LES RADIATIONS ET L ATMOSPHERE

tamment variables; ce n'est que pour les points situés entre les tropiques, c'est-à-dire dans la zone torride, que deux fois par an, pour chacun d'eux, les rayons du Soleil tombent verticalement sur le^ sol au moment du midi vrai, où l'astre passe au méridien du lieu.

Les quantités de chaleur que reçoivent les différents lieux de la Terre seraient donc essentiellement variables, et dans le temps, et dans l'espace.

FiG. 19. — Loi du cosinus de l'obliquité.

même s'il n'y avait pas d'autre cause de variation que l'inclinaison des rayons solaires. Mais nous allons voir que l'absorption atmosphérique joue un rôle aussi important et beaucoup moins bien connu.

La loi de l'absorption, ou loi de Bouguer^ porte le nom du grand physicien qui l'a découverte, voici bientôt près de deux siècles. Elle nous apprend que l'absorption exercée par un milieu quelconque sur des radiations qui viennent à le traverser augmente en progression géométrique à mesure que l'épaisseur traversée augmente en progression arithmétique. Si, par exemple, une radiation quelconque est réduite aux 7 / 10® de sa valeur primitive par l'absorption que lui fait subir la

traversée d'une épaisseur déterminée de milieu, elle serait réduite aux 49/100^, c'est-à-dire sensiblement à la moitié de sa valeur, par le passage à travers une épaisseur double, et aux 345/1.000* par une épaisseur triple.

Gomme l'épaisseur d'air que traversent des rayons pour arriver au sol augmente avec l'inclinaison de ces rayons, on voit que l'obliquité agit de deux manières: elle fait varier, suivant la loi du cosinus, la quantité de chaleur reçue par la Terre, et cette quantité ellemême est affectée d'une réduction en proportion géométrique, en vertu de la loi de Bouguer.

Mais ce n'est pas tout : il y a encore un autre élément de variabilité dans la quantité de chaleur reçue du Soleil par le sol : c'est la transparence plus ou moins grande de l'atmosphère. On appelle coefficieni de transparence de l'air, et l'on représente par le symbole p, la fraction suivant laquelle le passage à travers l'atmosphère réduit l'intensité du rayonnement solaire quand l'astre est au zénith. Si donc le coefficient de transparence est 0,6, cela veut dire qu'il n'arrive au sol que les 6/lOMe la chaleur envoyée par le Soleil aux limites extérieures de l'atmosphère qui en a, par conséquent, absorbé 4/10*. Le coefficient de transparence varie entre 0,6 et 0,8 ou 0,9. La « transparence parfaite » correspondant à ^::=1 n'existe que théoriquement.

Mais il y a un dernier facteur, le plus complexe de tous, c'est la masse atmosphérique^ c'est-à-dire la masse totale.de molécules d'air que le rayon solaire rencontre sur sa route avant d'arriver à la Terre, en prenant pour unité de longueur l'épaisseur de l'atmosphère mesurée suivant la verticale du lieu. Evidemment, plus le rayon est oblique, plus cette masse est grande ; mais la variation ne saurait s'exprimer par la simple loi du cosinus de l'obliquité, car nous savons que, du fait de la réfraction atmosphérique, la trajec-

LES RADIATIONS ET l' ATMOSPHÈRE 129

toire du rayon est curviligne, donc augmentée; de plus, la densité des couches d'air varie avec leur altitude, les particules absorbantes sont plus abondantes près du sol qu'à grande hauteur. C'est l'ensemble de toutes ces conditions qui a amené les physiciens à la conception et à la définition de la masse atmosphérique, que Ton représente par le symbole m.

Dans ces conditions, Bouguer a formulé la loi de Vabsorpliony qui tient compte de tous les facteurs et qui est la suivante : ^

La quantité de chaleur reçue du Soleil par une surface horizontale de superficie S éclairée par des rayons faisant un angle a avec la verticale s'obtient en multipliant la valeur de la constante solaire A par l'expression numérique de la surface S, et par le coefficient de transparence p élevé à une puissance numériquement égale à la masse atmosphérique m, le tout multiplié par le cosinus de l'obliquité a des rayons incidents*.

