Un tremplin pour faire reconnaître ses travaux

Il faut donc finalement attendre 14 ans après la présentation de ses premiers résultats sur la

température du Soleil pour que Pouillet revienne sur le sujet. Ce travail, consigné dans son Mémoire sur la chaleur solaire, sur les pouvoirs rayonnants et absorbants de l’air atmosphérique, et sur la

température de l’espace, est présenté en 1838, peu après son élection à l’Académie des sciences58. Il y expose enfin la méthode dont il a obtenu l’ensemble de ses résultats. Le titre laisse penser que ce

travail porte intégralement sur la météorologie, pourtant, dès l’introduction, Pouillet liste les sujets qu’il va développer. Parmi eux, cinq retiennent notre attention. Il s’agit de (1) la « [...] quantité de

chaleur solaire qui tombe perpendiculairement, dans un temps donné, sur une surface donnée [...] », (2) des caractéristiques qu’il faudrait connaître « [...] si la masse du Soleil se refroidit graduellement de siècle en siècle, ou s’il y a une cause destinée à reproduire les quantités de chaleur qui s’en

échappent sans cesse. », (3) les éléments permettant de connaître sa température, (4) la température de l’espace et enfin (5) de faire la part entre les quantités de chaleur que la Terre reçoit du Soleil et

de l’espace et des autres corps célestes59. Les autres points sont directement liés à la météorologie et à l’équilibre thermique de la Terre, déjà soulevés dans ses Éléments.

Il apparaît toutefois que ce mémoire signe la fin de ses travaux sur ce domaine, et dans aucun autre mémoire présenté à l’Académie il n’y reviendra. Dans un livre qu’il écrit en direction du jeune

publique, il note en effet que ses « [...] recherches sur ce sujet ont été terminées en 1838 [...]60 » On peut également remarquer que dans cet ouvrage, ainsi que dans les différentes éditions de ses

Éléments de physique et de météorologie, il ne fait aucunement référence à la température du Soleil. Il semble donc en définitive que son ambition initiale se soit heurté au scepticisme de ses pairs, et qu’il

57. Migne (1854), Nouvelle encyclopédie théologique, p. 1320.

58. Pouillet est élu à l’Académie des sciences le 17 juillet 1837, en remplacement de l’ingénieur et physicien Pierre- Simon Girard.CRAS (1837), 5, p. 156

59. Pouillet (1838), Mémoire sur la chaleur solaire, sur les pouvoirs rayonnants et absorbants de l’air atmosphérique, et sur la température de l’espace, p. 24

2.1 Claude Pouillet, un pionnier de la physique solaire 61

ait progressivement abandonné l’idée de pouvoir étudier le Soleil grâce à l’actinométrie61. Il reste que cette technique va devenir un élément très important pour la future évolution de l’astronomie

physique, lorsque d’autres acteurs l’intégreront à leur programme de recherche après 1870. Alors seulement le mémoire de Pouillet sera exhumé et cité en exemple pour sa valeur de la constante

solaire. Il est donc important pour nous de présenter l’instrumentation qu’il met en place à cette fin.

Pour arriver à cette mesure, Pouillet déploie un ensemble d’instruments et de résultats théoriques qu’il détaille longuement dans son mémoire. Tout d’abord, il introduit son nouvel et principal instru-

ment ainsi que son protocole d’utilisation. Cette instrument, qu’il nomme pyrhéliomètre, diffère de celui décrit dans son livre (Figure 2.2), tant dans sa conception que dans son emploi. Tout d’abord,

les rayons solaires arrivent directement sur la surface d’un vase (v) cylindrique de 10 centimètres de diamètre et de 14 ou 15 millimètres de hauteur, contenant environ 100g d’eau, et dont la face avant

est noircie. Un thermomètre s’adapte par l’intermédiaire d’un tube dans le vase, ce tube pouvant pivoter autour d’un axe (cc’), grâce à la molette (b), produisant l’agitation de l’eau du vase afin

d’uniformiser sa température. Le positionnement du pyrhéliomètre perpendiculairement aux rayons s’effectue en faisant en sorte que l’ombre du vase se projette parfaitement sur un disque de même

dimension (d). Son utilisation suit une méthode suggérée par John Herschel, qualifiée de « méthode dynamique » en opposition à la « méthode statique » précédemment employée, afin d’éviter d’avoir

