CHALEUR SOLAIRE

donné, pendant les mois (l*août et de juillet, une moyenne de 0,4904. M. Forbes est arrivé, en Suisse, au nombre de 0,680 ; et M. Quételet, à Bruxelles, à 0,615. Les différences entre ces divers résultats tiennent surtout aux varia-

. lions que subit la pureté de Tatmosphére.

GiMUevr totale émise par le soleil. — Considérons une surface spbériqoe ayant pour rayon la distance moyenne D du centre du soleil à la terre.

' Clûiqnc centimètre carré de cette surface reçoit par minute 1,7653•*^ et la surface entière, 1,7653 x 4TrD'^ calories. Cette quantité de chaleur représente la totalité de la chaleur émise par le soleil dans toutes les directions. Chaque centimètre carré de la surface solaire rayonne donc, pour sa part, cette même

quantité divisée par 47rR^ R étant le rayon du soleil; ce qui fait i,7633— .

Or, si nous menons du centre de la terre T {fig. 812) une tangente au disque

[ solaire «, nous aurons, dans le triangle rectangle T«r, — = -—r-- En faisant

le calcul, on trouve 84888 calories. Cette quantité de chaleur serait capable de

fondre, en une minute, une couche de glace

qui recouvrirait la surface du soleil , et aurait

il",80 d'épaisseur; ou en un jour une couche

de 4 lieues et {^ , et en une année une couche

de 1547 lieues.

Tels sont les résultats trouvés par M. Pouillet; Fig. 842.

ils ne s*appuient sur aucune hypothèse et ne

dépendent que de Texactitude des indications données par le pyrhéliomètre. Mais remarquons que ces indications ne sont qu'approximatives; car le noir de fumée diffuse une portion de la chaleur incidente (741), et quand on multiplie le résultat obtenu pour i centimètre carré, par le nombre qui représente la surface immense que Ton considère ensuite. Terreur est multipliée par le même nombre. Les résultats définitifs ne font donc que donner un aperçu très remarquable des quantités de chaleur reçues par la terre, et émises par le soleil.

^••6. Depuis les expériences de M. Pouillet, divers observateurs ont fait des recherches sur la radiation solaire et sur l'absorption des rayons par raimosphère. M. Forbes a publié un long Mémoire dans lequel il rapporte les observations qu*il a faites de 1832 à 1842, avec M. Kaemtz, au moyen de Tactinométre de De Saussure et d*autres appareils remplissant le môme objet ' . Il résulte de ces expériences que : 1"* la radiation solaire est beaucoup plus forte sor les montagnes que dans les plaines. Ce résultat, déjà constaté par. Saussure, a été déduit d'observations faites à Brienz et sur le Faulhorn, dont le niveau diffère de 21 19"*; il s'explique parla différence d'épaisseur de la couche atmosphérique. 2» La proportion absorbée par une couche d'air est

i PkU. magot, (4842); et BibL deGen, (arch. dessc., 4842), t. XLI, p. 479.

d*autant plus faible que les rayons ont déjà traversé une couche plus épaisse. Ce qui tient à ce que certains rayons, les rayons obscurs, sont plus facilement absorbés par Tatmosphére, que les rayons lumineux ; les premiers forment i peu près les 0,8 du nombre total. Cela revient à dire que l*atmosirfiére est thermochroïque, de même qu*elle est colorée. La proportion de chaleur qoe conserve un rayon qui traverse verticalement Tatmosphére par un temps clair, est comprise entre la moitié et le quart de celle qu*il possède avant son entrée dans Fatmosphère. 3o L'intensité diminue sensiblement en progression géométrique quand Tépaisseur traversée ne dépasse pas quatre fois la hauteur de l'atmosphère. Il faudrait conclure de là que la quantité de chaleur qui arrive à la terre est bien plus faible qu'on ne l'avait cru d'abord.