La loi de l'obliquité a, pour la Terre, une conséquence capitale : l'axe terrestre n'est pas, en effet, perpendiculaire à son orbite, mais fait avec le plan de celle-ci un angle de 66"" 1/2, complémentaire de l'angle que font entre eux les deux plans respectifs de l'équateur et de l'écliptique. Donc, les rayons du Soleil {Vig, 20) que l'on voit parallèles à gauche de la figure arriveront avec des obliquités inégales aux différents points du globe. Si l'on mène des parallèles aux points où le méridien coupe l'orbite et sa perpendiculaire, on obtient une division naturelle de la Terre en cinq zones, comme le montre la figure, mieux que toute explication. Dans le cas du schéma reproduit

1. Les deux lois s'expriment avec une remarquable simplicité par la formule de Bouguer :

Q = As p^ cos a.

130 LES PROBLÈMES DE l'aTMOSPHÈBË

ici, la Terre est au solstice d'hiver :. le pôle nord est dans la nuit, les rayons Bont rasants au cercle polaire nord, obliques dans la zone torride sauf au tropique du Capricorne, où ils soat perpendiculaires. Quant à

^ zones glaciales 3 iones tempét-èes

la calotte glaciale sud, elle est en entier dans la lumière.

C'est le jour continu au pôle sud pendant la nuit continue du pôle nord.

Quelles sont les valeurs numériques de tous ces facteurs dans les divers cas? Tout d'abord, occuponsnous de la constante solaire, dont la mesure est hérissée de tant de difficultés, d'abord parce qu'on ne peut la mesurer qu'indirectement, ensuite à cause des erreurs qu^l faut éviter dans ces délicates expériences.

LES RADIATIONS ET l'aTMOSPHÈRE 131

C'est au professeur Violle que sont dues les meilleures déterminations de cette constante : en employant un actinomètre aujourd'hui classique, qu'il imagina et fit construire de façon à éliminer, par la méthode même, la plupart des causes d'erreur à redouter, Téminent physicien a trouvé pour valeur de la constante solaire le nombre 2,55, un peu différent des déterminations faites par des physiciens anglais, qui ont obtenu le nombre 3. On peut admettre comme présentant le plus de probabilité un nombre moyen égal à 2,75. Il est juste d'ajouter que d'après les déterminations récentes, la constante solaire semble varier légèrement. Les distingués physiciens américains Abbot, Fowle et Aldrich ont montré qu'une variation irrégulière, d'une importance d'un vingtième, se produit assez fréquemment. De plus, il y a une fluctuation de la radiation qui se produit dans le même sens que celle du nombre des taches; en outre, quand la radiation s'accroît, l'intensité relative des raies violettes et ultra-violettes du speclre solaire par rapport au rouge et à l'infra-rouge va aussi en augmentant.

Quoi qu'il en soit, si nous prenons pour valeur de la constante solaire le nombre 2,75, cela veut dire que, à la limite de l'atmosphère terrestre, le Soleil envoie pendant une minute, sur un centimètre carré, une quantité de chaleur capable d'élever de 0° à 2'' 75 la température d'un gramme d'eau.

Quand le coefficient de transparence est égal à 0,8, et que le Soleil est à une hauteur de 40"* au-dessus de Thorizon, la chaleur transmise au sol n'est que la moitié environ de celle qui arriverait normalement; elle n'est plus que le vingtième pour un rayon solaire incliné de 10° seulement sur l'horizon; et, dans ce dernier cas, si le coefficient de transparence n'était que 0,6, la chaleur reçue avec cette transparence et cette obliquité ne serait que le centième de celle

132 LES PROBLÈMES DE l'aTHOSPHÈBB

qui arriverait normalement et avec transparence parfaite.

ËnGn, l'importance numérique de la massé atmosphérique est considérable. En effet : elle porte, en exposant, sur un nombre fractionnaire qui est le coefficient de transparence; par conséquent, dès qu'elle augmente, le facteur dont elle est l'exposant diminue avec une grande rapidité. Ainsi, la masse atmosphérique, égale à l'unité quand le Soleil est au zénith, prend la valeur 1,3 quand le Soleil est à 60° au-dessus de l'horizon, et quand l'astre se lève ou se couche, prend la valeur considérable de 40. On voit combien est alors petite la valeur représentée par une fraction dont le dénominateur est un nombre élevé à la 40* puissance !