à employer la loi de Dulong et Petit pour calculer la chaleur absorbée ou émise. En commençant avec son instrument à peu près à température ambiante, il va positionner l’instrument face au Soleil pendant cinq minutes mais caché de l’action de ses rayons et noter la variation de température r,

puis ôtant le cache laisser agir les rayons et noter le réchauffement du thermomètre R à la suite de 5 minutes d’exposition, puis à nouveau retirer l’appareil dans la première position et observer son

refroidissement pendant un laps de temps identique, amenant la température à r0. Alors l’élévation

61. Pouillet semble avoir rapidement suivi une stratégie que Caroline Ehrhardt décrit dans son article sur la réception du mémoire de Galois. Si la physique solaire n’est pas un sujet porteur, alors il faut élargir le champ disciplinaire de ses recherches, de manière à proposer des mémoires qui seront examiner par des commissions composés de savants différents. « [. . . ] working on a wide range of subjects was more than pure curiosity, écrit-elle, it was a strategy adapted to the rules of the Academy of Sciences. He Academy’s implicit rules encouraged this because each time the Academy received a paper it asked an expert on the topics at hand to referre it. Hence, choosing a subject was a way to attract the attention of the academicians. » Ehrhardt (2010), A social history of the ”Galois Affair” at the Paris Academy of Sciences (1831), p. 113. Le mémoire que présente Pouillet après celui de 1824, portant sur l’électricité atmosphérique et présenté à l’été 1825, est examiné par Gay-Lussac, Dulong et Ampère, et fait l’objet d’un rapport circonstancié concluant que le mémoire mérite d’être imprimé dans le recueil des savants étrangers. Procès-verbaux de l’Académie des Sciences, tome 8, 1824-1837, p. 370.

Figure 2.2 – Gravure de son pyrhéliomètre, tiré de son article de 1838, reproduit dans Dufresne (2008), p. 38

de température t produite par la chaleur du Soleil se trouve être simplement t = R + (r+r₂ 0). Cette augmentation de température correspond à une chaleur absorbée par le vase, pour autant que l’on connaisse la capacité thermique du système vase + eau, qu’il note p + p0. Cette chaleur étant tombée en 5 minutes sur la surface du disque de diamètre d, Pouillet arrive alors à la conclusion importante que la chaleur reçue en 1 minute et par centimètre carré est alors donnée par la relation :

4(p + p0)

5πd2 t = 0, 2624 t (2.2)

Ainsi une simple mesure de température lui donne accès à la constante solaire au niveau du sol.

La partie mesure est maintenant terminée, reste à déterminer l’action absorbante de l’atmosphère terrestre.

2.1 Claude Pouillet, un pionnier de la physique solaire 63

relation t = Ap comme la plus adaptée, dans laquelle t est l’élévation de température lue sur le thermomètre lorsqu’il est exposé au Soleil,  l’épaisseur d’atmosphère traversée – dépendant de la

hauteur du Soleil au dessus de l’horizon –, et A et p deux constantes (A possède les mêmes unités que t et p est sans unité). Cette formule n’est autre que la loi de Bouguer, qu’il ne cite pourtant

pas, et qui stipule que l’intensité de la radiation solaire décroit géométriquement avec l’épaisseur d’atmosphère traversée. Cette épaisseur variable est obtenue en effectuant les mesures à différents

moments de la journée. Elle est calculée par la formule de Lambert

 =q(2rh + h2_{+ r}2_cosz_{) − rcos(z) (2.3)}

où h est la hauteur de l’atmosphère suivant la verticale, z l’angle zénithal et r le rayon moyen

de la Terre – Pouillet prend les valeurs h = 1 et r = 80. En ajustant les paramètres A et p pour ses données, il trouve que A vaut 6,72˚C tandis que p varie de jour en jour : p représente donc

la « constante atmosphérique » ou pouvoir de transmission de l’atmosphère, alors que A est la « puissance calorifique du Soleil », c’est-à-dire la fameuse constante solaire.

