CONSIDÉRÉ COHHE CORPS CENTRAL

Le flambeau (Lucerna Mundi) , comme l'appelle Goperoic (65), qui Irdne au centre du monde, est le cœur de ruoirers, suivant l'expression de Théon de SmjTne, et vivifie tout par ses battements (6&) ; il wt la source de la lumière et de la chaleur rayoDuanle; il est sur la terre le principe d'un grand nombre de phéocmèoes électro- magnétiques. C'est à lui surtout que doit être rapportée l'activité vitale des êtres oi^nisés qui peuplent notre planète, et particulièrement celte des végétaux. Pour donner l'idée la plus générale des actions extérieures par lesquelles se mani' feste la puissance du Soleil, on peut ramener à deux causes principales les changements qu'il produit à la surfoce du globe. D'un côté, il agit par l'attraction inhérente à sa masse, comme dans le flux et le reflnx de l'Océan, phénomène pour lequel il convient loule- Tois de réserver le résultat partiel dû à la Torce attractive de la Lune; de l'autre, par les ondulations ou vibrations transversales de l'élher, principes de la chaleur et de la lumière, qui, entre autres phéno-

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mènes, détermioeat, en vaporisant les eaux dans les ntm, les lacs et les fleuves, le mélaoge ferlilisateur des couches liquides et gazeuses dont notre planète est enveloppée. C'est aussi dans l'influence du Soleil qa'îl faut cherdier l'origine des courants aériens, IHodnits par des différences de température, ainsi que celle des courante pélagiques, dus à la même cause, et qui n'ont point cessé depuis des milliers d'années , quoique à un moindre degré, d'enta'sser ou d'ailratoer des couches sédimentaires, et de chaqier ùnsi la constitution superflcielle du sol submer^. U Soleil fait encore naître et entretient l'activité âectro-magnéUque de la croûte terrestre et celle de l'oxygène contenu dans l'air. Tantôt enfin il se manifeste tranquillement et en silence par des affinités chimiques, et détermine les divers phénomènes de la lie : chez les végétaux, dans l'endosmose des parois cdiulaires; chez les animaux, dans le tissu des fibres musculaires ou nerveuses ; tantôt il fait éclater, dans Fatmosphère, le tonnerre, les ouragans et les trombes d'eau.

Nous avons essayé ici de tracer le tableau des infloMOeE solaires, à l'exception de celles qui agissent sar l'axe du globe ou sur son orbite. En exposant le lien qni unit entre eux de grands phénomènes, dont à première vue on ne soupçonnerait point le rapport, DOW nous sommes proposé de rendre saisissante cette vérité que, dans un livre sur le Cosmos, il est parfailanent Intime de représenter la nature physique comme un corps animé, vivant en vertu de forces

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inlérieures qui souveot se foot équilibre. Cependant les oodes lumioeuses n'agissent pas seulemoit sur le monde des corps, et ne se bornent pas à décomposa et à recomposer les substances; elles n'cmt pas pour unique effet d'attirer hors du sein de la terre les germes délicats d^ plantes, de développer dans les feuilles la matière verte ou chlorophylle, de teindre les fleurs odorantes, ou de répéter mille et mille fois l'image du Soleil, au milieu du choc gracieux des vagues, et sur ]e§ tiges légères de la prairie courbées par le souffle du vent; la lumière du ciel, suivant les différents dt^T^ de sa durée et de son éclat, est aussi en relations mystérieuses avec l'intérieur de l'homme, avec l'excitatim plus ou moins vive de ses facultés, avec la dispositioo gaie ou mélancolique de son humeur; c'est ce que Pline l'Ancien a exprimé par ces paroles (Ub. lit cap. 6) : H Cœli tristitîam discutit Sol, et humani nubila animi serenat. »

Dans la description des planètes, je placerai les données numériques avant 1^ détails qu'il me sera possible de fournir sur leur constitution physique, i l'exception de la Terre que je réserve pour plus fard. L'ordre adopté pour ces nombres sera îi peu j^ le même que celui qu'a suivi Hansen, dans son esceUeot Aperçu du Système solaire (Uebersteht des Sonnatr Systems), toutefois avec des changements et des additions, puisque depuis 18S7, époque où l'écrivait l'auteur,on a découvert onze planètes et trois satellites (65).