Telles sont les données numériques que possède la science de l'atmosphère sur cette fondamentale question de l'actinomètrie : ces données sont, pourrait-on dire, une première approximation dans la solutiou du problème. La valeur de la constante solaire, en particulier, comporte une inexactitude de près d'un dixième : c'est trop pour un nombre aussi important. Certes, les difficultés de sa mesure sont grandes et c'est déjà beau d'être arrivé à le connaître à 1/10* près. Mais les exigences de la science augmentent avec le progrès. Une grosse difficulté du problème est d'isoler, dans l'ensemble de la lumière solaire, celles des radiations dont on veut mesurer l'intensité, et, d'abord de les « choisir ». C'est à ce point de vue que la méthode du professeur Violle est excellente, car elle porte sur l'ensemble des radiations solaires. Cependant, aujourd'hui, étant donnée l'importance que prend l'étude de la radiation ultra-violette, il est essentiel de multiplier les travaux à son sujet. On le voit, il y a là un beau « problème de l'atmosphère » à résoudre.

Mais une chose reste de tous ces travaux : c'est la

LES RADIATIONS ET l' ATMOSPHÈRE 133

quantité prodigieuse de chaleur dégagée par notre astre central. Nous savons quelle quantité notre globe en reçoit : grain de sable dans le ciel, la petite Terre n'absorbe pas la demi-milliardième partie de la chaleur totale rayonnée par le Soleil. Toutes les planètes réunies n'en absorbent que la 230 millionième partie, vu le faible angle de Tespace qu'elles occupent. Quant à la quantité totale de chaleur émise par le Soleil pendant chaque seconde, elle équivaut à celle que donnerait la combustion de onze quatrillions de tonnes de houille, quantité qui suffirait à faire bouillir en une heure trois trillions de kilomètres cubes d'eau prise à la température de zéro degré !

Connaissant, tout au moins d'une façon suffisamment approchée, les facteurs fondamentaux du rayonnement et la loi de leur absorption par l'atmosphère ; connaissant, d'autre part, les lois du mouvement de la Terre, qui font passer successivement tous ses points dans l'ombre et la lumière, qui changent l'obliquité des rayons solaires sur les points qu'ils frappent, nous pouvons prévoir ce qui va se passer au point de vue de réchauffement du sol suivant la latitude du lieu insolé et suivant l'époque à laquelle il reçoit les rayons.

Voyons d'abord ce qui se passe dans la zone équatoriale. En chaque point de cette zone, deux fois par an, le Soleil passe au zénith. Il y aura donc, pour ces points et à ces moments du passage, une insolation maximum. Comme ce passage se fait deux fois par an, il en résulte pour tous les points de la zone torride deux saisons chaudes et deux saisons froides. Dans rhémisphère nord, ces deux saisons chaudes sont séparées par un intervalle qui va en diminuant pour s'annuler au tropique même du Cancer : elles se confondentalorsenune seule, le passage au zénith ayant

lieu au solstice d'été. Pour les points de l'hémisphère sud, situé entre l'équateur et le tropique du Capricorne, c'est la même chose, sauf que c'est au solstice d'hiver que les deux saisons chaudes se confondent sous le tropique même. A l'équateur, les quatre saisons, deux chaudes et deux froides, alternent régulièrement.

Dans les zones tempérées boréales, le Soleil ne passe jamais au zénith, mais sa hauteur au-dessus de l'horizon au moment de son passage méridien augmente jusqu'au solstice d'été, pour décroître progressivement jusqu'au solstice d'hiver. Cette variation dans la hauteur de l'astre, par conséquent dans l'obliquité des rayons qu'il envoie, jointe à Tinégalité des jours et des nuits qui s'accentue à mesure qu'on se rapproche des cercles polaires, entraîne une oscillation annuelle de la quantité de chaleur reçue ; cette oscillation est symétrique par rapport au solstice d'été, qui correspond au maximum d'échaufîement, le solstice d'hiver correspondant au minimum. Ceci, naturellement, est dit pour l'hémisphère nord: c'est l'inverse pour l'hémisphère sud.

