II

LES VARIATIONS A COURT TERME
DE L'ACTIVITÉ SOLAIRE

Une bien instructive controverse s'est élevée et se continue depuis longtemps déjà entre géophysiciens, au sujet des variations à court terme de l'activité solaire; à côté d'opinions extrêmes, énergiquement défendues, des solutions intermédiaires se font jour, qui pourront peut-être amener une conciliation, ou poser autrement le problème.

On comprend que le fascicule du MÉMORIAL DE L'OFFICE NATIONAL MÉTÉOROLOGIQUE où M. H. Helm Clayton, l'un des plus déterminés partisans des variations en litige, expose ses expériences, soit précédé d'une prudente préface historique du Général Delcambre. On nous promet d'ailleurs de donner, dans cette même collection, des études prises dans les différents camps. L'intérêt n'y perdra pas.

Comme il arrive en semblables occasions, l'aspect d'ensemble de la question est plus profitable que les analyses de détail; il permet mieux d'apercevoir la part de vérité inhérente à chaque thèse. Mais le seul travail de M. H. H. Clayton, pas plus d'ailleurs que l'éditorial nécessairement sommaire du général, ne suffiraient pas à nous documenter. Nous ferons donc état ici de plusieurs autres pièces du débat, et surtout des écrits récemment parus de MM. Marvin et Clough dans la MONTHLY WEATHER REVIEW de Washington, comme aussi de trois notes de M. Ladislas Gorczynski.

Que la météorologie terrestre soit principalement sous la dépendance de l'activité solaire, c'est là un fait hors de conteste, et depuis longtemps inscrit en toutes lettres dans le plus humble traité de météorologie. La vieille méthode, un peu simpliste, des moyennes climatologiques avait déjà mis la chose en évidence. Climats, saisons, variations de température, d'humidité relative, de précipitation, etc., sont en dépendance nette du double mouvemert de rotation et de translation de la terre. Dans certaines régions.

tropicales, où les perturbations accidentelles sont plus rares, le parailélisme demeure étroit entre les graphiques représentant la marche des différents éléments atmosphériques, pression barométrique comprise, et le tracé des déplacements du soleil en déclinaison.

En Australie, comme sur les hauts plateaux de Madagascar, la corrélation est particulièrement nette.

Jusqu'ici c'est une action calorifique du soleil qui est mise en évidence. Mais l'activité solaire peut se manifester sous d'autres formes, électrique par exemple ou magnétique, comme dans les aurores boréales et les oscillations de l'aiguille aimantée.

Faut-il, sans risque de sombrer dans l'astrologie, aller chercher en dehors de notre globe les causes de toutes les perturbations qui agitent notre atmosphère ? On peut mettre hors du débat les planètes, qui jouent un si grand rôle dans les prédictions anciennes, et la lune elle-même ; n'ayant pas d'activité propre, elles n'agissent que par leur pouvoir réflecteur ou par leur masse; l'attraction sur l'atmosphère est vraiment trop faible pour y produire les effets mécaniques si longtemps attribués à notre satellite, à l'astre des marées. L'étude du soleil concentrera donc l'attention des chercheurs.

Voici des siècles que l'on a remarqué des taches sombres, voilant à certaines époques une partie de son disque lumineux. Depuis que l'homme a appris à utiliser la lunette astronomique, ces taches ont fait l'objet d'études suivies. Des observatoires, tel en Espagne l'observatoire de l'Ebre, se consacrent exclusivement à l'examen de cette forme des variations de l'activité solaire. Il importe peu au présent exposé que l'on y voie des tourbillons de matière électrisée ; pour ne pas sortir d'un sujet déjà vaste, il nous suffit de noter qu'on s'accorde à considérer dans ces divers signes (taches, protubérances, facules, couronne, etc.) autant de manifestations d'une activité interne variable, de période plutôt longue puisque le cycle principal est parcouru en II ans environ. Certains calculateurs s'attachent à prouver des périodicités plus courtes : leurs résultats ne sont pas encore assez décisifs pour entraîner la conviction de tous. Ce cycle de II années se retrouve dans les variations du

magnétisme terrestre ou des lueurs boréales. Par contre, en météorologie l'influence nette de la période undécennale n'est apparente que dans la fréquence des cyclones de l'Océan Indien, relevée par Meldrum pour la région intéressant Madagascar, La Réunion et Maurice.

On a pensé que ces variations dans l'activité solaire, révélées par les taches, pouvaient amener aussi des changements dans le rayonnement thermique de l'astre, et par contre-coup dans la quantité de chaleur reçue par la terre : or cette chaleur fournit la force motrice à tous nos éléments météorologiques. D'où un intérêt renforcé par les études déjà entreprises sur la radiation solaire.

L'objet pratique de ces recherches est double, car il s'agit en somme de découvrir le rapport entre l'activité radiante. du soleil et l'état de l'atmosphère terrestre, ou, selon les procédés classiques de la méthode expérimentale, quelles corrélations éventuelles existent entre les fluctuations de la radiation solaire, et celles des différents éléments météorologiques de la terre.

