LA GENÈSE DU GLOBE LUNAIRE ET LES CONDITIONS PHYSIQUES
A SA SURFACE.
On connaît la conception séduisante par laquelle Laplace a tenté de
résumer dans ses grandes lignes la formation du système solaire.
Présentée par l'illustre auteur, «avec la défiance que doit inspirer
tout ce qui n'est pas un résultat de l'observation ou du calcul»,
l'hypothèse nébulaire prend plus de précision et de consistance à mesure
que l'on considère des époques plus rapprochées de la nôtre, des états
plus voisins de l'état actuel. Elle est capable, en particulier, de
fournir des indications précieuses si on l'applique au système restreint
formé par la Terre et la Lune, et dans lequel le Soleil intervient comme
agent de perturbation.
L'état primitif nous est absolument inconnu et celui dont Laplace est
parti ne représente pas même ici une approximation vraisemblable. La
marche rationnelle serait donc la suivante: partir de l'état actuel,
introduire comme fonctions du temps les principaux éléments du système,
volumes, densités, durées de rotation et de révolution; former les
équations différentielles dont ces fonctions dépendent; les intégrer au
moins approximativement; dans les intégrales, donner au temps des
valeurs positives ou négatives, suivant que l'on veut prévoir l'avenir
ou reconstituer le passé.
Ce programme, pris à la lettre, dépasse encore les ressources de
l'Analyse. Il faut le modifier en partant d'un état fictif, aussi voisin
que possible de l'état actuel, mais choisi de manière à faciliter le
calcul. On peut espérer obtenir ainsi au moins un aperçu de la manière
dont les choses se sont passées. La tentative la plus heureuse qui ait
été faite dans ce sens est celle de M. G.-H. Darwin, dont les Mémoires
ont paru dans les _Philosophical Transactions_. Nous allons essayer de
résumer ici les conclusions du plus important[10].
[Note 10: G.-H. DARWIN, _On the precession of a viscous spheroïd and on
the remote history of the Earth_ (_Phil. Trans._, vol. CLXX, 1879).]
M. Darwin suppose la Terre et la Lune encore fluides et homogènes, la
viscosité constante, le plan de l'orbite lunaire en coïncidence avec le
plan de l'écliptique. Les autres éléments, partant de leurs valeurs
actuelles, vont varier, et la principale cause de cette variation sera
le frottement des marées.
[Illustration: Fig. 25.]
On comprend sans peine l'origine de ce frottement (_fig. 25_). Si une
planète P tourne dans le sens direct, en présence d'un autre corps C,
l'attraction de ce corps va provoquer la formation d'un bourrelet
saillant _b_, situé du côté de C. Le mouvement diurne, supposé plus
rapide que le mouvement de révolution, emporte ce bourrelet vers l'Est,
mais l'attraction du corps C tend à le ramener sur la ligne PC. Le
bourrelet liquide est donc constamment traîné sur la planète et agit
comme un frein pour éteindre la vitesse de rotation. L'action continue
dans le même sens tant que la durée de la révolution sidérale (que l'on
peut appeler _mois_) surpasse celle de la rotation diurne (que l'on peut
appeler _jour_). L'action s'arrête, en même temps que les marées, quand
le mois est devenu égal au jour, et la planète P prend, d'une façon
permanente, une forme allongée dans la direction PC.
Ainsi l'action de la Terre a réalisé pour la Lune cette égalité,
enfermée dans la première loi de Cassini. On peut se demander pourquoi
l'effet correspondant ne s'est pas produit pour la Terre, et pourquoi
notre jour sidéral n'est pas devenu égal à la révolution sidérale de la
Lune. Mais il est facile de voir qu'entre notre globe et son satellite
la partie était loin d'être égale. La Terre, plus volumineuse, provoque
sur la Lune des marées bien plus fortes. Le frein mis en jeu, agissant
sur une masse moindre, est plus efficace. La Terre agit 12000 fois plus
vite pour ralentir la rotation de la Lune que la Lune pour ralentir la
rotation de la Terre.