De là résulte la division naturelle de l'année en saisons météorologiques qui correspondent à peu près aux saisons astronomiques : une saison chaude, ïété (au lieu de deux, entre les tropiques); une saison froide, Vhiver (au lieu de deux, également) -et deux saisons tempérées, le printemps et Vautomne^ intercalées entre les deux précédentes. A mesure qu'on se rapproche du cercle polaire, l'oscillation annuelle des quantités de chaleur rayonnée prend une amplitude de plus en plus grande. Quant aux zones glaciales, la chute de température de l'été à l'hiver est plus brusque encore et arrive à réduire à leur plus courte durée les saisons intermédiaires, printemps et automne.

Les deux hémisphères ne sont pas traités, au point de vue des saisons, de façon identique. Tout d'aborë

Tm"

LES RADIATIONS ET l' ATMOSPHÈRE 135

les saisons, dans le Sud, sont inversées par rapport à celles de Thémisphère boréal : quand nous avons rhiver en Europe, il y a été dans l'Afrique du Sud et réciproquement; lorsque chante le printemps pour nous, c'est Tautomne qui fait tomber les feuilles sur la tête de nos collègues des antipodes.

Mais, en outre, les saisons semblables, les saisons qui portent le même nom dans les deux hémisphères, l'été de rhémisphère nord et Tété de Thémisphère sud, par exemple, n'ont pas le même caractère. Le Soleil, par suite de la forme elliptique que les lois de Kepler imposent à l'orbite de la Terre, est plus rapproché de la Terre pendant l'été de l'hémisphère sud que pendant le nôtre, qui sera donc plus tempéré que son homonyme du sud de l'équateur. Inversement, notre hiver est plus chaud que l'hiver austral, car l'obliquité hivernale des rayons du Soleil sera en partie compensée par le rapprochement plus grand du Soleil. Les saisons de l'hémisphère sud devraient donc être plus tranchées que dans l'hémisphère nord. Si cette différence n'est pas aussi sensible que le veut la théorie, cela tient à la prédominance des mers dans rhémisphère sud, tandis que l'hémisphère nord est surtout continental. Et l'on sait que la mer est le grand régulateur de température, le « volant thermique » du globe.

D'autres résultats sont faits pour nous intéresser, qui découlent des études actinométriques. C'est ainsi que, si l'on fait des observations, à l'actinomètre, d'une façon continue-, si l'on mesure à chaque instant en un lieu donné la quantité de chaleur envoyée par le Soleil, on constate que cette quantité varie sans cesse, alors même qu'un thermomètre ordinaire n'accuse pas de fluctuations dans la température ambiante. Pourquoi cette variation mystérieuse?

C'est que la température mesurée par un thermo-

mètre exposé dans Tair environnant et à l'abri de rinsolation directe, comme ceux que l'on installe dans les stations météorologiques, est une résultante qui dépend, non seulement de la quantité de chaleur que l'instrument reçoit au moment où on l'observe, mais encore de celle qu'il a antérieurement emmagasinée; tandis que l'actinomètre, soustrait par son principe même aux influences extérieures, n'indique que la quantité de chaleur reçue directement du Soleil.

C'est surtout la vapeur d'eau qui est le facteur actif dans le mécanisme de l'absorption atmosphérique. Durant l'hiver, la tension de la vapeur est plus faible que pendant l'été, à cause de la température plus basse : un volume déterminé d'air contient moins de vapeur qu'il n'en renfermerait pendant l'été. Il y a donc, de ce chef, moins d'absorption exercée sur les radiations solaires; par contre, les rayons solaires sont plus obliques, et apportent moins de chaleur, à cause de leur obliquité plus grande, d'abord, ensuite parce que, du fait de cette obliquité, ils sont obligés de traverser une épaisseur d'air plus considérable.

Quand l'atmosphère s'échauffe, c'est-à-dire quand vient l'été, cette dernière cause s'atténue, les rayons devenant plus voisins de la verticale. Mais alors, la température augmentant, la teneur en vapeur d'eau augmente en même temps et, de ce fait, les rayons subissent une absorption plus grande. Il y a donc là deux actions qui agissent toujours en sens contraire l'une de l'autre. On ne peut rien conclure a priori et force nous est d'interroger l'expérience, c'est-à-dire de s'adresser aux mesures faites avec l'actinomètre.

Or, le résultat de ces mesures est le suivant : le maximum de chaleur reçue a lieu à une époque intermédiaire entre l'hiver et Tété. C'est vers le mois de mai qu'a lieu ce premier maximum, dans nos climats, tout au moins.