En se plaçant dans des conditions particulières pour lesquelles p = 1 (condition de ciel pur) ou  = 0 (limite de notre atmosphère), il trouve bien sûr que t = 6,72˚C, c’est-à-dire que le thermomètre

indiquerait une élévation identique. En reprenant la relation 0, 2624.t vue précédemment (équation 1), qui donne la quantité de chaleur absorbée en fonction de l’élévation de température t, Pouillet est

maintenant en position de calculer la quantité de chaleur reçue en 1 minute sur 1 cm−2. Ce produit valant 1,7633 représente « [...] la quantité de chaleur que le Soleil donne en 1’ sur un centimètre

carré, aux limites de l’atmosphère, et qu’il donnerait pareillement à la surface de la Terre, si l’air atmosphérique n’absorbait aucun des rayons incidents. », soit 1,7633 cal min−1cm−2, ce qui dans le système international62 vaut 1229,6 W m−2, valeur proche63 de celle acceptée aujourd’hui64 : 1367 +/- 4 W m−2 – ce qui traduit en retour dans le système d’unité utilisé par Pouillet par 1,960 cal min−1cm−2. En une année, la Terre reçoit donc 231 675 unités de chaleur, quantité capable de

62. Pour effectuer la conversion dans le système international (S.I.), on rappelle que 1 cal min−1cm−2= 4,184.104/60 = 697,3 W m−2. Le facteur 4,184 provient de la conversion des calories en joules. Pouillet parle d’unité de chaleur, la calorie ayant été introduite la même année par le physicien français Nicolas Clément.

63. Cette valeur n’est pas exceptionnelle par sa proximité numérique avec celle retenue aujourd’hui, mais bien plutôt par le fait que c’est la première publiée. Celle que donnera John Herschel d’après ses mesures au Cape (cf. plus loin) sera d’ailleurs meilleure en ce sens. De plus, la valeur calculée dépend de la loi employée pour modéliser les données expérimentales, et une formule différente peut être adoptée, comme nous le verrons sous peu, qui, tenant compte de l’absorption différentielle des rayons solaires, donne une valeur encore plus proche de la réalité.

faire fondre une couche de glace d’épaisseur de presque 31 m qui envelopperait la Terre entière, valeur bien supérieure à celle de 14 m qu’il avait trouvée avec ses précédentes mesures consignés

dans son ouvrage.

Au niveau du sol, Pouillet déduit des valeurs de p que l’atmosphère absorbe au passage entre 18

et 25% de la chaleur incidente, pour des rayons verticaux. En intégrant sur l’hémisphère recevant le rayonnement, il en arrive à la conclusion que notre atmosphère absorbe près de la moitié de

la quantité totale qui nous arrive du Soleil65. A la fin de son mémoire, il fait remarquer « [...] l’importance du rôle que joue dans l’ensemble des phénomènes terrestres l’inégalité des pouvoirs

absorbants de l’air atmosphérique.66 » Pour Fourier, l’atmosphère n’absorbait pratiquement pas le rayonnement solaire, ce qui lui faisait dire que l’équilibre de température était en partie assuré par les

astres, donnant à l’espace une température à peine inférieure à celle des pôles – environ 50 à 60˚C au- dessous de zéro. Ainsi la Terre n’éprouve pas de grands gradients thermiques entre le jour et la nuit.