Ce phénomène a des répercussions qui n'apparaissent pas à première vue,
mais dont le calcul démontre la nécessité. L'énergie cinétique disparue
dans le ralentissement de la rotation de la planète P doit
inévitablement se retrouver quelque part. Il y a, en effet, échauffement
de la planète P, ou atténuation du refroidissement si celle-ci rayonne
vers l'espace. Mais ce n'est pas tout: le bourrelet _b_ attirant la
planète C du côté où déjà elle tend à se mouvoir, augmente sa vitesse
linéaire et la fait sortir de son orbite relative. A cette augmentation
de distance correspond un ralentissement dans le mouvement angulaire. En
somme, si nous considérons l'effet des marées terrestres, il y a
transport d'énergie cinétique du mouvement diurne de la Terre au
mouvement orbital de la Lune.
A côté de cette répercussion réelle, il peut s'en produire une autre qui
n'est qu'apparente. Nos procédés de mesure du temps sont fondés sur la
constance présumée du jour sidéral. Si la rotation de la Terre se
ralentit, le jour sidéral s'allonge. Les phénomènes mesurés avec cette
unité deviennent en apparence plus rapides. C'est le cas pour le
mouvement angulaire de la Lune qui subirait une accélération apparente
supérieure, comme M. Darwin le démontre, à son ralentissement réel.
Ces résultats subsistent pour toutes les hypothèses vraisemblables sur
la viscosité. Si l'on supposait, au contraire, la masse de la Terre
solide et parfaitement élastique, on trouverait pour le moyen mouvement
de la Lune une accélération réelle de 3",5 et pour le jour sidéral une
durée presque invariable.
Les conclusions de M. Darwin sont résumées dans le Tableau suivant, qui
nous retrace à grands traits, pour une période de 56 millions d'années
en remontant dans le passé, l'histoire de la Terre et de son satellite:
Colonnes:
A: Temps (--t) en années.
B: Jour sidéral en heures de temps moyen.
C: Révolution sidérale en jours moyens.
D: Obliquité de l'écliptique.
E: Inverse de l'ellipticité.
F: Distance de la Terre à la Lune en rayons terrestres.
G: Chaleur engendrés en degrés Farenheit.
États A B C D E F G
h m j ° ' °
État initial 0 23.56 27.32 23.28 232 60,4 0
I 46 300 000 15.30 18.62 20.40 96 46,8 225
II 56 600 000 9.55 8.17 17.20 40 27,0 760
III 56 800 000 7.50 3.59 15.30 25 15,6 1300
IV 56 810 000 6.45 1.58 14.25 18 9,0 1760
On voit qu'une transformation très profonde s'accomplit dans un temps
relativement court à partir de l'époque _t_ = -56 600 000. En remontant
vers cette époque, on assiste à une diminution de plus en plus rapide du
jour, du mois et de l'obliquité. Cela tient à ce que, la Lune se
rapprochant de la Terre, la force retardatrice des marées augmente
énormément. Il est vrai qu'avec une rotation plus rapide la production
des marées serait plus fortement entravée par le frottement intérieur,
ce qui fait, jusqu'à un certain point, compensation.
En prolongeant ce Tableau, on arriverait à l'époque où la Terre et la
Lune étaient confondues ensemble. La méthode de calcul de M. Darwin ne
peut plus servir de guide dans le détail, lorsqu'on approche de cette
limite. Toutefois le principe de la conservation des aires montre que,
au moment où la Lune s'est séparée de la Terre, le mois et le jour
avaient pour valeur commune 5h 36m. La séparation a pu être provoquée
par l'action des marées solaires combinées avec la force centrifuge. On
peut imaginer des circonstances où ces marées auraient acquis une très
grande intensité, par exemple si la marée solaire semi-diurne avait à
peu près même période que l'oscillation libre du sphéroïde. Ce ne serait
pas alors un anneau qui se détacherait, mais une excroissance. Sa
séparation serait accompagnée d'une rupture d'équilibre et de
fluctuations violentes. La mise en liberté d'un anneau complet serait
plus conforme à l'esprit général de l'hypothèse de Laplace, mais le
passage de cet anneau à un satellite unique soulève, de l'aveu de tous
les géomètres qui se sont occupés de la question, de très grandes
difficultés mécaniques.