Il est suivi d'un minimum pendant la première

LES RADIATIONS ET l' ATMOSPHÈRE 137

partie de Tété au cours duquel, par suite de Tabsorption due à l'excès de vapeur, l'intensité rayonnée diminue; puis il y a un second maximum en automne et, enfin, un second minimum en hiver.

Si, au lieu d'étudier la variation du rayonnement solaire au cours de l'année on l'étudié au cours d'une journée de vingt-quatre heures, on constate qu'il y a, chaque jour, deux maximaetdeuxminima. Les maxima se produisent, l'un un peu avant midi, l'autre avant le soir; ils sont séparés par deux minima; les amplitudes et les distances de ces maxima et de ces minima varient, d'ailleurs, d'un jour à l'autre.

Et c'est ici le moment de parler d'une sorte de « paradoxe actinométrique » dont les conséquences ont fait beaucoup de bruit à une certaine époque, il y a quelque soixante ans, au temps où commençaient à se dessiner les grands efforts en vue de la conquête des pôles.

Si l'on considère le jour du solstice d'été, le Soleil brille au-dessus du pôle nord vingt-quatre heures sur vingt-quatre : c'est le milieu du «jour polaire » de six mois; les rayons de l'astre font, ce jour-là, constamment, avec l'horizon du pôle, un angle égal à 23°l/2. Ce même jour, le Soleil, qui envoie ses rayons verticalement sur les points du tropique du Cancer au moment où il passe à leur méridien, envoie à l'équateur des rayons inclinés de 66°l/2, au moment de son passage au méridien, mais qui commencent par être rasants pour atteindre cette hauteur maximum, à partir de laquelle ils redeviennent de plus en plus obliques. De plus, la durée totale du jour équatorial n'est que de douze heures dont plusieurs correspondent à des envois de rayons très inclinés, alors qu'au pôle, le même jour, les rayons font toujours un angle de 2S^i/2 avec l'horizon et brillent sans interruption pendant les vingt-quatre heures de la journée.

En traduisant ces faits en chiffres, d'après les données de ractinométrie, on trouve que, le jour du solstice d^été^ la quantité de chaleur reçue du Soleil par le pôle nord est plus grande que celle reçue par un point de Téquateur, Cela semble paradoxal, a priori^ et cependant, c'est exact.

Or, vers le moment où Ton avait fait et publié ces calculs, un Américain du Nord, le D*" Kane, au cours d'une exploration arctique, avait découvert, au nord du détroit de Smith, tout à fait à l'extrémité septentrionale du Groenland, un vaste bassin où la mer était « libre de glaces » î On eut vite fait de rapprocher les deux résultats ; de là à conclure à l'existence normaie de la mer libre autour du pôle, il n'y avait qu'un pas.

Mais il fallut se rendre à l'évidence, et les expéditions polaires qui suivirent en firent l'expérience : la fameuse mer libre n'existait pas ! C'est bien un océan qui entoure le pôle, mais un océan congelé, recouvert d'une épaisse banquise sans cesse tourmentée par des convulsions que lui impriment ses contractions et dilatations successives, sans cesse transportée à la dérive par les courants polaires sur lesquels elle flotte, ainsi que Nansen a eu la gloire d'en apporter la preuve éclatante.

Cependant, le D*" Kane avait dit vrai : il avait « vu » la mer libre ; mais elle ne l'était qu'exceptionnellement, par suite d'un concours de circonstances qui avaient fait l'été polaire plus chaud que de coutume. C'est une circonstance analogue qui a permis à l'expédition de la Belgicay organisée par le' duc d'Orléans, de remonter, il y a quelques années, le long de la côte ouest du Groenland à une latitude plus haute que celles qui avaient été atteintes, et d'y découvrir la « Terre de France ».

