II. Ghalear solaire

1002.' Du soleil. — La source la plus abondante de chaleur pour li surface du globe est le soleil. L'exposition aux rayons solaires se nomitr insolation.

Nous ne savons rien de la cause qui engendre la quantité immense de chal'^ir qui s'échappe du soleil. Cet astre se présente à nous sous forme d'un disqof soutendant un angle de 3"2' en moyenne; son diamètre est égal à IlifiM* celui de la lerre, et, par conséquent, son volume h 1 4049^8 celui de i-^ dernier globe. Le soleil tourne sur lui-mt^me en 25,34 jours.

Examiné au télescope, le soleil se montre parsemé de rides ou de points, nommés lucnles , jilus brillants que le reste de la surface , que HersdtfH compare, j)our l'aspect, à la peau d'une orange.

Le plus souvent, on remarque sur le soleil, des taches obscures, de dimnisions (juelquefois assez considérables pour qu'on puisse les distinguer sU* instrument grossissant. Elles ont alors un diamètre apparent de 30* aurartiB>. ou y'v de celui du soleil ; ce qui correspond ai à 2 fois le diamètre de b terre, ou environ 13,000 kilomètres. Le nombre des taches est très variabir: quelquefois il n'y en a aucune pendant plusieurs mois. Elles sont changeanli^. on en voit assez souvent se transformer à vue d'œil et disparaître, d'autres i"'^i^ elles persistent assez longtemps pour qu'on puisse les observer pendant fin»: ou six révolutions consécutives du soleil. Souvent elles sont disposées p»'

groupes. On nen foit que très raremenl au-<ieià rie 35^ de part et d'autre de l*équateur solaire. La (ig. 807 représente une portion du disque du soleil avec plusieurs groupes de taches.

Il i*U k remarquer que les taches qui ne sont pas trop petites, sont roinposée!;

Fig 807.

f de deux parties dislinrle^; l'une très sombre à contours nets, l'autre qui

entoure la première, moins foncée, d'une teinte à peu près unifornie, si ce

'est près du contour de la tache oii elle parait un peu plus claire; on la nomme

la pénombre. Vue avec un grossissement suffisant, elle

Lpréseiile une apparence niyonuec [pu* 808).

Quand une tache se trouve rapprochée du bord ciu disque solaire, on remarque que la pénombre disparait du côté du centre de Tastre, taudis qu'elle per- ^^^^^^ siste du cùté du bord. Enfin, la EpWgP surface du soleil présente souvent des parties plus brillantes que le ~" reste, nommées [amies, et qui pré-

Fig, 80». cèdent souvent les taches el annon-

cent leur apparition. Quelquefois les nies se montrent au point où une tarhe vient de ¥\^, 80t».

isparaître.

Consiltntiaii [ihysiqiiedti«>lcll.^ Pour expliquer les faits qui précèdent, i suppose que le soleil est composé d'un globe peu lumineux G t//j^. 809) enveloppé d'une eourhe plus brillante ce, qui en est a une certaine distajiçe, recouverte elle-m^me d'une atniospljère gazeuse p;> d'un éclat éblouissant. nommée phoioëphére, dont la surface ondulée forme les luculeë. SU se forme

dans ces deux enveloppes, qui ne se touchent pas, des ouvertures correspondantes s, 00, dont la seconde soit plus grande que la première, un observatnr placé en R verra la partie s du globe obscur, et, tout autour, une portion de h couche ce, qui formera la pénombre. On comprend maintenant pourquoi b pénombre disparaît du côté opposé au bord du disque solaire, quand la UAt 0)lf(Mlhe de ce bord; c*est qu'elle est vue obliquement. Par 4Mfifie, u ■WMÎMIIteur placé en R' ne verrait pas de pénombre du côté R'. Mà-tomation des ouvertures des deux enveloppes, on suppose qu*il i tlitt'IlOyau obscur, des courants violents de gaz qui percent les enveloppcMffû, ^»%e dilatant par leur force expansivc, produisent une ouverture pisldvge kfems la photosphère que dans la couche mférieurc. Les facules qui i '«Mttvent près des taches, s'expliquent par Taccumulation de la matière In ^iMMilée autour de Touverture produite par le gaz , et les lignes div f jl^. 808) par Tirrégularité des bords des ouvertures, qui sont commet 'Ango a confirmé Texistence d'une photosphère gazeuse, en mon i\à hMnière du soleil n'est pas polarisée. Nous verrons, dans roptique^tfVia ^esi dé-méme de la lumière des flammes, tandis que celle qui énianMe««irpi soKdes^iOu liquides incandescents est en partie polarisée. RemanfHns^fiie le noyau sombre du soleil n'est pas nécessairement obscur,' c^ir tout corps paraît noir à côté d'un autre très éclatant ; c'est ainsi que la flamme d'une bou$ne paraît sombre quand on la projette sur le disque solaire. Enfin, il semÛf résulter de l'observation des éclipses totales du soleil, qu'il existe au-delà de la photosphère, une matière lumineuse qui apparaît pendant les éclipses soc* forme d'une lueur difl*usp, rayonnée, diminuant d'intensité à mesure qu'elif s'éloij^ne de l'astre, et présentant une largeur à peu près égale au diamètre dt disque solaire.

i093. QUANTiTi DE CHALEUR FOUiuiiE FAB LE SOLEIL. — La quantité de chaleur que le soleil communique dans un temps donné à une surface sur laquelle ^^ rayons tombent normalement, dépend de la hauteur de l'astre au-dessus dr l'horizon, et de \'éU\i de pureté de l'atmosphère. Chacun a pu remarquer combien la chaleur du soleil est faible quand il vient de se lever ou quand il est prés de se coucher, même quand le ciel est pur. lien est de même deli lumière qu'il nous envoie ; c'est pourquoi nous pouvons, sans inconvénient, regarder directement cet astre quand il est près de son coucher. Ces résultat» s'expliquent facilement : l'air absorbe une partie de la chaleur qui travers*' l'atmosphère, en s'échaufl'ant à ses dépens ; et la couche traversée est d'autant plus épaisse que le soleil est plus près de l'horizon.

De Saussure, un des premiers, a cherché à déterminer par l'expcrienfel' quantité de chaleur que le soleil fournit pendant une minute à l'unité dr surface. Il employait pour cela un appareil nonimé héiwthermomètre, consistaiti en un thermomètre renversé, dont le réservoir noirci occupait l'intérieur duo:' boîte en liège recouverte en dedans de noir de fumée, et fermée en dessus jur des lames de verre. L'appareil étant orienté de manière à recevoir les rayons