Le soleil quantifié
Un rayon de 700 000 km, une masse totale de 2.1027 tonnes, une température absolue externe voisine de 6000°K, mais interne de près de 15.106 °K, tel se présente aux astronomes modernes l'astre solaire autour duquel gravitent la terre et les autres planètes. On pense que l'énergie extraordinaire fournie par le soleil a pour origine la transformation continue de l'hydrogène, son constituant essentiel, en hélium, et sa masse est telle que l'on estime que cette réaction pourra continuer, sans s'affaiblir, pendant plusieurs milliards d'années. Sa surface lumineuse, ou photosphère, émet vers la terre des rayons visibles (0,4 à 0,7µ environ de longueur d'onde), et d'autres rayons, de plus grande et de plus courte longueur d'onde, partiellement arrêtés par notre atmosphère, de telle sorte que, pratiquement, la surface de notre globe reçoit surtout, directement du soleil, des rayons dont la longueur d'onde est comprise entre 0,25 à 0,30 µ (limite de l'ultraviolet) et 2,5 à 3 µ (limite de l'infrarouge).
En outre, une autre partie des rayons solaires
est absorbée par l'atmosphère de la terre, laquelle s'échauffe
et émet alors, vers l'intérieur, des rayons de plus grande
longueur d'onde (de 3 à 35 ou 40µ environ).
Des radiations différentes sont
reçues par la terre, en provenance du soleil, mais leur intensité
est infiniment plus faible que celles qui viennent d'être énumérées ;
elles sont surtout perceptibles lors des éruptions qui agitent, périodiquement,
la surface de cet astre. Ce sont d'abord des ondes hertziennes (dont la
longueur d'onde varie de 1 cm à 20 m environ) ; leur intensité,
souvent négligeable, peut, en cas d'éruption solaire, être
multipliée par mille, ou même par un million. Ce sont aussi
des rayons de très haute énergie (X et gamma par exemple),
dont la longueur d'onde est de quelques fractions de micron, qui se manifestent
par les aurores polaires dans la haute atmosphère, ou bien, après
de multiples chocs avec les molécules de l'air (enrichi en ozone
en haute altitude), parviennent au niveau du sol considérablement
affaiblis. Les mesures effectuées grâce aux satellites artificiels
ont permis, ces dernières années, de faire avancer considérablement
nos connaissances en ce domaine.
L'énergie totale reçue du soleil, en une journée, par la terre (de rayon R), en admettant comme constante solaire (nombre de calories/gramme par centimètre carré et par minute, interceptées en moyenne par la section droite de notre globe), le chiffre de 1,94, est fournie par la relation suivante:
Sur le total de 700 ly, 300 ly environ
(à peu près 43 %) proviennent directement du soleil et du
ciel (sous forme de rayons de relativement courte longueur d'onde - 0,25
à 3µ, comme
il est dit plus haut); le surplus vient de. l'atmosphère, sous forme
de rayons infrarouges de plus grande longueur d'onde.
Or, on admet, depuis PLANCK, EINSTEIN, DE BROGLIE (pour ne citer que les physiciens qui ont apporté les vues les plus nouvelles en cette matière), que les radiations sont constituées par une infinité de corpuscules d'énergie, les photons, associés à des ondes électromagnétiques. Ce concept est, du reste, assez difficile à assimiler complètement, mais il est nécessaire de l'admettre, si l'on veut rendre compte de tous les effets des radiations. EINSTEIN définit lui-même ces photons, comme de petits grains, des " pois " de lumière, se déplaçant à une très grande vitesse, non susceptible d'être dépassée (300 000 km par seconde dans le vide absolu). Chaque photon est porteur d'un " quantum d'énergie ",
variable avec la longueur de l'onde qui lui est associée, et à laquelle il est relié par une expression simple :
Par exemple, et d'une façon
approximative, l'énergie d'un photon violet, à l'extrémité
du spectre visible, est de 3,12 eV, celle du photon rouge, à
l'autre extrémité du même spectre, de 1,77 eV.
C'est dans ce sens que l'on peut dire
que l'énergie des radiations solaires est quantifiée.
Nos 300 ly/jour, chiffrant l'énergie reçue en moyenne,
à la surface du globe, sont représentés matériellement,
dans cette théorie, par un nombre extrêmement grand de
photons. Par analogie avec le nombre N (6.1023), bien connu
des chimistes, et qui représente le nombre des molécules
réelles contenues dans une molécule - gramme de matière,
les physiciens utilisent une unité spéciale : "
l'einstein "qui correspond à la somme d'énergie
fournie par N (6.1023) photons, qui, selon la longueur d'onde
associée à ceux-ci, s'exprime également en calories/gramme,
watts, ou joules.
Voici du reste un petit tableau qui résume les caractéristiques principales de quelques rayons visibles :
Le rayonnement solaire comprend, on le sait, des radiations
de longueur d'onde et d'énergie différentes ; ceci
résulte, à la fois, de considérations théoriques
et de données expérimentales. D'une façon assez
grossière, on peut ainsi estimer qu'en une journée moyenne,
chaque centimètre carré de surface horizontale de notre
globe reçoit, du soleil et du ciel, de 3 à 4.1021
photons. Cette évaluation est, naturellement, faite avec une
très large approximation.