Comment donc accorder cette mer généralement bloquée avec notre « paradoxe actinométrique »? U

LES RADIATIONS ET l'aI^MOSPHÈRE 139

suffît, pour cela, de réfléchir que Téquateur n'a que douze heures de jour, mais les a toute Tannée ; toute l'année il est échauffé par des rayons solaires qui, à midi, ne sont jamais inclinés de moins de Q6^i/2, sur la verticale, et sont, deux fois par an, verticaux : le sol échauffé ne se refroidit donc pas. Au pôle, au contraire, les rayons brillent pendant vingt-quatre heures au solstice d'été, mais c'est le seul jour où ils forment un angle de 23^*1/2 avec l'horizon : cet angle va en diminuant sans cesse, et pendant presque toute la durée du «jour polaire », ce sont les rayons rasants d'un pâle soleil^ qui éclairent les froides banquises arctiques. Ces rayons, par leur incidence presque rasante, subissent une absorption très grande, rencontrant sur leur chemin une masse atmosphérique considérable,' en même temps que du seul fait de leur obliquité, ils n'apportent au pôle qu'une minime quantité de chaleur. L'actinométrie n'est donc pas en opposition avec les faits.

Un problème à résoudre, un des plus grands qui intéressent l'humanité, sinon pour le présent, du moins pour l'avenir, est l'utilisation directe* de la chaleur solaire pour les besoins de l'industrie. C'est, par excellence, un « problème de l'atmosphère », car nous avons vu, par ce qui précède, que réchauffement du sol dépend de l'atmosphère et de sa transparence.

Pour cela, poussons plus loin nos calculs et cherchons la quantité de chaleur que le Soleil envoie pendant une année sur une surface d'un centimètre Carré.

Si cette surface était placée à la limite extérieure de l'atmosphère, au zénith de l'équdteur, en admettant pour la constante solaire la valeur A = 2,75, on trouve qu'elle recevrait du Soleil une quantité de chaleur égale à 449.000 calories. Plaçons maintenant ce centimètre carré, non plus à l'inaccessible

limite de ratmosphère, mais dans des conditions plus réelles, à la surface du sol et sous Téquateur : en supposant le coefficient de transparence égal à 0,8, on trouve qu'il recevrait, par an, 322.500 calories. La transparence 0,8 est, évidemment, une valeur élevée; mais, si nous faisons le calcul en supposant le coefficient de transparence égal à 0,6 (ce qui est une valeur très faible), on arrive au chiffre de 218.130 calories.

Nous pouvons, pour être certains, en restant au-dessous de la vérité, de ne pas exagérer nos résultats dans le sens favorable, prendre pour valeur moyenne du coefficient de transparence, à l'équateur, une valeur un peu inférieure à 0,7, ce qui est très admissible : alors, nous trouvons qu'un centimètre carré de sol équatorial reçoit du soleil, par an, une quantité de chaleur égale à 250.000 calories. Cette quantité de chaleur suffirait à fondre une couche de glace de 30 mètres d'épaisseur qui entourerait la Terre le long de la bande équatoriale; elle suffirait également à vaporiser « totalement » une couche d'eau de plus de 4 mètres d'épaisseur. Enfin, pour en donner une idée matérielle, elle équivaudrait à la chaleur dégagée par la combustion d'une couche de houille de 25 centimètres d'épaisseur, en prenant comme densité de la houille 1,4 et 8.000 calories pour valeur de sa chaleur de combustion.

Ce dernier résultat est du plus haut intérêt pour la question qui nous occupe. Il existe couramment, dans l'industrie des machines à vapeur de force moyenne, consommant un kilogramme de houille par heure et par cheval. J'insiste sur ce mot « force moyenne», car il représente un chiffre de consommation qui est un grand maximum ; dès que la force de la machine arrive à égaler ou à dépasser cent chevaux, la consommation de houille tombe très vite à 500 grammes par heure et par cheval.

LES RADIATIONS ET l' ATMOSPHÈRE 141

Mais prenons le chiffre maximum, le moins avantageux, de 1 kilogramme de houille par cheval-heure. Une telle machine, fonctionnant pendant huit heures par jour, consommerait donc 8 kilogrammes de houille : mettons même 10, pour être certains de rester au-dessous de la vérité. Cela ferait, par an, 3.600 kilogrammes. Comme la chaleur reçue sur 4 mètres carrés, à Téquateur, au cours de Tannée, équivaut à la combustion de 1.400 kilogrammes de combustible, on voit ainsi, par un simple calcul d'arithmétique, que la quantité de chaleur envoyée par le Soleil à Véquateur sur une surface de 10 mètres carrés (c'est-à-dire sur un carré de S"",!? de côté), pendant un an suffirait à faire mouvoir une machine à vapeur ' de la force d'un cheval de 75 kilogramme très, marchant toute l'année pendant huit heures par jour.

