AT

THIÎOIUE DE M. ARRHEMUS 245

d'où

3 pu = AT'^u ^ U, U

La pression de ladialion à l'intérieur du cylindre est proportionnelle à , c'est-à-dire à l'énergie par unité de volume, qu'on peut

appeler densité de l'énergie de radiation.

Le cas que nous venons de traiter n'est pas absolument comparable à celui que nous étudiions au numéro précédent, oi^i nous considérions un train d'ondes planes se propageant dans une direction fixe et venant choquer normalement un mur ; ici, à l'intérieur de notre corps de pompe, nous avons des ondes de toutes directions. Or, la pression de radiation est assimilable au choc produit par un fluide fictif, et tout se passe, avons-nous dit, comme si la théorie de l'émission était vraie. Alors dans le corps de pompe les projectiles lumineux (ou calorifiques) se croisent dans toutes les directions, ils sont comparables aux molécules gazeuses dans le théorie cinétique des gaz, et on peut leur appliquer le théorème du viriel qui conduit à l'équation (n° 75)

(i) 'Spv = 2T.

Dans le cas d'un train d'ondes planes, au contraire, tous les projectiles fictils ont la même direction : s'ils viennent choquer normalement un mur plan parfaitement réfléchissant, le même calcul qui nous avait fourni l'équation (i ) nous donnerait maintenant

pv = 2T.

On peut donc dire que la pression de radiation (à énergie égale) est trois fois plus forte dans le cas du train d'ondes planes que dans le cas du corps de pompe. Elle a donc pour valeur

où représente l'énergie par unité de volume due à l'ensemble de

l'onde incidente et de l'onde rélléchie.

Si le mur plan, au lieu d'être rélléchissant, avait été supposé absorbant, la pression eût été inoilié moindre ; la densité de l'énergie eût

244 ii\POTiii";sEs cnsMnf;oMQUES

élc rcdiiilo de moitié aussi, puisqn'alors il n'v aurait pas d'onde ré- IL'cliie.

181. Kcvenons à l'exposé de la ihéorie de M. Aruiienils. Considérons une particule matérielle au voisinage du Soleil. Elle subira ù la lois une attraction due à la gravitation et une répulsion due à la pression de radiation provenant de la lumière du Soleil ; l'attraction est proportionnelle à la musse de la particule, la répulsion proportionnelle à sa surface. Par conséquent, plus la densité sera faible et plus les dimensions de la particule seront petites, plus la pression de radiation prendra d'importance relativement à la gravité. Elle pourra même arriver à l'emporter.

Vne gouttelette spliéri(|uc; de même densité que l'eau, parfaitement réfléchissante et de diamètre G""", 001 5. se trouverait en équilibre au voisinage du Soleil sous l'action de la gravité et de la pression de radiation. Si le diamètre de la gouttelette diminuait, la force répulsive deviendrait prépondérante, et la gouttelette serait cliassée loin du Soleil. Toutefois, il ne faut pas que le diamètre de la gouttelette devienne par trop petit: s'il devenait de beaucoup inférieur à une longueur d'onde de la radiation incidente, les phénomènes de dilTraction changeraient complètement les choses, et, au-dessous d'un certain diamètre, la pesanteur reprendrait son influence prépondérante. Mais, entre ces deux limites, il v a répulsion etfective : pour des gouttelettes de o'"'",oooiô de diamètre, par exemple, la répulsion due à la lumière solaire serait environ dix fois plus grande que la pesanteur ('). La proportion pourrait être encore plus forte pour des liquides plus légers que l'eau, comme le pétrole.

182. Ainsi, lorsque de telles particules arrivent au voisinage du Soleil, elles en sont comme chassées. On peut expliquer de cette manière les aspects que présentent les queues des comètes, toujours dirigées à l'opposé du Soleil, et qu'on considérait depuis longtemps comme étant dues à une force répulsive émanée de cette astre. On admet actuellement que cette force répulsive n'est autre que la pression de radiation qui s'exerce sur les particules les plus fines de la matière cométaire.

(') Pour qu'il y ait pression de radiation, il faut que le corps sur lequel tombe la lumière ne soit pas transparent ; s'il laisse passer la lumière, celle-ci ne produit pas de pression.