Pouillet, à la suite de ses calculs, propose la valeur de -142˚C, bien inférieure donc, et pourtant, précise-t-il, grâce aux rôles absorbant de l’atmosphère, l’espace interplanétaire contribue presque

autant que la Soleil dans la quantité de chaleur que la Terre reçoit, résultat qui peut surprendre au premier abord. Pouillet résout cet apparent paradoxe en expliquant que la chaleur de l’espace est

« [...] une chaleur qui est par sa quantité comme si elle émanait d’une source froide, et par sa nature, comme si elle émanait d’une source chaude.67 » L’atmosphère agissant de la même manière pour cette source que pour le rayonnement solaire, ses conclusions sont donc parfaitement cohérente. De plus, il fait remarquer que d’après la loi du rayonnement de Dulong et Petit notre globe mettrait

29 830 ans pour passer de 0˚C à -100˚C, résultat prêt à tempérer les craintes d’un refroidissement de la Terre si elle était plongée dans un milieu dotée d’une température excessivement basse68. Ces effets produits par notre atmosphère, qu’il considère comme une enveloppe diathermane, sont

65. Cette valeur du coefficient d’absorption p (ou de transmission 1 − p) sera l’objet de bien des mesures par la suite, car d’elle dépend celle de la constante solaire. John Herschel la prendra égale à 1/3 (cf. ci-après), légèrement supérieure, alors que Langley, dans ses expériences aux Mont Whitney en 1881 spécialement menées pour mesurer ce coefficient, en augmentera la valeur, ce qui l’amènera à proposer une constante solaire d’environ 2,84 cal min−1cm−2 (cf. chapitre 4).

66. Pouillet (1838), Mémoire sur la chaleur solaire, sur les pouvoirs rayonnants et absorbants de l’air atmosphérique, et sur la température de l’espace, p. 62.

67. Ibid., p. 48. La notion de température de l’espace, initialement calculée par Fourier, est utilisée par Poisson pour expliquer la chaleur interne de la Terre. Poisson (1837), Mémoire sur les températures de la partie solide du globe, de l’espace, et du lieu de l’espace où la Terre se trouve actuellement.

68. Pouillet parle dans son mémoire de froid absolu. L’échelle absolue de température a été proposée par William Thomson dix ans après. Thomson (1848), On an absolute thermometric scale.

2.1 Claude Pouillet, un pionnier de la physique solaire 65

dus à « [...] l’inégalité des actions absorbantes qu’elles peuvent exercer sur les différentes rayons de chaleur qui les traversent [...] », effet que le physicien italien Macedonio Melloni a désigné du nom

de thermochrôse, c’est-à-dire l’absorption sélective en fonction de la longueur d’onde de la lumière. Il est ici important de noter que Pouillet traite d’une manière tout à fait rigoureuse les échanges de

chaleur qui ont lieu sur Terre, qu’il définit plus précisément que ne l’avait fait Fourier. Pourtant, cet équilibre thermique ne serait pas atteint sans l’intervention d’une tierce source, en l’occurrence la

chaleur de l’espace. Il faudra attendre les résultats des expériences de l’américain Samuel Langley pour prouver que le flux solaire seul est capable de rendre compte de tout ce qui arrive sur Terre, et

que la température de l’espace est donc proche du zéro absolu, écartant définitivement le rôle des autres astres.

Tournons nous maintenant vers la manière dont il envisage l’application de ses mesures pour évaluer la température du Soleil. Si son statut de physicien maintenant reconnu institutionnellement

au plus haut degré offre de meilleure perspective pour la diffusion de ses idées sur la température du Soleil, il entoure néanmoins ses résultats de certaines précautions. Pouillet prend ainsi bien

soin de relever que le calcul de la température du Soleil n’est indiqué qu’à seul fin de relever les incertitudes qui pèsent encore dans ce domaine et indique que la mesure de la constante solaire

est bien indépendante de toute hypothèse. Il est difficile de juger si cette rhétorique a pour but seulement de permettre un meilleur sort à son mémoire ou si elle traduit un réel repositionnement

épistémique.

