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ce qui, dans le cas où ces apparences seraient réellement des montagnes, leur assignerait une élévation de plus de 7000 myriamètres. C’est presque sept fois le diamètre de la Terre, qui est contenu 112 fois dans celui du Soleil. L'ensemble de tous les phénomènes observés a conduit à cobjecturer avec beaucoup de vraisemblance que ces apparences rouges sont des ondulations de la troisième atmosphère, des masses nuageuses éclairées el colorées par la photosphère ({7). Arago, en développant cette idée, exprime la conjecture que l'azur profond du ciel, que J'ai eu moi-même l’occasion de mesurer sur les plus hauts som mets des Cordillères, avec des instruments aujourd’hui encore bien imparfaits, pourrait fonrnir un moyen facile d'observer les nuages en forme de montagnes de la troisième enveloppe solaire ('#).

Ce qui frappe au premier abord, quand on cherche à déterminer dans quelle zone du Soleil se montrent habituellement les taches, c’est qu'elles sont rares vers l'équateur solaire, entre 5° de latitude boréale et 3° de latitude austale, et qu'elles manquent complètement dans les régions polaires. A deux époques seulement de l’année, le Si juin et le 9 décembre, les taches ne décrivent plus des sourbes concaves où convexes, mais {racent des lignes droites parallèles entre elles, et à l'équateur. La zone où les taches sont le plus fréquentes est comprise entre 11° el 15° de latitude Nord. En général on peut affirmer qu’elles se rencontrent en plus grand nombre dans l'hémisphère septentrional, et, comme le dit Sæmmering, qu'elles se prolongent plus loin en dehors de l'équateur vers le Nord que vers le Sud (Oullines, S 595, Voyage au Cap, p. 455). Galilée déjà avait donné 29° comme limite extrême dans les deux hémisphères. John Herschel recula cette limite jusqu'à 59°; c'est aussi ce qu'a fait Schwabe (Schumachers Astron. Nachr., n° #75). Quelques taches isolées ont été vues par Laugier sous 41° (Comptes rendus, & XV, p. 944) par Schwabe jusque sous 50° de latitude. Une tache décrite par La Hire sous 70° de latitude Nord peut être mise au rang des: plus grandes raretés.

La distribution des taches sur le disque du Soleil, telle que nous venons de lindiquer, leur rareté sous l'équateur et dans les régions polaires, leur disposition parallèle à l’équateur, ont fait supposér à Sir John Herschel que les obstacles que la troisième enveloppe extérieure peul'en certains endroits opposer à l'émission de la chaleur, font naitre dans l'atmosphère du Soleil des courants dirigés du pôle vers l'équateur, courants anälogues à ceux qui, causés sur la Terre par Ja vitesse de Ja rotation, différente sous chaque parallèle, produisent les vents alisés et les calmes qüi règnent surtout dans le voisinage de léquateur. Quelques laches se montrent si permanentes qu'on les voit reparaître six mois entiers, comme cela est arrivé pour Ja grande tache de 1779. Schwabe a pu, en 1840, retrouver un même groupe huit fois de suite. En mesurant exactement un noyau obseur représenté dans Pouvrage d’Herschel, auquel j'ai fait de si nombreux emprunts, le Voyage au Cap, on s’est assuré qu'il est d’une telle erandeur que le globe terrestre, lancé à travers lPouverture de Ja photosphère , aurait laissé encore de chaque côté un espace de plus de 170 myriamèêtres. Sæmmering remarque, qu'il y a sur le Soleil certains méridiens dans lesquels, pendant de longues années, 1 n’a pas vu apparaitre ane seule tache (Thilo, de Solis maculis a Sœæmme-

ringio PAUL 1828, p. 22). Les résultats si- différents trouvés pour la durée de la rotation du Soleil ne doivent pas être attribués seulement à l'inexactitude des observalions ; ces différences proviennent de la propriété qu'ont certaines taches de changer de ‘place sur la surface du Soleil. Laugier à consacré à cet objet des recherches spécrales, et a observé des taches qui, prises isolément, auraient donné pour la rotation une durée tantôt de 24j, 28 tantôt de 261, 46. Le seul procédé propre à faire connaître la duree de. la rotation solaire est done de prendre une moyenne entre un grand nombre de taches, qui par la permanence de leur forme et la distance qui les sépare d’autres taches visibles en même temps, garantissent contre les chances d'erreur.

Quoiqu'il arrive plus souvent qu'on ne le croit en général de distinguer nettement à l'œil nu des taches sur la surface du Soleil, pourvu que l'on dirige ses obserralions dans ce sens, c’est à peine si, du commencement du 1ix° siècle au commencement du,xvu, lon peut retrouver l indiealion de deux ou trois phénomènes quimér iten! confiance. Tels sont la prétendue station que, d'après les Annales des POIs francs, attribuées d’abord à un astronome bénédicun, puis à Eginhard, Mereure aurait faite durant huit jours sur le disque du Soleil, en. 807; le passage de Vénus sur le Soleil en 9,1 jours, sous le règne du calife Al-Motassem, dans l’année 840, et les signa in Sole observés en 1096, d’après le Staindelii Chronicon. La mention faite par les historiens d’obseurcissements survenus dans le Soleil, ou, pour parler avec plus d’'exactitude, d’un affaiblissement plus ou moins long de la lumière solaire, m'a conduit, depuis un grand nombre d’ années, à faire des recherches spéciales sur la nature météorologique el peut-être cosmique de ces phénomènes (1°). Comme les grandes accumulations de taches, telle que celle, par exemple, qu'Hévélius observa le 20 juillet 1645, et qui couvrit un tiers du Soleil, sont toujours accompagnées d’une multitude de faeules, je suis porté à attribuer aux noyaux obseurs ces assombrissements, durant lesquels des étoiles devinrent visibles quelque temps, comme dans les éclipses totales.