TIILOUIE DE M. ARRHE.MLS ^^J

183. M. Auiuir.MLs pense que la couronne solaire esl due à des ])liL'noniènes du même genre. La matière coronale serait constituée par de fines particules que la pression de radiation repousserait loin du Soleil. La couronne serait donc parfaitement comparable ;.ux queues des comètes.

Quelle que soit l'exlrcme ténuité de la matière coronale, ce processus représente néanmoins pour le Soleil une perte constante de substance. Ne pourrait on pas alors revenir à la tliéorie météoritique primitive de Lord Kkf.vin (n'"" 141 à 144 , qui supposait la clialeur solaire entretenue par une pluie de météores tombant sur le Soleil. On se rappelle que Lord Kelvo avait abandonné cette bypotlièse, parce qu'il en serait résulté pour le Soleil un accroissement de masse, ayant pour conséquence une variation inadmissible de la durée de l'année. Mais no [)ourrait-on pas penser que cet accroissement de masse est compensé par la déperdition constante de la matière coronale ? Dans cette hypothèse, la matière décrirait tinc sorte de cycle : les météores tombant sur le Soleil s'y trouveraient désagrégés, réduits en fines poussières, et celles-ci seraient à leur tour chassées par la pression de radiation ; elles se rassembleraient au loin pour former de nouveaux météores qui retomberaient sur le Soleil, entretenant ainsi sa chaleur. Cette manière de \oir est insoutenable. En elTet, dans ce cvcle, les forces elTectnent constamment un travail posilif : quand le météore tombe, l'attraction l'emporte et c'est la gravité qui travaille : quand les poussières coronales sont chassées, la répulsion l'emporte et le travail est eflectué par la pression de radiation. Aux dépens de quelle énergie ce travail constant est-il produit ? C'est évidemment aux dépens de l'énergie solaire. Il est donc impossible de voir dans ce mécanisme un entretien possible de celte énergie.

^L AuruiEMLs a d'aillems essayé de se faire une idée de la quantité de matière météorique qui tombe réellement sur le Soleil : la quantité de matière tombant annuellement sur la Terre esl d'environ 20000 totuies. l']n paitant de cette base, M. Ahiuiemis évalue à ooo.io^ tonnes la [)liiie météorique qui se précipite annuellement à la surface du Soleil. La masse totale du Soleil étant de 2.10"' tonnes environ, ie bombardement météoricpic accroît donc annuellement cette masse «de

Soo.io' 1,5

a'4G llYPOTIli:SF.S COSMOfîONMQLES

de sa \aleur. Or nous avons vu que, pour compenser la perto de chaleur du Soleil, Lord Kelvin avait besoin d'admettre que la masse de cet astre s'accrût par an do

32 000000 32. lO*^

de sa valeur, chiffre incomparablement phis fort que le précédent. La chute efTectlve des météores sur le Soleil est donc beaucoup trop faible pour être capable d'entretenir sa radiation : l'hypothèse météorique est à rejeter.

184. On sait que les rayons ultraviolets ont la propriété d'ioniser les gaz. Gomme la lumière solaire est riche en rayons ultraviolets, on peut penser que l'atmosphère du Soleil contient des gaz ionisés. Les ions ont la propriété de condenser les vapeurs, et cette propriété appartient en général à un bien plus haut degré aux ions négatifs qu'aux ions positifs (expérience de M. Wilson sur la condensation de la vapeur d'eau j. Les ions négatifs de l'atmosphère solaire doivent donc condenser la matière autour d'eux et former de fines particules qui seront repoussées par la pression de radiation. Les particules de matière coronale sont donc chargées négativement, et il doit rester à la surface du Soleil une charge d'électricité positive. Toutefois, cette charge positive du Soleil ne peut pas dépasser une certaine limite, au delà de laquelle elle deviendrait assez |)uissanle pour retenir les particules chargées négativement, malgré la répulsion que leur fait subir la pression de radiation. Tous les phénomènes électriques résultant de la pression de radiation cesseraient du coup. M. Arrhemus estime que cette charge limite du Soleil est de 200 milliards de coulombs.