Si l'on considère la Lune comme rassemblée en un globe unique aussitôt
après sa séparation (c'est l'hypothèse que préfère M. Darwin), le mois
augmente dès le début un peu plus vite que le jour, et l'influence
réciproque des marées intervient pour allonger l'un et l'autre, tout en
éloignant la Lune de la Terre. La chaleur développée par le passage de
la Terre de la durée de rotation primitive (5h 36m) à la durée de
rotation actuelle (23h 56m) suffirait, si elle était appliquée d'un seul
coup, pour élever la température de la Terre de 3000° Farenheit. Mais il
va de soi que la plus grande partie de cette chaleur a dû se dissiper
dans l'espace.
Peut-on supposer qu'une partie de l'évolution qui vient d'être décrite
rentre dans les temps géologiques? Cela est possible si l'on admet avec
M. Darwin qu'un globe visqueux, même recouvert d'une croûte mince, est
susceptible d'éprouver des marées à courte période comme si la fluidité
était parfaite. L'alternance plus rapide des jours et des nuits devait
donner plus d'énergie aux vents, aux courants marins, aux cyclones,
accélérer le travail des eaux à la surface. Cela est conforme à ce que
nous savons des transformations de l'époque quaternaire, où les cours
d'eau, plus volumineux qu'aujourd'hui, travaillaient plus efficacement
au creusement de leurs vallées.
Le frottement des marées a cessé de se produire pour la Lune par suite
de l'égalité établie entre la durée de rotation et la durée de
révolution. Mais il doit être encore sensible pour la Terre. Cette
action retardatrice peut rendre compte, pour une part, de l'accélération
séculaire apparente du mouvement de la Lune en longitude. Comme elle
agit surtout sur l'équateur terrestre, elle tend à produire sur notre
globe une sorte de torsion, avec plissement superficiel. M. Darwin a
cherché à prévoir dans un second Mémoire (_Phil. Trans._, Vol. CLXX,
1879) la forme théorique de ces plis. Le dessin donné n'a pas une
relation bien apparente avec la figure des continents ni avec le tracé
des chaînes de montagnes.
_De la forme de la Lune._--La rotation de la Lune sur elle-même est
lente; la force centrifuge à l'équateur n'est qu'une fraction
insignifiante de la pesanteur. Si donc la Lune n'était pas en présence
de la Terre, elle pourrait, étant considérée comme une masse fluide et
homogène, être en équilibre sous la forme d'un ellipsoïde de révolution
très peu aplati.
Mais l'attraction de la Terre à la surface de la Lune n'est pas
insensible par rapport à celle de la Lune elle-même; d'où
l'impossibilité que le globe lunaire soit de révolution. Quand les
durées de rotation et de révolution sont devenues égales, le bourrelet
des marées prend sur la Lune une position fixe; il est constamment
orienté vers la Terre, avec une oscillation limitée correspondant à la
libration en longitude. Du jour où la solidification complète
intervient, nous devons avoir une figure ovoïde, l'allongement le plus
prononcé ayant lieu dans la direction de notre globe.
Le problème, considéré dans toute sa généralité, est d'un traitement
mathématique trop pénible. On le réduit, pour la facilité du calcul, aux
termes suivants (TISSERAND, _Mécanique céleste_, t. II, p. 110):
_Trouver la figure d'équilibre d'une masse fluide, homogène, animée d'un
mouvement de rotation uniforme autour d'un axe fixe_ O_x passant par son
centre de gravité_ O. _Toutes les molécules de la masse fluide
s'attirent mutuellement suivant la loi de Newton et sont soumises en
outre à l'attraction d'un centre éloigné_ C _situé dans le plan de
l'équateur. On suppose qu'en vertu de celle dernière force le point_ O
_décrit un cercle ayant son centre en_ C _et que la durée de la
révolution est égale à celle de la rotation de la masse fluide autour de
_ O_x._
La question étant ainsi précisée, on trouve comme figure d'équilibre un
ellipsoïde à trois axes inégaux. L'axe de rotation est le plus petit;
l'axe dirigé vers la Terre est le plus grand. L'aplatissement de la
section orientée vers la Terre est quatre fois plus grand que celui de
la section perpendiculaire. Ces aplatissements sont d'ailleurs faibles,
respectivement égaux à 375/(10<exp>7) et 94/(10<exp>7). La différence des
rayons extrêmes pourrait aller à 60m. C'est dire qu'il y a peu d'espoir
de la mettre en évidence par des mesures micrométriques.
