CHAPITRE VII Les radiations et i'atmosphère

De toutes les manières par lesquelles se manifeste à Dong le mécanisme de l'atmosphère, ce sont les TMialions lentes ou brnsques de sa température qui nous touchent le plus directement. Sans doute, d'autres phénomènes sont importants pour nous : la pluie, l'orage, par exemple; mais ils sont intermitteats alors que nous sommes, à tous les instants de notre Vie, soumis à l'effet de la température, c'està-dire à l'action qu'exercent sur nos sens, par l'intermédiaire de l'atmosphère qui les a partiellement absorbées, tes radiations calorifiques venues du Soleil.

On peut prévoir que, même si la succession des saisons n'entraînait pas de périodiques variations dans la température de l'air, celle-ci du moins subirait des variations provenant de la structure même de l'atmosphère. La couche gazeuse qui nous enveloppe est, en effet,' en contact par ses deux faces avec des milieux très différents : à sa base, elle repose sur l'écorce qui reçoit la chaleur solaire à sa partie supérieure, la chaleur interne à sa partie inférieure. La chaleur solaire est le facteur le plus important dans l'écbauffement du sol, car la quantité de chaleur qui lui ntarviani no- couductibilité, du noyau igné ceni.OOO" partie de celle qu'elle reçoit

du Soleil. Quoi qu4l en soit, le sol est relativement chaud et, sauf dans les zones glaciales, pendant les saisons sans Soleil, sa température ne tombe pas audessous de zéro.

Mais, la partie supérieure de l'atmosphère est en contact avec V « espace », cet espace intersidéral où règne le vide, et, par conséquent, une température qui est le zéro absolu : (273^ au-dessous du zéro usuel de nos thermomètres). Il y a donc forcément une répartition décroissante de la température avec la hauteur.

De plus, sans atteindre cette épaisseur limite de 5 kilomètres 1/2 que les lois combinées de Tattraction et de la force centrifuge imposent à l'atmosphère, les dernières couches doivent en être très froides : la raréfaction des éléments gazeux, qui est causée par l'absence presque complète de chocs moléculaires, comporte le froid comme conséquence nécessaire; l'absence de particules absorbant la radiation solaire, l'éloignement du sol chauffé agissent dans le même sens pour imposer aux couches supérieures de l'atmosphère une très basse température, c'est-à-dire des différences considérables avec la température de la surface terrestre elle-même.

Puisque c'est le Soleil qui est la cause principale de la chaleur reçue par l'atmosphère, il est essentiel de mesurer cette quantité de chaleur : la partie de la Physique du Globe qui a pour objet ces mesures et la discussion des résultats d'expériences qui y sont relatives, se nomme TActinométrie, et l'on peut dire que l'Actinométrie constitue l'un des plus importants « problèmes de l'atmosphère », sinon le plus important de tous.

Tout, en effet, nous vient du Soleil : lumière, chaleur et, sans doute, électricité; c'est l'inégalité d'échauffement des masses atmosphériques qui cause

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le vent; c'est par révaporation océanique causée par les rayons chauds de Tastre que la vapeur d'eau, élevée dans Tatmosphère, va, transportée par les courants aériens, se précipiter en pluie sur les terres élevées, y former des fleuves qui, retournant à la mer, réalisent cette circulation fluviale, complément de la circulation atmosphérique, et qui constitue un des facteurs de la vie du globe.

Or, ce rayonnement solaire ne nous envoie pas seulement des rayons de chaleur et de lumière : il nous envoie sans doute des rayons cathodiques, peutêtre même est-il un centre d'émission d'ondes électriques. La complexité de ce rayonnement rendrait déjà, même s'il était constant, le problème terriblement ardu ; mais ce rayonnement varie sans cesse, et les tacheSj plus ou moins nombreuses, plus ou moins étendues, qui s'observent à la surface de l'astre, le modifient continuellement par les incessantes variations de leur nombre, de leur position et de leur superficie.

Aussi a-t-on dû, suivant le précepte posé par Descartes dans son Discours sur la Méthode ^ a diviser la difficulté en autant de parties qu'il se peut pour la mieux résoudre ». Nous aurons l'occasion de parler de l'influence des taches et de leurs fluctuations sur l'état général de l'atmosphère : pour l'instant, nous nous bornerons à parler de la partie de l'actinométrie qui a pour objet de déterminer la quantité de chaleur envoyée par le Soleil sur la Terre : cela revient à la détermination de la Constante solaire.

Qu'est-ce donc que la Constante solaire ? Les physiciens ont ainsi nommé une grandeur presque inaccessible à l'expérience directe dans les conditions mêmes où elle est définie. La constante solaire est la quantité de chaleur que le Soleil envoie pendant une minute sur une surface de 1 centimètre carré, normale

à la direction du rayon, et placée à la limite supérieure de Tatmosphère terrestre. On la représente par le symbole A.

Mesurer directement cette quantité in situ, comme disent les naturalistes, sera sans doute pendant longtemps encore, sinon toujours, impossible. Cependant il était nécessaire de définir le rayonnement solaire par une quantité de chaleur reçue dans des conditions indépendantes de l'absorption que l'atmosphère fait subir aux radiations émises par l'astre.

Car l'atmosphère absorbe partiellement les rayons envoyés par le Soleil : une partie seulement de ceuxci parvient jusqu'au sol, le reste est absorbé en route, et cette absorption varie avec deux facteurs principaux : Vobliquité des rayons et le degré de transparence de l'air traversé ; l'influence de ces deux facteurs a donné lieu à des travaux dont les résultats s'expriment par deux lois : celle du cosinus de l'obliquité, ou loi de Lambert, et celle de l'absorption, ou loi de Bouguer,

En vertu de la première de ces lois, un élément de surface horizontale reçoit une quantité de chaleur égale à celle que recevrait sa projection sur un plan perpendiculaire à la direction des rayons calorifiques. Si donc nous appelons « obliquité » l'angle de ces rayons avec la verticale du lieu, une surface horizontale d'étendue déterminée reçoit la même quantité de chaleur que celle que recevrait une surface égale à la première, mais multipliée par le cosinus de l'obliquité a (fig. 19) : la surface A ne recevra obliquement que la quantité de chaleur qui tomberait perpendiculairement sur A'. On conçoit l'importance capitale de cette loi dans l'échaufi'ement du sol : tant par suite de la sphéricité de la Terre que de l'obliquité de l'écliptique, de l'alternance des jours et des nuits et de la succession des saisons, les rayons solaires tombent toujours sur le sol terrestre suivant des obliquités cons-