Le Soleil, étant donc chargé positivement, attire à lui tous les électrons négatifs libres qui parcourent l'espace. Ces électrons, une fois captés, condenseront autour d'eux la matière de l'atmosphère solaire et reformeront des particules qui seront de nouveau chassées par la pression de radiation : ces particules s'aggloméreront au loin en météorites qui, sous l'inlluence de la lumière ultraviolette, perdront leur charge négative sous forme d'électrons libres ; ceux-ci seront de nouveau captés par le Soleil cl le même cycle recommencera. Bien entendu, il ne faut pas voir dans ce cycle l'origine de l'entretien de la chaleur solaire, puisque dans ce cycle il y a constam-

TUÉORIE or M. \RRHE>It'« 2^7

ment un lrav;nl positif, produit aux dépens de l'énergie solai.-e, comme nous l'expliquions au numéro précédent pour réfuter une hypothèse analogue ; toutefois le travail de l'attraction électrostatique vient s'ajouter à celui de la gravité ; et un même accroissement de la masse solaire correspondu un apport d'énergie mille fois plus considérable.

185. Les particules chargées négativement que chasse la lumière du Soleil pourront atteindre notre atmosphère, où elles se manifesteront par les aurores boréales. Elles se déchargeront en arrivant dans les hautes régions de l'atmosphère en émettant des rayons cathodiques, origine de l'aurore. Les maxima et les minima périodiques des aurores polaires et ceux des perturbations magnétiques concordent dune façon très marquée avec ceux de l'activité éruptive du Soleil. C'est ainsi que très souvent le passage d une tache solaire au méridien dont le plan contient la Terre est suivi par une tempête magnétique et par une aurore. Une gouttelette de o""',oooi6 de diamètre, ayant la densité de l'eau, mettrait 56 heures pour venir du Soleil à la Terre. Or, plusieurs observateurs ont constaté, paraît-il, un retard du même ordre entre le passage d'une tache solaire au méridien et le maximum de la perturbation magnétique ou de l'aurore polaire correspondante.

186. Mais les particules chargées qui sont chassées parle Soleil, et aussi celles que chassent les diverses étoiles, peuvent, selon M. Arrhemus, faire des trajets beaucoup plus longs à travers les espaces célestes : elles peuvent atteindre les nébuleuses. M. Arruenus pense que les nébuleuses sont à des températures excessivement froides (5o" absolus environ . Malgré cela leurs pnities périphériques arrivent à (lexenir lumineuses, par suite du bombardement que leur font subir les particules chargées qui sillonnent l'espace de toutes parts : l'origine de cette huninescence des parties superficielles de la nébuleuse serait donc comparable à celle des aurores polaires de notre atmosphère. Comme la majeure partie des particules de poussière est arrêtée avant d'a\ûlr pénétré un peu profondément à l'intérieur de lu nébuleuse, c'est la périphérie seule qui est lumint^use. Quant à ce qui se trouve dans les parties profondes, nous l'ignorons absolument.

Le spectre des nébuleuses présente en général les raies de l'hydrogène, de l'hélium, et d'un autre élément, le u nébulium >> dont la

IlTI'OlIlliSES (;0S\10G0XIi>LES

luiiiicie n'a été observée nulle pari ailleurs. L'hélium cl l'hydrogène (et sans doute aussi le néhuliuni) étant des gaz très peu condensabies, sont susceptibles d'exister à l'étal qazeux aux très basses températures que M. Ariuuînh s attribue aux nébuleuses : à ces températures tous les autres éléments sont liquéfiés ou solidifiés ; par suite, les parties profondes de la nébuleuse peuvent contenir ces éléments condensés ; mais les parties extérieures ne doivent contenir fpie les éléments gazeux, c'est-à-dire l'hydrogène et l'hélium (et le nébulium). La péri[)héiie de la nébuleuse étant seule lumineuse, d'après M. Ariuiemls, il n'est pas étonnant que le spectre de la nébuleuse ne présente que les raies de ces derniers éléments.

187. Revenons au Soleil et suivons son évolution. Le Soleil perd constamment de la chaleur; mais il contient à son intérieur des matièies radioactives ou des combinaisons endothermiques ; tout se passe donc comme s'il avait une chaleur spécifique énorme, et il possède un [)rovision de calorique extrêmement considérable qui lui permet de continuer sa radiation pendant très longtemps — des billions d'années, dit M. Aiuuiemis (il entend par là lo'- . — Mais quelle que soit la lenteur extrême du rel'roidissement, il arrivera un moment où la température de la surface du Soleil sera assez abaissée pour que celle-ci commence à s'encroûter. La croûte mince périphérique ainsi formée protégera l'intérieur du Soleil resté fluide contre le refroidissement qui deviendra de plus en plus lent, de même que la croûte terrestre garantit les parties jirofondcs de la Terre (').