On voit donc, contrairement à Topinion de certains misonéistes insuffisamment documentés , combien sont légitimes les espoirs de ceux qui tenteront d'utiliser directement la chaleur solaire, dans ces régions nouvelles que la conquête européenne a récemment ouvertes à la civilisation, principalement au nord et au centre de l'Afrique, régions où la houille est rare, mais, en revanche, le ciel toujours pur et le Soleil toujours ardent. D'ailleurs, ces espoirs commencent à être des réalités. Déjà, en Australie et au Mexique, on a des chaudières chauffées par des réflecteurs et fonctionnant parfaitement. Enfin, au Caire, une Compagnie anglaise, la « Sun Power Co. » a installé une « usine solaire » d'une puissance de 100 chevaux. Les frais d'établissement en sont à peu près doubles de ceux d'une usine à vapeur de même puissance, mais elle peut lutter avantageusement et réaliser de sérieux profits dès que le prix du charbon est supérieur à 16 francs la tonne, ce qui est le cas en Egypte. Ainsi, l'antique conception d'Archimède et de ses miroirs

ardents revient occuper sa place dans Tesprit de ceux qui cherchent, et, au premier rang de ceux-ci, il faut placer le nom d'un modeste qui, bientôt peut-être, sera un illustre, d'autant plus facilement qu'il est mort : c'est celui de Mouchot. On a ri de ses petites chaudières solaires : bientôt peut-être la France s'enorgueillira de l'avoir compté parmi ses fils.

Le progrès consiste presque toujours à revenir à l'idée dont on est parti, non pas à revenir au même points comme on le ferait en parcourant indéfiniment et sans profit un cercle qui serait, par excellence, vicieux, mais à revenir au-dessus du même point ^ comme on le ferait en parcourant une spirale ascendante , qui ramène sur la même génératrice du cylindre, mais en s'élevant d'un pas pour chaque tour parcouru.

Ce n'est pas seulement pour cette question que le progrès consiste à revenir en arrière en s'élevant d'un degré. La plupart de nos grandes inventions modernes en sont de frappants et démonstratifs exemples. La première arme à feu, la couleuvrine du début, se chargeait par la culasse : puis, pendant plus de quatre siècles, on s'est mis à charger les armes par la bouche, jusqu'au moment où un homme de génie inventa la cartouche à inflammation par capsule. Alors on revint à l'idée du début, mais avec un immense progrès : on avait réalisé nos armes à feu modernes. De même pour le moteur à explosion : le premier moteur, conçu et réalisé par Denis Papin, fonctionnait par l'explosion de poudre qui, allumée dans le fond du cylindre, chassait vers le haut le piston moteur. L'action quelque peu brutale de l'explosif fit abandonner ce système; la vapeur eut son siècle de gloire et de progrès et, grâce à ces progrès qui perfectionnèrent l'industrie mécanique, on put revenir à l'idée du début; aujourd'hui, nos automobiles et nos aéroplanes fonctionnent à l'aide de moteurs dans la culasse des-

-yr.

LES RADIATIONS ET l'ÀTMOSPHÈRE 143

quels on introduit un mélange détonant gazeux auquel on met le feu par l'étincelle électrique : la conquête de Tair est due au moteur à explosion.

Je pourrais multiplier les exemples : je n'en citerai plus qu'un seul, parce qu'il correspond à un « retour en arrière » qui est en train de transformer la science : c'est celui de la théorie des atomes. Cette conception primordiale, qu'avaient eue les philosophes grecs, de la matière discontinue et formée de graios séparés est aujourd'hui, grâce à l'appoint de cent ans de travaux et de découvertes, l'assise fondamentale de la Physique nouvelle. Les atomes ne sont plus une chimère : nous avons vu, en parlant de l'optique de l'atmosphère, comment des physiciens étaient arrivés à les compter ! Ainsi , les idées d'Epicure et de Lucrèce, longtemps oubliées, souvent raillées, sont aujourd'hui à l'honneur et les découvertes auxquelles elles ont conduit légitiment grandement l'enthousiasme que suscite leur retour.

