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mun, en réunissant parliellement les deux images colorées, d'un côté du rouge, de l'autre côté du bleu; cela tient à cé que du côté de l’image rouge les rayons bleus ne pourraient neutraliser qu'en parue les rayons rouges provenant du centre qui sont plus nombreux. Rappelons-nous maintenant que dans une atmosphère gazeuse, les bords doivent paraitre plus lumineux que le centre, et que, dans un globe solide, les bords et le centre doivent avoir la même intensité. Il s'en suit que la photosphère, formant pour nous le disque apparent du Soleil, devrait paraitre plus éclatante à la circonférence qu’au centre, résullat contredit par le polariscope, qui indique une égale intensité de lamière au centre et sur les bords. Si cette opposition n'a pas lieu, on doit Pattribuer à l'enveloppe de vapeurs qui entoure la photosphère, et éteint moins la lumière du centre que celle des rayons qui, partant des bords, ont à franchir à travers ces nuages une plus longue distance, pour arriver à l'œil de l'observateur (2). Des physiciens et des astronomes célèbres, Bouguer et Laplace, Airy et Sir John Herschel, sont opposés à ces vues d’Arago ; ils tiennent l'intensité des bords pour inférieure à celle du centre, el le dernier noxnmé de ces illustres savants rappelle « que d’après les lois de l’équiibre, cette atmosphère extérieure devrait avoir une forme sphéroïdale plus aplatie que les enveloppes qu’elle recouvre, et que là densité plus grande qui en résullerait vers l’équateur devrait déteriniuer une différence dans l'intensité de la lumière rayonnanle (*). » Arago s occupe actuellement de soumettre son opinion à de nouvelles épreuves, el de ramener le résultat de ses obseryations à des rapports numériques précis.
La comparaison de la lumière solaire avee les deux lumières arlificielles les plus puissantes qu’on ait pu jusqu'à présent produire sur la terre, donne, dans l'état encore si imparfait de la photométrie, les rapports suivant(s ::Dans lés ingénieuses expériences de Fizeau et de Foucault, la lumière de Drummond, produite par la flamme d' hydrogène et d'oxygène dirigée sur de la craie, est relativement au
disque solaire comme 1 est à 146. On a reconnu que le courant lumineux obtenu entre deux charbons, dans l’expérience de Davy, par l'action d'une pile de Bunsen, est au Soleil, sous l'influence de 46 éléments, dans le rapport de 1 à 4, 2; etren employant de très- grands éléments, comme | à 2. D ; iln’est donc pas trois fois plus faible que Ja lumière solaire (25). Si aujourd’hui encore on n’apprend point sans étonnement que l'éclat éblouissant de la lumière de Drummond, projeté sur le disque du Soleil, a l'apparence d’une lache noire, on doit admirer doublement Ja sagacité de Galilée, qui dés l’année 1612, par une suite de déductions sur la distance à laquelle Vénus doit être du Soleil pour être visible à l'œil privé d'instruments, conclut que le noyau le plus sombre des taches solaires est plus brillant que la portion la plus éclatante de la pleine Lune (?#).
William Herschel, exprimant par le nombre 1000 l'intensité générale de la Jumière du Soleil, estimait en moyenne celle des pénombres des taches à 469, celle du noyau obseur à 7. D'après ces données, sans doute bien eonjecturales, si l’on estime, avec Bouguer, que le Soleil est 500 000 fois plus éclatant que la pleine Lune, la pleine Lune posséderait 2000 fois moins de lumière que le noyau noir des taches du Soleil. Certains passages de Mercure ont manifesté d'une manière remarquable l'intensité lumineuse de celle portion centrale des taches, qui n’est autre chose que le corps obseur du Soleil, éclairé par le reflet des parois ouvertes de la photosphère, et celui de l'atmosphère nuageuse qui forme les pénombres, ainsi que par la lumière des couches d'air terrestres , interposées entre le soleil et l'observateur. Comparés à la planète dont l'hémisphère non éclairé était alors tourné vers la Terre, les noyaux sombres des taches voisines semblaient d’un gris clair (?). Lors du passage de Mercure, le 5 mai 1832, un excellent observaleur, le Conseiller Schwabe, de Dessau, a examiné attentivement la différence d’obscurité entre les. noyaux et la planète. J'ai malheureusement perdu l’occasion de faire
moi-même ce rapprochement, lors du passage du 9 novem- [9 #7 +
bre 1802 que j'observai au Pérou, bien que Mercure touchàt presque plusieurs noyaux. Trop préoccupé de déterminer la position de la planète par rapport aux fils du télescope, je négligeai cette comparaison. En Amérique, le professeur Henry démontra, des 1815, à Princeton, que les taches du Soleil émettent beaucoup moins de chaleur que les portions du disque qui n’ont point de taches. L'image du Soleil et celle d'une grande tache furent projetées sur un écran, el l'on mesura à l'aide du thermo-mullüplicateur les différences de température (?5).