Le Soleil ressemblera alors à une bondje remplie d'explosifs : sa surface sera très froide, mais ses parties centrales auront conservé une température presque aussi élevée que celle qu'elles ont aujourd'hui, et il s'y trouvera encore les mêmes combinaisons endothermiques que maintenant.

Que deux pareilles bombes viennent à se rencontrer, leur choc produira une chaleur et une lumière énormes : c'est l'origine d'une étoile nouvelle.

Quelle est la probabilité pour qu'une étoile déterminée en rencontre une autre !' Ktant données les distances qui séparent en moyenne les

(') On sait que Lord Kelvin pense, contrairement à cette opinion, que la Terre est entièremerU solidifiée : si en effet son intérieur ôl;iil lluide, le [jliénomènc de la procession des équinoxes serait très différent de celui que nous observons.

TlIEOIilE DK M. AlumEMLS

étoiles et les dimensions de celles-ci, il y a des chances pour qn'iin choc se produise au bout d'un temps de l'ordre de lo'' années. Mais supposons que, dans l'espace, il existe non seulement les étoiles brillantes que nous voyons, mais aussi un très grand nombre d'étoiles obscures : les chocs deviendront beaucoup plus fréquents. Si l'on veut expliquer par de telles rencontres le nombre relativement grand d'étoiles nouvelles que nous observons (soit à peu près une par an), on est amené à supposer qu'il y a environ loooo lois plus d'étoiles obscures que d'étoiles brillantes ; supposition assez peu vraisemblable, car si, dans un cube ayant pour arête la distance du Soleil à a du Centaure, il existait loooo étoiles de masse comparable à celle du Soleil, elles produiraient sur les mouvements des planètes des pertubations qui ne passeraient sans doute pas inaperçues.

Quoi qu'il en soit, supposons que deux soleils éteints encroûtés se heurtent : il se produit une yova. Le choc en général ne sera pas central et il en résultera un mouvement de rotation rapide de l'étoile nouvelle. La collision aura fait jaillir des deux corps deux puissants jets de matière (fig. \o) formant comme de formidables éruptions des maté-

Jhj. \o.

riaux explosifs provenant des régions centrales. Ces deux jets, grâce à la rotation générale de l'ensemble, présenteront l'aspect d'un tourni- (|uct. Et comme l'expansion des gaz projetés produit leur rapide refroidissement, les jets latéraux seront relativement froids, alors que le centre sera très chaud. La lumière blanche du corps central sera plus ou moins absorbée par la couche ga/.euse des deux jets s[)iraloïdes, suivant la position de ceux-ci par rapport à l'observateur. La rotation produira donc une alternance d'absorption et de non-absorplion, c'està-dire une vaiialion périodique du spectre de l'étoile nouvelle, ainsi

230 llïl'OTIlÈSES COSMÙliO-Nii^tES

qii 011 l'a observé pour la Xora Pcrsei qui csl apparue ea ("cvrier kjoi dans la constellai ion de Perséo.

La rotation extrêmement violente de la masse centrale des deux étoiles fusionnées produit une force centrifuge considérable qui transformera cette masse tournante eu une sorte de disque aplati, présentant des formes spiraloides : ce serait l'origine des nébuleuses spirales (').

La nébuleuse ainsi formée recevra le bombardement des corpuscules qui sillonnent l'espace : chacunes de ces particules deviendra un centre d'attraction qui se nourrira aux dépens des gaz de la nébuleuse : ainsi se formeraient les météorites à l'intérieur de la nébuleuse.

Mais les nébuleuses peuvent faire des captures bien plus importantes: elles peuvent capter de petits soleils. \^n petit soleil arrivant dans la nébuleuse attire à lui les météorites déjà formées et accroît ainsi sa masse. C'est de cette façon que les nébuleuses se transforment en amas d'étoiles. Les diverses étoiles d'un même amas seraient donc originellement étrangères l'une à l'autre : elles auraient seulement été retenues par la même nébuleuse qui les aurait arrêtées, de même qu'une toile d'araignée arrête les mouches qui essaient de la traverser. La Yole lactée elle-même pourraient avoir cette origine. Ses soleils auraient été captés par une nébuleuse gazeuse provenant d'une énorme Xova, et leur ensemble reproduirait la forme spirale de cette nébuleuse gazeuse, aujourd'hui disparue.