Et voici que, dans un ordre d'idées voisines, grâce aux immortels travaux de Becquerel, de Curie, de sir W. Ramsay, de Rutherford, la radioactivité des corps nous montre qu'ils semblent transmuables les uns dans les autres : c'est une autre oubliée qui reparaît, rajeunie par de récents exploits, c'est l'ancienne conception des alchimistes, c'est l'unité de la matière et la transmutation des éléments.

Oui, c'est vraiment l'hélice, l'hélice sur laquelle on s'élève en tournant, (jui est la véritable image du progrès !

Mais les radiations solaires ont encore une autre manière d'agir sur l'atmosphère et cette action est une action directement mécanique.

On connaît, depuis un demi-siècle, une force de la pâture que nos ancêtres ne soupçonnaient même pas : c'est la pression de radiation, dont l'existence fut

démontrée théoriquement*parJMaxwell en 1873 et ne fut constatée expérimentalement que beaucoup plus tard par Bartholi. L'importance de cette pression de radiation dans les questions cosmogoniques est considérable ^ : plusieurs théories astronomiques reposent sur elle, notamment la formation des queues cométaires, la formation des jets de la couronne solaire. C'est elle qui lance dans l'espace les poussières électrisées chassées du Soleil lors des incessantes éruptions du Soleil : la grandeur de cette pression est mesurée par la quantité d'énergie contenue dans l'unité de volume. Cette pression est extrêmement petite : si l'on imagine un corps noirci placé contre la surface du Soleil, la radiation envoyée par celui-ci sur la surface du corps noirci y exerce une pression de j^mgr 3^4 pj^p centimètre carré. Mais l'importance relative de la pression de radiation exercée sur un corps augmente à mesure que le corps devient plus petit. Pour une sphérule dont le diamètre serait un peu inférieur à un micron, c'est-à-dire à un millième de millimètre, et qui serait placée près du Soleil, la force de la radiation l'emporterait sur l'attraction de l'astre et la sphérule serait « chassée » loin du Soleil. Ainsi, sans doute, nous parviennent des poussières émises par l'astre central. Si la sphérule • a un diamètre encore plus petit, 0°''",00015, la pression de radiation serait 10 fois plus forte que l'attraction et la sphérule serait « lancée » dans l'espace.

Or, dans notre atmosphère ^pxiste une foule de corpuscules^très petits. Je ne parle même pas des poussières matérielles d'origine volcanique, organique ou minérale. Je parle des molécules de ses gaz constitutifs, dont nous avons signalé la réalité objective. Les radiations qui les rencontrent doivent, bien qu'affai-

1. Voir la Vie et la Mort du Globe, par A. Berget, 1 vol. Flammarion, éditeur (Bibl. de Philos, scient.).

Ék

LES RADIATIONS ET l' ATMOSPHÈRE 145

blies par la distance qu'elles ont parcourue, exercer sur elles leur inévitable pression : il s'agissait de voir si ces prévisions de la théorie sont réalisées effectivement.

C'est ce qu'a réussi à constater, au cours d'expériences d'une extrême délicatesse, le professeur Lebedeff : il a fait passer un rayon lumineux très intense dans une masse gazeuze produisant une absorption sélective des faisceaux. Le déplacement du gaz, dû à la pression de la lumière, est révélé par le mouvement d'une valve extrêmement légère et équilibrée à l'aide d'une suspension .aussi délicate que possible. Naturellement, toutes précautions ont été prises pour éliminer les facteurs qui pourraient fausser les mesures par des influences perturbatrices.

Dans ces conditions, les expériences ont permis de constater que les gaz prennent, sous l'influence de la lumière, un mouvement de translation et que les forces de translation sont proportionnelles, dans la limite quantitative des expériences , à la quantité d'énergie incidente et au coefficient d'absorption de la masse gazeuse traversée.

Mais alors le problème de l'origine des mouvements de l'atmosphère se présente sous un aspect inattendu : au lieu d'avoir à tenir compte uniquement des différences de densité causées par l'inégal échauffement des masses d'air, voici qu'il faut faire intervenir une force de translation provenant de l'irradiation directe î Nous voilà loin' des eJ{)lications simples que nous donnons, par ailleurs, du mécanisme des vents généraux, et qui sait à quelles conclusions ne nous amèneront pas ces expériences quand elles seront poussées davantage et que leur discussion sera reprise par une analyse plus approfondie ?