Des expériences de Melloni montrent bien que l'air est thermochroîque; il a constaté qu'une lame d'eau laisse passer 0,60 de la chaleur incidente à midi, et 0,3!2 seulement, une heure environ avant le coucher du soleil. Le cristal de roche enfumé laisse, au contraire, passer 0,62 de la chaleur, une heure avant le coucher du soleil, et 0,30 seulement à midi. M. Volpicelli a multiplié ces sortes d'expériences, avec un grand nombre de lames différentes.

Nous citerons encore les expériences de M. de Gasparin, faites au moyen d'un instrument particulier' : une boule en cuivre mince, de 10** de diamètre, recouverte de deux couches de noir de fumée, est exposée aux rayons solaires; à son centre se trouve la boule d'un thermomètre. Cet appareil très simple a donné des résultats qui s'accordent suffisamment avec ceux que fournit le pyrhéliomètre. M. de Gasparin a trouvé, près de Tarascon, au mois de fé>Tier 1853, que la proportion de chaleur solaire arrivant à la terre était 0,68 de celle qui traversait l'atmosphère. M. Hacghens, au moyen du même instniment, trouvait le 1«'' mai, h Versailles, 0,4-31 à 8 heures du malin, 0,7'276 à 1 1^50■, et enfin 0,7590 à 6 heures du soir.

i097. Température des différents points du disque solaire. — L'éclat est un peu moins vif près des bords du disque solaire que dans les pîirties centrales. Ce résultat, constaté par différents observateurs, se voit immédiatement sur des images du soleil obtenues très rapidement au daiîuerréotype par MiM. Fizeau et Foucault. Le P. Secchi a reconnu, en 185:â, qu'il en est de même de la chaleur, c'est-à-dire que les rayons qui partent des bords du disque sont plus faibles que les autres ^. Pour le constater, il disposa la pile d'un thcrmomultiplicateur sur le prolongement de l'axe d'une lunette astronomique montée parallactiquement, c'est-à-dire* mise en communication avec une horloge qui lui fait suivre le soleil dans son mouvement diurne. In large écran, porté par le tuyau delà lunette, abritait l'appareil thermométrique, des rayons directs du soleil et du rayonnement de l'atmosphère. La pile était garnie de doubles diaphragmes présentant une fente horizontale qui laissait

> Complcs-rendiis des séances de l'Académie des sciences de Paris, t. XXX VI, p. 676. '^ Comples-Tcndus des séances de l'Acad. des sciences de Paris, t. XXXIV, XXXV cl XXXVl.

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huit soudures à découvert. Il se forme au-delà de Toculaire de la lunette, comme nous Texpliquerons dans Foptique, une image amplifiée du soleil, que Ton peut recevoir sur un écran. La pile est placée de manière à recevoir sur sa base, la partie de Timagc qui correspond au point du disque solaire que Ton yeut observer.

Le P. Secchi a reconnu, par ce moyen, que : i® la température va en diminuant du centre du disque solaire au bord, où la température est presque moitié 7 de celle du centre. Ce résultat peut s'expliquer en admettant que les rayons, * avant de parvenir à la terre, ont à traverser une atmosphère absorbante qui envelopperait le soleil au-delà de la photosphère (i09â) ; il est évident que les rayons qui partent des bords du disque ont à traverser une bien plus grande e; épaisseur de cette atmosphère que ceux qui partent du milieu du disque. S<* La ^ température n*est pas la même partout à égale distance du centre ; les régions ■ p<riaires sont moins cliaudes que les régions équatoriales. 3» Il semble aussi Ç que les différentes faces que le soleil nous présente successivement dans son - mouvement de rotation, n*ont pas la même température. Ce fait avait été déjà reconnu par M. Buys-Ballot à TObservatoire d'Utrecht. A^ Dans le voisinage des taches, la chaleur est plus faible, et lesfacules ne produisent pas d'augmentation appréciable de température.

Il semble enGn résulter de la comparaison des années pendant lesquelles le. soleil a présenté beaucoup de taches, à celles où il n'en avait que très peu, que la température moyenne des premières est un peu plus basse que celle des autres. Mais la différence étant très peu prononcée, ce résultat a besoin d'être confirmé par de nouvelles observations.