Il est probable que ces résultats seraient peu modifiés si l'on
supposait la Lune hétérogène, avec densité croissante de la surface au
centre. La densité moyenne de la Lune surpasse à peine 3, et il est à
croire, par suite, qu'elle est plus homogène que la Terre: ses matériaux
ont dû être empruntés aux couches superficielles et peu denses de notre
globe.
_Indications fournies par la théorie de la libration._--On peut former
les équations du mouvement de la Lune autour de son centre de gravité en
ayant égard à l'attraction mutuelle de ses diverses parties et à
l'attraction de la Terre. L'action perturbatrice du Soleil a peu
d'importance.
De ce que les pôles se déplacent peu à la surface, il résulte que l'axe
de rotation reste voisin de l'un des axes principaux d'inertie. Par
suite un autre axe principal d'inertie fait constamment un axe très
petit avec le rayon vecteur mené du centre de la Lune à la position
moyenne de la Terre.
Le calcul montre que les deux principales lois de Cassini (constance de
l'inclinaison de l'axe de rotation sur l'écliptique, coïncidence des
noeuds de l'équateur et de l'orbite sur l'écliptique) sont liées
ensemble. Chacune peut être regardée comme la conséquence de l'autre.
La fixité de l'axe de rotation dans l'intérieur de la Lune n'a pas un
caractère nécessaire. Elle dépend des conditions initiales. D'après
Poisson, l'axe de rotation décrit à l'intérieur de la Lune un cône de
révolution. D'après un calcul plus exact, dû à Charles Simon, l'axe de
rotation oscille dans un plan principal. En pratique, la distinction n'a
pas beaucoup d'importance. Les excursions de l'axe de rotation sont
certainement périodiques et toujours petites. Jusqu'à présent
l'observation ne les a pas mises en évidence.
_Désaccord entre la théorie de l'équilibre d'une masse fluide homogène
et la théorie de la libration._--La première théorie donne, comme nous
l'avons vu, pour l'aplatissement de la section principale la plus
déformée 375 x (10<exp>7). La théorie de la libration donne pour
l'aplatissement de cette même section (toujours dans l'hypothèse de
l'homogénéité) 614 x (10<exp>-6), valeur seize fois plus forte.
On ne doit pas se flatter de rétablir l'accord en tenant compte de ce
que la Lune n'est pas homogène. La discordance devient encore plus
grande si l'on suppose, comme il est naturel, que la densité croisse de
la surface au centre.
On doit en conclure que la figure actuelle de la Lune ne répond pas aux
conditions d'équilibre d'une masse fluide. Notre satellite a dû se
déformer d'une manière sensible depuis que sa surface s'est solidifiée,
et cette déformation s'est répercutée sur les constantes de la
libration.
_De l'allongement actuel de la Lune vers la Terre._--Hansen et J.
Herschel ont admis que la Lune, en raison de sa constitution hétérogène,
pouvait présenter un allongement vers la Terre, supérieur même à celui
qu'indique la théorie de la libration, et qui comporte une différence de
1km entre les rayons extrêmes.
Ils ont aussi considéré comme possible une dissymétrie extérieure entre
les deux hémisphères, dissymétrie compensée par la distribution des
masses intérieures de manière à respecter l'isostase. Si l'hémisphère
qui nous fait face est beaucoup plus renflé que l'autre, il forme une
vaste excroissance montagneuse privée d'air et d'eau. L'atmosphère et
les mers seraient reléguées sur l'hémisphère invisible. Cette
dissymétrie contribuerait évidemment à maintenir le grand axe de la Lune
dirigé vers la Terre.
Porté à un certain degré, le renflement pourrait être mis en évidence
par l'étude de la libration. En effet, pour un même déplacement
angulaire autour d'un axe perpendiculaire à la ligne de visée, les
points du centre du disque éprouveraient un déplacement apparent plus
grand que les points voisins des bords, même si l'on suppose la Lune
sphérique. Et, si on la suppose allongée vers la Terre, le déplacement
relatif des points voisins du centre se trouve encore augmenté.
Sur le conseil de Hansen, Gussew a entrepris d'étudier à ce point de vue
deux photographies de Warren de la Rue. Son travail (_Bulletin de
l'Académie de Saint-Pétersbourg_, 14 octobre 1859) conclut à un
allongement énorme 0,055. Ce résultat, bien qu'ayant obtenu
l'assentiment de Hansen, n'a pas été admis en général par les
astronomes.