Que les rayons calorifiques se distinguent des rayons lumineux par des longueurs différentes dans les ondulations transversales de l’éther, ou qu'il y ait identité entre eux, et que les rayons calorifiques produisent en nous la sensalion de lumière par une certaine vitesse de vibration, propre à de très-hautes températures, toujours est-1l que le Soleil, source de la lumière et de la chaleur, peut faire naïitre et entretenir des forces magnéliques sur notre planète et surtout dans l'atmosphère qui Penveloppe. La connaissance déjà ancienne de phénomènes thermo-électriques dans certains crislaux, tels que la tourmaline, la boractte, la Lopaze, et d'autre part la grande découverte d'OErsted (1820), d’après laquelle tout conducteur traversé par l'électricité exerce, pendant la durée du courant, des influences déterminées sur l'aiguille aimantée, rendirent sensible la relation intime qui existe entre la chaleur, l'électricité et le magnétisme. Appuyé sur celte sorte de parenté, l’ingénieux Ampère, qui altribuait toute espèce de magnétisme à des courants électriques, agissant dans un plan perpendiculaire à l'axe de l'aiguille aimantée, proposa cette hypothèse que la tension magnétique du globe est produile par des courants électriques, cireulant autour de notre planète de l'Est à l'Ouest, et que, par suite, les variations horaires de la déclinaison magnétique dépendent de la chaleur source des courants, qui varie elle-même suivant la position du Soleil. Les recherches thermo-magnéliques de Seebeck, d’où il résulle que les variations de température dans les sou-
— 3) — dures d’un circuit de bismuth et de cuivre, ou d’autres métaux dissemblables, déterminent une déviation de l'aiguille aimantée, confirmèrent les vues d'Ampère.
Une brillante découverte de Faraday, que l’äuteur vient de soumettre à un nouvel examen, presqu'au moment où l'on imprime ces feuilles, jette un jour inattendu sur celte importante question. Des travaux antérieurs de ce grand physicien avaient déjà démontré que tous les gaz sont diamagnétiques, c'est-à-dire se placent dans la direction de l'Est à l'Ouest, comme le bismuth et le phosphore , avec cette circonstance toutefois que l'oxygène jouit de cette propriété à un degré moindre que tous les autres gaz. Ses dernières recherches, dont le commencement remonte à 1847, prouvent que l'oxygène seul parmi tous les gaz, tend, comme le fer, à une position Nord-Sud, mais que par la dilatation et l'élévation de temperature il perd de cette force paramagnétique. Comme la tendance diamagnétique des autres éléments de l'atmosphère, de l'azote et de l'acide carbonique, n’est modifiée ni par l'augmentation de volume ni par l’élévation de température, on n'a à considérer que l’enveloppe d'oxygène qui entoure le globe comme une sphère de tôle immense, et en subit l'influence magnétique. L’hémisphère tourné vers le Soleil sera donc moins paramagnétique que l'hémisphère opposé; et comme les limites qui séparent ces deux moitiés changent constamment par la rotation du globe et sa révolution autour du Soleil, Faraday est porté à voir dans ces rapports de température la cause d'une partie des variations du magnétisme terrestre à la surface du globe. L’assimilation, fondée sur une série d’expériences, d’un gaz unique, l'oxygène, avec le fer, est une des découvertes considérables de notre époque, d'autant plus que probablement l'oxygène équivaut environ à la moitié de toutes les substances pondérables, répandues dans les parties accessibles du globe (27). Ainsi, sans qu'il soit nécessaire de supposer des pôles magnétiques dans le Soleil, non plus que des forces magnétiques particulières dans les rayons qui en émanent, le corps central de notre
— 5ÿ6 — système planétaire peut, en raison.de sa puissance comme source de chaleur, exciter sur le globe terrestre une activilé magnétique.
On a essayé de. démontrer, au moyen d'observations météorologiques, embrassant plusieurs années, mais bornées à quelques stations, qu'une face du Soleil; celle par exemple qui était tournée vers la Terre le 1° janvier 1846, possède une plus grande puissance -de calorique que la face opposée (25). Les résultats auxquels on est arrivé n’ont pas .offert plus de certitude que les conclusions à l’aide desquelles on a prétendu déduire des anciennes observations de Maskelyne, à Greenwich, une diminution du diamètre solaire. La périodicité des taches du Soleil, ramenée par le Conseiller Schwabe, de Dessau, à des formules nuinériques , parait mieux fondée. Aucun autre astronome vivant n’a pu consacrer à cet objet une attention aussi persévérante. Duran! 24 années consécutives, Schwabe a souvent passé plus de 500 journées par an à explorer le disque du Soleil. Ses observations. de 184% à 1850 n'étant pas encore publiées, j'ai dû recourir à son amitié pour en avoir communkalion ; il a en outre répondu à un certain nombre de questions que je lui avais posées. Je termine le chapitre de la Conslitution Physique du Soleil, par. l'extrait dont cet observateur éminent a bien voulu enrichir mon livre.
« Les nombres contenus dans la table suivante ne laissent aucun doute, au moins pour l’époque comprise entre 1826 et 1850 , que les variations dans le nombre des taches solaires se reproduisent par période de 10 ans-environ, de sorte que le maximum tombe dans les années 1828, 1857, 1848, le minimum en 1855 et 1845. Je n'ai point eu l'occasion (il ne faut point oublier que c ’estSchwabe qui parle) de recueillir une suite continue: d'observations plus anciennes; cependant je ne serais pas éloigné d’adineltre. que Ja durée de -cette période passe subir ellemême des variations (%°). :
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