Chaque soleil de l'amas suivra ensuite l'évolution habituelle des étoiles : d'étoile gazeuse il deviendra étoile protomélallique, puis métallique, puis étoile à spectre de bandes, sa température allant constamment en diminuant. Nous arrivons ainsi au soleil refroidi, encroûté.

M. AiuuiE>ri s admet donc que, de tout temps, le Monde a suivi cette évolution alternante, les nébuleuses étant engendrées par les soleils, les soleils étant à leur tour formés dans les nébuleuses. Le cycle de cette évolution est le suivant : étoile nouvelle, nébuleuse spirale, amas

''') tjfîs nébuleuses spirales présentent en géniTal plutùt un spectre continu qu'un spectre de gaz C'est pourquoi beaucoup d'astronomes les considèrent comme des voies lactées exi reniement lointaines que leur grand éloignemcnt a seul empêché jusqu'ici de résoudre en étoiles. Ce n'est pas l'opinioii de M. Ahriiexils qui pense que, dans les nébulei:ses spirales, les couches extérieures qui masquent le corps central sont extrêmement raréfiées et ne parviennent pas à cacher le spectre des poussières incande>ceMtes des couches profondes.

THIiOltlE DK M. ARRHE>riLS

d'étoiles, soleil cliautl, soleil refroidi, soleil éteint. Le choc de deux soleils éteints donne de nouveau une Nova.

188. M. Arruenils pense que le Monde est infini. S'il n'en était [)as ainsi, dit-il, les poussières seraient chassées indéfiniment par la pression de radiation, elles ne seraient pas captées en chemin, et le monde finirait par s'évanouir. Cette raison n'est pas convaincante, car on peut penser qu'une lois arrivées à de très grandes distances, les poussières ne subissent plus la pression de radiation, la lumière étant toujours plus ou moins absorbée dans son parcours.

Si l'Univers est infini, une droite de direction quelconque, issue de notre œU, doit finir par rencontrer une étoile : il .semble en résulter que le Ciel tout entier devrait avoir l'éclat du Soleil. Mais cette conclusion n'est pas légitime, parce que, comme nous venons de le dire, la lumière subit toujours une absorption [)lus ou moins forte dans les espaces interstellaires. Dans l'ordre d'idées de M. Auruemus, cette absorption serait due aux soleils éteints, et surtout aux matières cosmiques nébuleuses obscures beaucoup plus grandes, qu'il suppose abondamment répandues dans l'espace. Ce dernier point de vue semble trouver sa confirmation dans un phénomène qu'a présenté la j\ova Persci : on a observé autour de celte étoile nouvelle plusieurs nébulosités sphériques s'éloignant du centre, comme des ondes, avec des vitesses comparables à celle de la lumière ; il semble qu'on puisse supposer que la lumière de l'explosion est venue successivement rendre visible les diverses couches d'une immense nébuleuse, ou bien encore que c'étaient là des vitesses de propagation d'une luminescence due par exemple à un bombardement cathodique) à travers une nébulosité obscure par elle-même, plutôt que des vitesses réelles de corps matériels.

189. Abordons maintenant un point très délicat de cette théorie . M. Auruemus, supposant que l'Univers, dans son évolution des nébuleuses aux soleils et des soleils aux nébuleuses, décrit une sorte de cycle fermé, est amené à penser que l'Univers ne doit pas « vieillir ». Il cherche donc à échapper à la « mort calorifique n {Wannclod) que Clausius avait cru pouvoir assigner à l'Univers, d'après le second principe de la Thermodynamique (Principe de Carxot-Clausius).