Récemment M. Franz (_Observations de Königsberg_, Vol. XXXVIII) a repris
la discussion des mesures de Gussew, et montré qu'elles ne justifient
pas ses conclusions. M. Franz a mesuré micrométriquement, dans le même
but, cinq clichés de l'Observatoire Lick, et il a trouvé que
l'allongement vers la Terre est insensible.
_De l'atmosphère de la Lune._--Au moment de la séparation de la Terre et
de la Lune l'attraction prépondérante du globe le plus gros a dû ne
laisser au plus petit qu'une faible fraction de l'atmosphère totale. Il
est vrai que cette atmosphère pouvait être alors beaucoup plus
importante qu'aujourd'hui.
En fait l'atmosphère de la Lune a maintenant une densité extrêmement
faible. Le bord du Soleil n'éprouve ni affaiblissement ni déformation au
voisinage du bord de la Lune dans les éclipses. Le spectre visible de la
Lune est le même que celui de la lumière solaire reçue directement, et
les raies d'origine atmosphérique ne s'y montrent pas plus intenses.
Le critérium qui semble devoir offrir la sensibilité la plus grande est
fourni par les occultations d'étoiles. A l'entrée et à la sortie, dans
une occultation centrale, l'étoile doit paraître déviée, en des sens
contraires, d'un arc égal au double de la réfraction horizontale à la
surface de la Lune. Or la réfraction horizontale atteint sur la Terre
30' à 35'.
D'autre part, la présence d'une atmosphère augmente le rayon apparent de
l'astre dans une mesure qui dépend à la fois de la densité de
l'atmosphère et de sa hauteur, mais qui, certainement, est bien moindre
que le double de la réfraction horizontale. On doit donc, en partant du
diamètre apparent mesuré directement, trouver pour les occultations une
durée trop longue. Inversement le diamètre calculé d'après la durée des
occultations sera plus petit que le diamètre mesuré directement.
Bessel a considéré comme établi par l'expérience que la différence ne
s'élevait pas à 1". Il en a conclu que l'atmosphère devait être au moins
900 fois plus rare à la surface de la Lune qu'à la surface de la Terre.
Cette conclusion paraît excessive. On possède aujourd'hui des
occultations observées plus exactement et en nombre beaucoup plus grand
qu'au temps de Bessel. Leur discussion montre que la différence des
diamètres déterminés par les deux méthodes est bien réelle. On peut
l'estimer à 1" ou même 2" et son signe est bien celui que fait prévoir
la théorie, s'il existe une atmosphère réfringente. Il y a donc lieu de
considérer la limite 1/900 posée par Bessel comme une valeur
vraisemblable de la densité de l'atmosphère lunaire à la surface. A
cause de la moindre pesanteur sur la Lune, l'atmosphère s'y répartirait
sur une hauteur bien plus grande et, à 150km d'altitude, les deux
atmosphères pourraient avoir des densités comparables. Or, à 150km de
hauteur, l'atmosphère terrestre est encore capable de produire des
effets sensibles, de porter les étoiles filantes à l'incandescence, de
diffuser les rayons solaires, de tenir de fines poussières en
suspension.
_Disparition de l'atmosphère lunaire._--L'examen de la surface de notre
satellite donne lieu de penser qu'il a possédé autrefois une atmosphère
plus importante, et que, par la suite, cette enveloppe fluide s'est
résorbée ou dissipée.
La première explication est suggérée par divers phénomènes chimiques.
Une élévation de température de quelques centaines de degrés à la
surface de la Terre ferait rentrer dans l'atmosphère la totalité de
l'eau des mers et une grande partie de l'acide carbonique contenu dans
l'écorce. D'où augmentation très forte dans la hauteur et la pression de
l'atmosphère. Inversement le refroidissement plus rapide du sol lunaire,
joint à sa nature absorbante, a pu fixer dans des combinaisons solides
et soustraire à la circulation la totalité des éléments liquides ou
gazeux.
