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 6 millions de milles cubes (i)!

Cette masse énorme de chaleur passe pour ainsi dire incognito de Téquateur aux pôles, transportée par Faction de la 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 dit, car,

(1) Nous employcns ici le mille marin de iSSa mètres.

ACTIVITÉ KXTÊRIEUBE DU SOLEIL. SlQ

pour transporter par son intermédiaire la même quantité de chaleur, il aurait fallu réchauffer jusqu'à la température 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 delà 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 sur&ce, et l'absorption totale, dans l'hémisphère illuminé, est à peu près égale aux f de la chaleur incidente, de sorte qu'aux différentes hauteurs, la partie transmise est représentée comme il suit :

uteur.

Quantité transmise.

go*»

Oj5i

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

320 DEUXIÈME PABTIB.

détermine les courants intérieurs, dont le rôle est si important. Contentons-nous d'indiquer cette idée; son développement ne saurait trouver place dans les limites que nous nous sommes imposées.

§ V. — Action chimique des rayons solaires.

Grâce à la photographie , tout le monde connaît l'action que les rayons lumineux exercent sur les sels d'argent; ils les décomposent et les noircissent. Mais les rayons solaii^es produisent un très-grand nombre de phénomènes semblables, qui passent communément inaperçus ou bien ne se manisfestent qu'après une longue exposition à la lumière, comme sont 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 l'action du Soleil ne fait que mettre en jeu Tactivité intérieure des molécules, et dans le résultat final il est impossible de faire la part des deux causes.

MM. lîunscn et Roscoe ont évalué l'action chimique en prenant comme point de départ la combinaison du chlore avec riiydrogèno. L'Américain Draper avait déjà remarqué que quand un rayon de lumière diffuse agit sur ces deux gaz pour déterminer leur combinaison, il y a affaiblissement de son intensité et de sou pouvoir éclairant. C'est sur ce fait fondamental de la transformation de l'énergie lumineuse des ondes

éthcrées en énergie chimique, que MM. Bunsen et Roscoe ont établi leur évaluation. Ils ont ainsi obtenu des résultats que nous allons indiquer :

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.

2® Il n'arrive sur la Terre que les f environ de ces radiations.

3® I^'atmosphère possède une grande puissance diffusive pour les rayons chimiques ; c'est ce qui fait que, dans les régions polaires, ces radiations sont proportionnellement plus énergiques que la radiation thermique.

4** Jusqu'à DO degrés de latitude, les rayons chimiques directs sont plus intenses que les rayons diffus, mais au delà c'est le contraire qui a lieu. A Saint- Pétersbourg, à Rome et à l'équateur, les rayons directs sont entre eux comme les nombres i , 2, 4-

5** Toute l'énergie chimique qui émane du Soleil serait suffisante pour combiner en une minute 25 millions de milles cubes du mélange de chlore et d'hydrogène. Si l'on connaissait l'équivalent thermique de cette action, on pourrait l'évaluer en force mécanique, mais il est impossible de le faire actuellement à cause des difficultés que nous avons déjà indiquées. Telles sont les conclusions intéressantes du travail de MM. Bunsen et Roscoe.

L'action des rayons chimiques ne produit pas seulement des combinaisons et des décompositions. D'abord, il n'est pas impossible que ces rayons, eu

.323 DEUXIÈME PABTIB.

pénétrant dans l'intérieur des corps, se transforment en ondes plus longues, de manière à produire un échauffement. Certains corps, qu'on désigne sous le nom de corps fluorescents, produisent un semblable effet à leur surface : par exemple, la dissolution de sulfate de quinine, Tinfusion d'écorces de marronnier dinde, le verre d'urane, la dissolution alcoolique de chlorophylle, etc. Ces substancea envoient par réflexion des rayons correspondant à des ondes plus longues que (*elles des rayons incidents; de plus, bien qu'éclairées par de la lumière monochromatique, elles réfléchissent de la lumière composée.

Les rayons chimiques ont la propriété d'exciter la phosphorescence dans les corps qui en sont susceptibles, par exemple dans le célèbre phosphore de Canton. Alors aussi leur réfrangibilité est modifiée, comme on peut le voir dans le grand travail de M. Becquerel sur la lumière, car les corps phosphorescents donnent des spectres très-différents les uns des autres.

L'action moléculaire, qui augmente la longueur des ondes les plus courtes, peut aussi diminuer celle des ondes les plus longues. On en trouve un exemple frappant dans une expérience curieuse imaginée par M. Tyndall. Les rayons solaires tombent sur un vase contenant une dissolution d'iode dans du sulfure de carbone ; les rayons obscurs sont seuls à la traverser, et ils subissent ensuite l'action d'une lentille convergente; le foyer demeure invisible, mais si l'on y place une lame de platine, elle ne tarde pas à devenir incandescente, les rayons obscurs étant devenus lumineux.

Le Soleil n'est pas le seul corps éclairant qui envoie

ACTIVITÉ BXTÉRIEUBB DU SOLEIL. 3a}

en même temps des rayons chimiques. Certaines sources artificielles, comme la lumière électrique et celle du magnésium, sont même plus riches que lui, toute proportion gardée. Mais il est bien probable que, sans l'action absorbante de notre atmosphère, le Soleil remporterait sous ce rapport comme sous le rapport du pouvoir éclairant. Cependant il règne encore beaucoup d'incertitude sur toutes ces questions. Il y aurait lieu de faire des expériences sur un plateau très-élevé, celui de Quito par exemple, afin de reconnaître avec plus de précision Tinfluence de notre atmosphère : dans des régions aussi peu élevées que les nôtres au-dessus du niveau de la mer, il ne nous est possible de l'évaluer que d'une manière indirecte et très-imparfaite.

§ VI. — Activité magnétique du Soleil.

Le titre de ce paragraphe surpendra sans doute plus d'un lecteur, car il semble impossible que la puissance magnétique réside dans un corps dont la température est aussi élevée. Mais avant tout, qu'on le remarque bien d'abord, nous ne prétendons pas qu'il existe dans le Soleil une action magnétique directe, comme celle que nous observons sur la Terre ; nous disons seulement, et c'est un fait incontestable, que le Soleil exerce une action sur les phénomènes magnétiques qui se manifestent sur notre globe. Que cette action soit directe on indirecte, c'est une question purement spéculative ; pour le moment, nous nous contenterons d'exposer les faits. Nous ajouterons seulement que, comme le globe terrestre ne doit pas

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