Ce second principe, on l'énonce parfois d'une façon peu correcte en disant qu' « un système matériel tend vers l'homogénéité tant au

iivi'o riiivsns cos.moi;on;()UES

point (le vue de la dislribulion de la inalièrc qu'au poinl de vue de la dislrihullon des tenipéiatuies ». D'après cet énoncé let en admellanl que le principe puisse s'a[)pliquer à un svslrnie //////// comme l'Univers , la matière, dans son état llnal, serait égaletneni répandue partout d'une façon uniforme sans aucune dilVérenlialion locale quelconque : ce serait la mort du système. Or, M. Auiuikmls ne veut pas voir mourir l'Univers, et c'est pour cela qu'il s'ellbrcc de mettre en échec le principe de Caknot, en tant qu'il s'agit de l'Univers. Selon lui, (( l'entropie augmente dans les soleils, mais diminue dans les nébuleuses » ; autrement dit, « l'énergie est dissipée ou (( détériorée » dans les corps qui se trouvent à l'état de soleils et au contraire (( améliorée » dans ceux qui sont à l'état de néhideuses )) (L'Evolulioii 'les Mondes, Préface, p. IV).

Les nébuleuses reçoivent de la chaleur par le ravonnemenl des étoiles : il semble donc (pi'elles ne vont [)as rester froides, mais tendre <à se mettre finalement en équilibre de lenq)érature avec les étoiles, d'après le [)rincipe de CvuNor (jui |)araît exiger la tendance au luvc/li'/iiciil des températures (de même qu'il semble exiger la tendance à la dillusion homogène de la matière). Nous allons voir les raisons que donne M. AanHKxris pour être d'un avis contraire.

190. Dans la théorie cinétique des ga/, la tendance à l'homogène s'explique d'une façon très simple : si nous avons un récipient plein de gaz et si le gaz qui remplit une moitié du réci[)ient (par exemple la moitié de droite) est plus chaud que celui qui remplit l'autre moitié (la moitié de gauche), la vitesse moyenne des molécules est plus grande à droite qu'à gauche. Mais, [)ar suite du brassage produit [)ar les mouvements des molécules, les molécules de droite passent à gauche et inversement, et il (init bientôt j)ar s'établir un équilibre de tem[)éralure dans lequel la vitesse moyenne des molécules est la même partout.

De même, si la moitié de droite du récipient avait été occu[)ée initialement par de l'azote, et la moitié de gauche par de l'hydrogène, l'état final eût été le mélange complet, |)ar suile dn mouvement des m">lécules gazeuses.

Nous n'avons aucun moyen d'ellcclner inversement (sans travail extérieur I le triage entre les molécules d'azote et celles d'hydrogène, ou bien entre les molécules à très grandes vitesses et celles à petites vitesses, de façon à ramener les unes à droite du récipient, les autres

TIltOniE DE M. AnUIlENIUS 253

à gauclie. Mais si nous ne savons pas faire cette opération, elle serait lésoliio sans peine par les « démons » qu'a imaginés Mawvei.i.. Séparons en deux notre récipient par une cloison percée de tout petits trous, pouvant ne laisser passer qu'une seule molécule à la fois. Chaque petit trou est muni d'une soupape qu'on peut à volonté ouvrir ou fermer sans Iravail. Derrière chacune de ces soupapes, plaçons un observateur infiniment petit (démon de Maxwell), servant en quelque sorte de douanier. Chaque fois qu'un démon verra une molécule à grande vitesse se diriger de gauche à droite, il ouvrira sa soupape pour la laisser passer ; mais il la fermera à toute molécule à petite vitesse allant dans la même direction ; de même il ouvrira la porte aux molécules à petite vitesse allant de droite à gauche, mais il la fermera aux molécules à grande vitesse allant dans la même direction. Nos petits démons, sans produire aucun Iravail par eux-mêmes, arriveront ainsi à accumuler à droite toutes les molécules à grandes vitesses, à gauche toutes celles à petites vitesses : ils auront séparé la masse gazeuse primitivement isotherme en deux parties à températures difi'éienles. Ils auront tourné le princi[)e de C.vunot.