Un caleul de Du Séjour nous apprend qu'une éclipse totale ne peut durer, pour un point de l'équateur terrestre, plus de 758", et pour la latitude de Paris plus de 6° 10”. Les obscureissements rapportés par les annalistes eurent une durée beaucoup plus longue, et je Serais tenté, pour cette raison, de les rapporter à trois causes différentes : 1° à la perturbation apportée dans le développement de la lumière du Soleil ou à une intensité moins grande de la photosphère; 2° à des obstacles, tels que des couches de nuages plus étendues el plus épaisses, opposées au rayonnement de Ja lumière et de da chaleur, par l'atmosphère extérieure, imparfailement lransparente, qui recouvre la

sphère lumineuse; 5° à des mélanges qui troubleraient l'air qui nous entoure, comme les poussières, généralement de nature organique, que transportent les vents alisés, et les prétendues pluies d'encre, ou les pluies de sable dont Macgowan rapporte qu'elles tombent en Chine durant plusieurs Jours. Les deux dernières explications n’exigent aueun affaiblissement dans la production peut-être éleetromagnétique de la lumière, hypothèse d’après quelle la lumière serait une aurore boréale perpétuelle (22); mais la troisième exclut la visibilité des étoiles en plein midi, dont il est si souvent question, lors de ces obscurcissements mystérieux, décrits avec trop peu de détails.

Ce n’est pas seulement l'hypothèse d’une troisième et dernière enveloppe du Soleil, ce sont aussi les conjectures sur toute la constitution physique du corps central de notre système planétaire, qui sont confirmées par la découverte, due à Arago, de la polarisation colorée. Un rayon de lumière qui, partant des régions les plus reculées du Ciel, vient frapper notre œil, après avoir parcouru un crand nombre de millions de lieues, indique comme de lui-même, dans le polariscope d’Arago, s’il est réfléchi ou réfracté, s’il émane d’un corps solide, liquide où gazeux (Cosmos, &. TL, p. 50; t. IF, p. 285). Il est essentiel de distinguer la lumière naturelle rayonnant directement du Soleil, des étoiles et des flammes, qui n’est polarisée qu’à la condition d’être réfléchie par un plan de glace, sous un angle de 55° 25’, et la lamière polarisée qui émane spontanément des corps solides ou liquides incandescents. La lumière polarisée vient très-probablement de l’intérieur de ces corps. Passant d’un milieu plus dense dans la couche d’air environnante, elle est réfractée à la surface ; une parlie du rayon est renvoyée vers l'intérieur et devient de Ja lamière polarisée par réflexion , tandis que Pautre partie offre les caractères de Ja lumière poiarisée par réfraction. Le polariscope chromatique distingue ces deux lumières l’une de l'autre, d’après les situations opposées qu'occupent les images colorées complémentaires. A l’aide d'ex-

périences très-délicates qui remontent au delà de 1820, Arago a démontré qu'un corps solide incandescent, par exemple un boulet de fer chauffé au rouge, où bien un métal fondu à l’état hquide et lumineux, n’émet dans une direction perpendiculaire à sa surface que de la lumière naturelle; mais que les rayons qui, partant des bords, forment pour arrivér jusqu'à nous un angle d'émergence trèsincliné sur la surface, sont polarisés. Si l'on voulait appliquer à des flammes gazeuses ce même appareil qui sépare si néttement les deux sortes de Iumière, on ne pourrait découvrir de traces de polarisation, quelque petit que fût l'angle sous lequel seraient émanés les rayons. Bien que, même pour les gaz, la lumière prenne naissance à l'intérieur du corps incandescent, dans ce cas cependant, en raison de Ja faible densité des couches gazeuses, la lonoueur de la route que les rayons ont à traverser et l’obliquité de leur direction ne paraissent pas diminuer leur intensité n1 leur nombre, et l'émergence de ces rayons, leur passage dans un autre milicu, ne produit point de polarisation. Or le Soleil ne montre pas trace de polarisation, lorsqu'on étudie au polariscope la lumière qui part de ses bords sous des angles extrêmement petits; 1} résulte de celte importante comparaison que ce qui brille dans le Soleil ne provient pas du corps solaire, ni d’une substance liquide, mais d’une enveloppe gazeuse et douée d’une lumière propre. Ceci peut s'appeler une analyse physique de la photosphère.

Le même instrument oplique a aussi donné la preuve que l'intensité de la lumière n'est pas plus grande au centre que sur les contours du disque solaire. Lorsque deux images complémentaires du Soleil, l’une rouge, l'autre d’un bleu verdâtre , Sont projetées l’une sur l’autre, de façon que le bord de la première tombe sur le centre de la seconde, la partie commune devient parfaitement blanche. SI l'inténsité lamineuse du Soleil était différente en ses divers points, plus grande, par exemple, au centre qu’à la circonférence, on obtiendrail aux bords du segment com-