Mais il se peut aussi que les gaz aient disparu par émission directe
dans l'espace. Les gaz très raréfiés ne suivent plus les lois ordinaires
des mélanges. La hauteur limite de l'atmosphère est variable d'un gaz à
l'autre, et ceux dont le poids atomique est moindre s'élèvent plus haut
que les autres. Or la Lune laisse échapper toute molécule lancée suivant
la verticale ascendante avec une vitesse supérieure à 2km,38 par
seconde. Il est probable que cette vitesse est fréquemment atteinte pour
tous les gaz et que, par suite, la Lune est incapable d'en retenir
aucun.
M. G.-J. Stoney (_Transactions of the R. Dublin Society_, Vol. VI, série
2) admet que la température à la limite de l'atmosphère terrestre est
-66° C. A cette température les molécules d'hydrogène et d'hélium, de
poids atomique 1 et 2, ont respectivement pour vitesse moyenne 1603m et
1133m par seconde. Sur la Terre, où une vitesse de 10km à 12km par
seconde suffit pour assurer l'évasion, l'hydrogène et l'hélium
s'échappent, la vapeur d'eau ne s'échappe pas. Il semble donc qu'une
vitesse égale à 9 ou 10 fois la vitesse moyenne est encore assez
fréquemment réalisée pour qu'une déperdition assez rapide en résulte.
Sur la Lune tous les gaz connus, sans exception, s'échappent à la longue
plus facilement que l'hélium sur la Terre. Il n'y a donc pas à s'étonner
que la Lune n'ait plus d'atmosphère. Mais rien ne dit qu'elle n'en ait
pas eu une assez importante dans le passé.
Que sont devenues ces molécules égarées? Celles dont la vitesse était à
peu près perpendiculaire au mouvement relatif de la Lune ont dû être
reprises par la Terre, surtout lorsque les deux planètes étaient assez
voisines l'une de l'autre. Le plus grand nombre a dû former un anneau de
particules très disséminées, circulant indépendamment les unes des
autres autour du Soleil, et dont l'orbite de la Terre constituait la
ligne centrale. Il y aurait là une explication possible de la lumière
zodiacale.
_De la température de la Lune._--Il n'est pas douteux que la Lune ne se
soit refroidie plus vite que la Terre, par cela seul qu'elle est plus
petite. La Lune est arrivée la première à posséder une croûte assez
épaisse, où la chaleur interne ne contribue plus que dans une mesure
insignifiante à entretenir la température de la surface. Celle-ci
oscille sous l'influence alternative du rayonnement solaire et du
refroidissement nocturne, limité par la présence de l'atmosphère.
On ne peut douter que cette influence de l'atmosphère ne soit
considérable. Dans la zone torride les sommets des très hautes montagnes
sont chargés de neiges perpétuelles, et le refroidissement nocturne y
est bien plus intense que pour les plaines situées à leur base. On ne
voit, pour expliquer cette différence, d'autre motif que la rareté de
l'air et de la vapeur d'eau. Or les sommets des plus hautes montagnes
terrestres sont encore loin d'atteindre la limite supérieure de
l'atmosphère. L'élimination totale de celle-ci serait accompagnée d'un
refroidissement encore plus grand.
Nous devons donc nous attendre à ce que la Lune soit à une basse
température et il est certain, en effet, que la chaleur qu'elle nous
envoie n'est pas sensible pour nos organes, ni même, dans les conditions
ordinaires d'expérience, pour un thermomètre.
Si le refroidissement nocturne est intense sur notre satellite,
l'échauffement dans le jour semble devoir y être important. En effet,
les jours de la Lune valent 14 des nôtres et, dans cet intervalle, tous
les points de la zone équatoriale voient le Soleil passer près de leur
zénith. Quelle que soit la nature de la surface, une certaine fraction
des rayons solaires doit s'y absorber et relever la température. Nous
pouvons d'ailleurs constater à première vue qu'il ne s'accomplit pas de
réflexion spéculaire. Aussi J. Herschel pensait que le point
d'ébullition de l'eau devait être dépassé quotidiennement. D'autres
astronomes ont pensé que le sol lunaire devait approcher de la
température du fer rouge.
En 1846 Melloni, opérant sur le Vésuve à l'aide d'un thermopile et du
galvanomètre récemment inventé, réussit pour la première fois à mettre
en évidence une manifestation sensible de la chaleur renvoyée par la
Lune.