191. Pour éviter la mort calorifique de l'Univers, M. Arriiemus pense avoir trouvé un mécanisme analogue se produisant naturellement. Considérons une planète, la Terre par exemple, possédant une atmosphère limitée en équilibre convectif (ou adiabatique). Une molécule de la région externe de cette atmosphère, si elle possède une vitesse suffisante (cette vitesse serait de 1 1 kilomètres par seconde pour la Terre), s'échappe pour toujours de la sphère d'attraction de la planète et continue son chemin vers l'infini. L'atmosphère de la planète perd donc sans cesse les molécules gazeuses qui sont animées d'une vitesse suffisante. Or la distribution des vitesses obéissant dans toute région à la loi de M.vx\vELr. (n" 80, p. 107), il y a toujours des molécules qui ont de grandes vitesses ; par suite l'atmosphère de la planète s'appauvrit sans cesse. Les vitesses des molécules gazeuses sont d'autant plus grandes que le gaz atmosphérique est plus chaud et plus léger. L'aj)pauvrissoment sera aussi plus fort pour une petite planète que pour une grosse, car, par la gravitation, une grosse planète retiendra plus qu'une petite ses molécules atmosphériques. C'est ainsi que la Lune, dont la masse est faible, a perdu toute son atmosphère. La Terre a perdu l'hydrogène qui est très léger, elle a conservé l'oxygène et l'azote plus lourds.

25,^ IITTOTIIÎISES COSMOCOMQCES

Colle perle dos molécules atmosphériques joue, cra[)iès M. Auuhe- >-R!s. un rôle extrêmement important dans l'économie des nébuleuses, où la gravité esl très iaible, ainsi que la densité des gaz constituants. Les parties périphériques perdront donc très facilement leurs molécules à grandes vitesses, refroidissant ainsi les couches les phis éloignées du centre. Il en résulte que la chaleur envoyée par les soleils aux nébuleuses liélcvc pas la IcDipéraluir de celles-ci : en elïet, cette énergfie communique de la vitesse à certaines molécules, mais ces molécules s'éloignent de la nébuleuse pour toujours. Ces molécules chaudes finiront par être absorbées par des soleils, contribuant ainsi à entretenir leur rayonnement.

192. Ce mécanisme nous met-il pour toujours à l'abri de la loi de déyradation qu'implique le principe deCAR?ior ?

Observons que le raisonnement s'appliquerait à un univers fini : si, par exemple, noire Monde n'était pas euclidien mais riemannien, il serait fini quoiqu'illimilé : nous aurions donc un système fini ne se dégradant pas : c'est la négation absolue du principe de Caunot, tel qu'on l'envisage habiluellement. Que vont devenir ces particules échappées des nébuleuses? on peut supposer qu'après avoir erré dans l'Espace, elles finissent par être absorbées par les soleils en formation en leur fournissant à la fois de la matière el de l'énergie ; nous avons vu qu'elles ne sauraient sulfire pour entretenir l'énergie des Soleils formés, dont la masse ne s'accroît plus.

Mais ce processus pourra-t-il se poursuivre indéfiniment i* ou bien ne viendra-t-il pas un moment où ces particules errantes rempliront les vides interstellaires, où il n'y aura plus de vide et où, par conséquent, les molécules n'auront plus de raison de quitter les nébuleuses. Une comparaison fera mieux comprendre notre pensée. Reprenons le cas d'une planète munie d'une atmosphère limitée en équilibre convectif : cet équilibre convectif suppose implicitement des mouvements internes et par suite des frottements : un tel équilibre ne subsistera donc pas indéfiniment, il tendra à se transformer en équilibre isolhermique. Dans le cas de l'équilibre isolhermique, l'atmosphère n'a plus de limite su[»éricure, elle s'étend indéfiniment. Comment cet équilibre isothernùque s'élablira-t-il •* Ce sera par l'échange des molécules entre les parties hautes et les parties basses de l'atmosphère : or, une molécule à grande vitesse partant des régions basses arrivera dans les régions hautes avec une vitesse très diminuée (à

THEORIE r>E M. ARniIEMUS

cau?e do l.i pesanteur ; de même, une molécule se dirigeant des régions hautes vers le bas arrivera avec une vitesse très augmentée. Il ne semble donc pas à première vue que la haute atmosphère va s'échauffer et la basse atmosphère se relroidir. Il semble donc qu'ici encore nous n'aurons pas tendance au nivellemement des températures, et que ce mécanisme, comparable à celui de M. Auruexils, mettra en échec le principe de Caknot. Mais observons que les seules molécules qui pourront passer des régions basses vers les régions hautes sont celles qui sont animées d'une très grande vitesse ; et. bien que perdant en route une partie de cette vitesse, elles posséderont encore assez de vitesse pour échauffer les régions hautes. L'équilibre final sera donc isotherme, conformément au principe de C.\b>ot.