Concrètement, connaissant la distance Terre-Soleil et le rayon du Soleil, Pouillet peut dans un premier temps calculer la chaleur rayonnée à sa surface. Ainsi chaque centimètre carré émet 84 888

unités de chaleur par seconde, de quoi faire fondre une couche de glace de 11,80 m par minute, soit encore 16 992 m par jour, valeur qu’il prend bien soin de préciser tout à fait indépendante

de la constitution et des caractéristiques du Soleil. Cette valeur est extrêmement importante, elle représente ce que l’on nomme le flux solaire, et intégrée sur la surface totale du Soleil, elle donne sa

luminosité. De là, comme il l’écrit, une foule de problèmes peuvent être abordés, et il en retient deux, à savoir : le Soleil va-t-il subir un refroidissement progressif et quelle est sa température. Mais il

ajoute que c’est « [...] moins pour les résoudre que pour indiquer le nombre et la nature des éléments inconnus desquels dépend leur solution.69 »

Pour mener à bien ses calculs, Pouillet est obligé de faire des hypothèses sur la constitution

69. Pouillet (1838), Mémoire sur la chaleur solaire, sur les pouvoirs rayonnants et absorbants de l’air atmosphérique, et sur la température de l’espace, p. 34.

physique du Soleil, qui sont au nombre de quatre : 1- sa conductibilité, 2- sa capacité thermique, 3- son pouvoir émissif et 4- la loi de refroidissement. Les autres données sont connues, comme son

rayon et sa densité moyenne. Il considère donc le Soleil comme un corps porté à incandescence, dont la conductibilité est infinie, ce qui implique que sa température est identique en tout point. Pour

connaître de combien de degrés il va se refroidir par an, il doit de plus spécifier sa capacité thermique c. Au final, il démontre que la température décroit de 4₃c par an. En prenant cette capacité comme étant 133 fois celle de l’eau, il en arrive finalement au résultat que le Soleil, moyennant toutes ces hypothèses, se refroidirait de 0,01˚C par an, ou encore de 1˚C par siècle.

A propos de la température de la surface du Soleil, il admet à titre d’hypothèse la validité de la loi

de Dulong et Petit au-delà des températures ces physiciens avaient initialement testée en laboratoire, qu’il s’est permis toutefois de revérifier sur une gamme bien plus étendu dépassant les 1000˚C. Il a

préalablement constaté expérimentalement l’accord de la théorie jusqu’à des températures de plus de 1000˚C, et le résultat qu’il présente est suffisamment proche pour avoir confiance dans son

extrapolation. Pour rendre ses calculs plus praticables, il utilise la relation :

v = 1, 146 f at (2.4)

où v est la vitesse de refroidissement, f l’émissivité du corps, t sa température et a la constante de Dulong et Petit. Connaissant v, et admettant une valeur réaliste pour f , il est alors aisé d’en déduire

la température du Soleil t70. Pouillet peut ainsi proposer une valeur minimale à cette température, en prenant à la limite f = 1. Il trouve alors t = 1461˚C, proche de celle qu’il avança initialement en 1824. Pour une valeur dix fois plus petite de f , la valeur de t varie peu, égalant 1781˚C. Il lui revient

donc d’être le premier à explicitement intégrer des mesures à un questionnement sur les propriétés physiques du Soleil et à les publier71_.

Trouver la bonne loi décrivant le rapport entre température et rayonnement d’un corps est un problème cruciale pour comprendre les échanges de chaleurs entre corps, et a fortiori pour obtenir

des informations fiables pour le Soleil. Il est naturel que Pouillet ait choisi la loi de Dulong et Petit, les travaux de ceux deux physiciens ont été reconnu comme de haut niveau, et les températures

70. Il est ici difficile de se prononcer sur la signification exacte de cette température. Est-ce celle de la surface du Soleil ? Ce qui impose de la considérer comme solide, hypothèse qu’il soutient en 1838 mais dont nous n’avons aucune garantie qu’il en fut ainsi en 1824. Ou bien est-ce la température à la limite de son l’atmosphère ?

71. Si l’on excepte Arago et ses mesures de polarisation de la photosphère, qui ont été présentées la même année que le premier travail de Pouillet en 1824 devant l’Académie. Nous reviendrons sur ce point dans le paragraphe sur la réception des travaux de Pouillet.