Lord Rosse et le Dr Boeddiker ont obtenu des résultats encore plus nets.
Ils évaluent à 500° C. l'abaissement de température qui se produit sur
la Lune dans le cours d'une éclipse totale. Le refroidissement
consécutif à la disparition du Soleil est donc beaucoup plus rapide que
sur la Terre, ce qui met bien en évidence le rôle protecteur de
l'atmosphère. Les radiations solaires, pénétrant dans le sol terrestre,
s'y transforment en radiations obscures; il paraît probable que
l'atmosphère les retient au passage et que ce défaut de transparence ou
cette faculté de capture résident surtout dans la vapeur d'eau et
l'acide carbonique.
Depuis Langley a réalisé une combinaison beaucoup plus sensible du
thermopile et du galvanomètre. Avec cet appareil, qu'il a nommé
_bolomètre_, il a pu explorer le spectre solaire, du côté de
l'infrarouge, bien au delà des limites antérieurement admises, et il a
reconnu que la majeure partie de l'énergie calorifique du Soleil, les
trois quarts peut-être, réside en dehors du spectre visible. Mais un
autre résultat inattendu des expériences de Langley est que ces rayons
obscurs traversent une atmosphère pure et sèche plus facilement que ne
le fait la chaleur lumineuse.
Dans un travail exécuté avec M. Very et publié en 1889[11] Langley
arrive aux conclusions suivantes:
La partie du disque lunaire qui n'est pas actuellement éclairée du
Soleil ne nous envoie pas plus de chaleur que le fond du ciel.
[Note 11: LANGLEY et VERY, _The temperature of the Moon. American
Journal of Science_, vol. XXXVIII, 3e série.]
La partie du disque lunaire qui voit le Soleil est, sans exception, plus
chaude que le fond du ciel. L'appareil est assez sensible pour
manifester la 1500e partie de la radiation totale de la Lune. La chute
de température qui se produit sur la Lune pendant la durée d'une éclipse
totale n'est pas aussi forte que lord Rosse l'avait pensé. Elle est
cependant supérieure à celle qui se produit dans l'épaisseur de
l'atmosphère terrestre sous une latitude quelconque.
Il y a dans le spectre lunaire deux maxima distincts observables, l'un
correspondant à la radiation réfléchie, l'autre à la radiation propre du
sol.
La position du second maximum, représentant la chaleur rayonnante
invisible, permet une évaluation de la température du sol. Cette
évaluation est fort incertaine. On peut admettre cependant que la
température de la Lune ne s'élève pas au-dessus de 0° centigrade. Il n'y
aurait donc pas, en dehors de l'examen détaillé du sol, de raison
suffisante pour exclure l'idée que la Lune soit, en tout ou en partie,
couverte de glace. Faute d'une température assez élevée cette glace
n'aurait jamais occasion de fondre ou d'émettre des vapeurs sensibles.
Cette conclusion a soulevé des objections nombreuses. On s'explique mal,
en l'absence de tout écran protecteur, ce qui frapperait ainsi les
rayons solaires d'impuissance. M. Very, collaborateur de Langley, a
repris les mesures avec des appareils plus perfectionnés[12]. La
transmission par le verre lui a permis de distinguer, dans la radiation
de la Lune, la radiation solaire réfléchie de celle qui émane réellement
du sol lunaire échauffé. En effet, une lame de verre qui laisse passer
0,77 de la radiation solaire transmet seulement 0,02 de la radiation
d'une source à basse température, telle qu'un cube noirci rempli d'eau
bouillante. Finalement M. Very a trouvé, comme il fallait s'y attendre,
que la surface solide de la Lune, moins réfléchissante que les nuages de
l'atmosphère terrestre, doit mieux profiter de la chaleur incidente. La
température moyenne de l'hémisphère éclairé doit être voisine de +97° C.
Le point qui voit le Soleil au zénith doit s'échauffer jusqu'à +184°,
c'est-à-dire plus que les déserts les plus brûlants de la Terre. Dans
ces conditions, l'existence souterraine est la seule à laquelle
pourraient s'adapter les formes vivantes terrestres.
[Note 12: F.-W. VERY, _The probable range of the temperature of the
Moon. Astrophysical Journal_, vol. VIII, nov. et déc. 1898.]