Or, dans le mécanisme de M. Aurhemus, il se passe quelque cliose de tout pareil : les molécules parties des couches internes de la nébuleuse vont aller dans les régions supérieures, c'est-à-dire dans le vide où règne le zéro absolu : la densité et la température de ces régions supérieures, priniili\ement nulles, vont donc s'accroître peu à peu, cest-à-dire que nous tendons vers l'unilormilé des températures et des densités, ce qui est encore en parlait accord avec le principe de Car>ot ; les nébuleuses ne s'échauffent pas quand les soleils leur envoient de la chaleur, mais c'est parce qu'elles cèdent à leur tour de la chaleur à une source encore plus froide, le vide dont la température absolue est nulle.

Cependant il n'est pas tout à fait légitime de comparer les gaz des nébuleuses, et surtout les molécules égarées dans un vide presque absolu, à une atmosphère gazeuse ordinaire. En elTet, dans les gaz exlrcmeinent raréfiés , la vitesse des molécules n'est plus de la chaleur, c'est de la véritable force vive, c'est-à-dire de l'énergie non dérjradée. Si, par exemple, il n'y a qu'une seule molécule par centimètre cube, on n'a pas, dans chaque petite région élémentaire, un mélange confus de projectiles avec vitesses dirigées dans tous les sons (comme il arrive pour un gaz à la pression ordinaire, où ce mouvement [)arfaitement désordonné constitue la chaleur), mais on a, au contraire, ime vitesse unique dirigée dans un sens bien déterminé. Pour agir individuellement sur chaque molécule, nous n'avons plus besoin de recourir aux démons de jM.vxavell ; nos instruments ordinaires pourraient sullire. Il n'y a donc peut-être pas lieu, pour les nébuleuses, déparier do dégradation de l'énergie, toute énergie y étant purement méca-

s'jO

IIYIIOTIIKSES COSMOr.OMQtTS

nique; ot par suite le principe do Gvknot, snns otre en défaut, ne trouverait pas sou application.

193. M. .AuRiiEMus indique une seconde cause qui fait que les nébuleuses, eu recevant de la chaleur des soleils, voient leur température, non pas augmenter, mais au contraire diminuer. Il assimile les nébuleuses h des masses gazeuses en équilibre adiabatique, comme celles que nous avons étudiées au Clia[)itre VIII (Section III), d'après .M. IloNir.u Lane. Une telle masse gazeuse a une chaleur spécifique nci/alivc ; par suite, un gain de chaleur la refroidit.

Bien entendu il ne peut pas être question, cette fois, de voir dans ce processus un échec au principe de Carnot : c'est, au contraire, en pleine conformité avec ce principe que s'accomplit le phénomène. Considérons, par exemple deux masses, de gaz parfait, toutesdeux en équilibre convectif, mais inégalement chaudes (') : la plus chaude rayonnera vers la plus froide ; cette dernière, recevant de la chaleur, se refroidira encore, tandis que la première, perdant de la chaleur, s'échauffera. Les températures des deux corps, loin de se niveler, s'écarteront au contraire de plus en plus l'une de l'autre. Le principe de Gaknot est-il violé? Au contraire, il est pleinement satisfait, puisque la chaleur a passé du corps chaud sur le corps froid. C'est le phénomène inverse, le nivellement des températures, qui l'aurait violé, s'il avait eu lieu.

De cette discussion je neveux pas tirer de conclusion définitive: il semble que, par ce processus, la mort calorifique de l'Univers sera énormément retardée, mais on peut croire qu'elle ne sera que retardée (^).

'i Oii peut, si l'on veut, placer ces deux uiasses aux deux foyers d'un miroir parfait ayant la forme d'un ellipsoïde de révolution ; de la sorte toute l'énergie rayonnée par l'une des ma.'^ses est reçue par l'autre : on a ainsi l'exemple d'un Systems fini, où le prinripe de (^arnot ne tend pas à niveler les températures, au moins au

.lél)Ut.

[-) Sur les tentatives d'extension du principe de C.vioot-Clausils à l'Univers, on peut voir Bernard BatxnES : La dcgradalion de l'Enerfjic, CI». XXIV (Paris, Flammarion, 1909).