On a essayé de séparer les deux termes de ce rapport, les astrophyciciens s'occupant du premier terme, c'est-à-dire de la radiation solaire, les météorologistes appliquant à leur science propre les résultats des astrophysiciens.

On se rend compte aussitôt que la difficulté la plus considérable réside dans la mesure de la radiation solaire et de ses variations possibles. Cette radiation, en effet, ne nous est accessible qu'à travers la masse atmosphérique entière; une variation dans ce rayonnement ne sera connue que par la comparaison de deux mesures consécutives, séparées par un certain intervalle de temps. Mais la hauteur du soleil au-dessus de l'horizon varie d'une manière continuelle, et avec elle l'épaisseur de la couche atmosphérique traversée par les rayons lumineux et calorifiques. Donc, si rapprochées dans le temps que soient nos deux mesures, il faudra faire intervenir cette modification dans le trajet des rayons incidents. La loi fondamentale de Bouguer permet, il est vrai, de tenir compte de l'épaisseur de la couche. « Pour un coefficient donné de transparence, les quantités de chaleur transmises décroissent en progression géomé

trique quand la masse atmosphérique traversée croît en progression arithmétique » (1).

La difficulté n'est pas complètement résolue ; il y a dans l'énoncé de la loi une hypothèse « pour un coefficient donné de transparence ». Or l'atmosphère est loin d'être homogène; déjà à la surface du sol nos instruments enregistrent constamment des modifications de température, de pression, d'état hygrométrique, donc des variations de densité, que nos sens ne perçoivent pas. Il faut souligner en particulier le rôle de la vapeur d'eau, et ne pas oublier celui des poussières en suspension dans l'air. Nos mesures sont faites à la surface du sol ou tout au moins dans ces couches, relativement basses par rapport à l'épaisseur entière, que nous pouvons seules atteindre actuellement. Il n'y a pas, dans cette masse hétérogène, d'équilibre statique véritable les sondages aériens révèlent, par le temps le plus clair, la coexistence de courants superposés dont la direction, la vitesse, l'état hygrométrique, l'épaisseur, la température varient.

On ne mentionne pas ici les nuages, dont le rôle est si important pour l'absorption et le rayonnement de chaleur : les mesures de la radiation solaire ne s'effectuent que par ciel dégagé.

En somme, nous mesurons la radiation solaire telle qu'elle parvient à la surface du sol, à travers l'atmosphère ; nous voulons en conclure la valeur de cette radiation avant qu'elle ait subi l'absorption atmosphérique. Il est clair que nos évaluations de la radiation absolue ne seront vraiment comparables entre elles que dans la mesure où elles seront affranchies de l'influence perturbatrice de l'atmosphère terrestre.

Nous croyons en avoir dit assez, dans ces quelques lignes très sommaires, pour faire apercevoir l'extrême complexité du problème que les astro-physiciens n'ont pas craint d'aborder. Si, dans leur tâche ardue, ils n'avaient pu réussir adéquatement, si leurs calculs les plus minutieux ne parvenaient pas à libérer la radiation mesurée de toute trace de son passage dans l'air, si les résultats passés au crible

(1) Nous citons d'après Angot, Traité élémentaire de Météorologie. Paris, Gauthier-Villars, 1899, p. 17.

des procédés analytiques les plus serrés, prêtaient encore par leurs résidus matière à discussion, nous ne nous en étonnerions pas. Il y aurait plutôt lieu d'admirer que la patiente ingéniosité et le labeur opiniâtre de savants comme le Docteur Abbot aient pu pousser si loin le perfectionnement des méthodes et la rigueur des calculs.

Soit I l'intensité de la radiation solaire en dehors de l'atmosphère, i l'intensité mesurée à la surface du sol, à travers une couche atmosphérique d'épaisseur m, soit a le coefficient de transparence (d'aucuns disent de transmission) à l'instant considéré, la loi de Bouguer s'exprime avec ces symboles par la formule :

i

I am

Mais la radiation solaire est composée : chaque radiation élémentaire a sa longueur d'onde, son intensité propre emise et reçue, son coefficient de transparence. L'intensité totale de l'émission, I,, est la somme de ces intensités partielles :

L'appareil de mesure qui enregistre sur la terre la radiation calorifique totale pour une masse d'air d'épaisseur m donne :

...

Avec cette simple notation, on voit immédiatement la difficulté éprouvée pour l'évaluation correcte de I。 ; m peut être connu avec une précision suffisante, en fonction de la distance zénitale du soleil; I, I, I, sont autant de variables indépendantes qui ne relèvent que de l'activité solaire; a, a, a ... sont aussi des variables indépendantes, sur lesquelles l'action de l'homme s'exerce de façon très limitée par le choix du lieu et de l'heure d'observation.

Mais il est temps d'arrêter ces considérations générales, pour voir ce qui a été fait, et dans quelles proportions les résultats obtenus demeurent discutables.

Comme on l'a déjà remarqué en passant, ce que les observateurs cherchent à déterminer, c'est la radiation calorifique totale du soleil en dehors de l'atmosphère terrestre. La constante solaire, si constante il y a, serait la quantité de chaleur que le soleil envoie dans l'unité de temps sur une