X^ distance moyenne du centre du Soleil à la Terre est, d'après la correction additionnelle de Encke pour

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la parallaxe du Soleil» que l'on peut voir dans les Mémoires de l'Académie de BerlJD (1835, p. 309], de 30682000 milles géographiques, de 15 au degré de l'équaleur terrestre, chacun de ces milles valant exactement, d'après les recherches faites par Bessel, sur dix mesures de degré, 3807<,23 ou 7/tâ0~,ft3 (Owmoj, t. I, p. 491, n. 30).

La lumière, suivant les observations de Struve sur la constante de l'aberration , met pour venir du Soleil à la Terre, en supposant la planète à distance BKiyenDe du corps central, c'est-à-dire pour parcourir le demi-diamètre de l'orbite terrestre, 8'17',78 (Cosmos, t. m, p. 87 et 306), d'où il suit que la posi- ' tioD vraie du Soleil est à 30',/i&5 en avant de sa position apparente.

Le diamètre apparent du Soleil, à une distance moyenne de la Terre, est de 33'1',8 ; par conséquent il ne dépasse que de 54',8 celui de la Lune, vue égaleajent k une distance moyenne. Au périhélie, c'est-kdire au moment de l'hiver où la Terre est le plus près do Soleil, le diamètre apparent de cet astre augmente jusqu'à 32'3ii'',6 ; à l'aphélie, en été, lorsque nous soinmes,au contraire, le plus loin possible du Soleil, ce dianiètre n'est plus que de 31'30",1.

Le vrai diamètre du Soleil est de 192700 milles géographiques, ou 146600 myriamètres, c'est-à-dire qu'il est plus de 112 fois plus grand que le diamètre de ta Terre.

La masse du Soleil, d'après les calculs d'Encke sur ta formule que Sabine a donnée du pendule, est égale

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h 359551 fois la masse de la Terre, ou à 355 /|^ fois les masses réunies de la Terre et de la LuDe (&* Mémoire sur la comète de Pons, dans le recueil des Mémoires de l'Académie de Bertio, iSli% p. 5) . Il en résulte que la densité du Soleil n'est qu'environ 1/&, ou plus exactement 0,252 de celle de la Terre.

Le volume du Soleil est 600 fois plus grand, ett sa masse, d'après Galle, est 738 fois plus grande que le volume et la masse de toutes les planètes réunies. Pour donner une image sensible de la grandeur du globe solaire, on a remarqué que si l'on se r^résenle ce globe creux et la Terre placée au centre, il y aurait encore de l'espace pour l'orbite lunaire, en supposant le rayon de cette orbite prolongé de plus de A.0 000 nailles géographiques.

Le Soleil tourne autour de son axe en 25 jours 1/2. L'équateurest ÎDcliaé sur l'écliptique de T 1/2. D'après les observations très-exactes de Laugier {Comptes rendus de l'Académie des Sciences, t. XV, 1842, p. 9âl), la durée de la rotation est de 25'8''0', et l'inclinaisoD de l'équaleur de T 9'.

Les conjectures auxquelles est peu k peu arrivée l'astronomie moderne touchant la constitution physique de la surfece du Soleil, reposent sur l'observation attentive et prolongée des changements qui s'opèrent dans son disque lumineux. La maaière dont se suivent ni se rattachent entre elles ces modifications, telles qun la naissance des taches, le déplacement relatif des noyaux noirs et du bord cendré ou pénombre, a conduit à l'opinion ijuii-aflle : que le corps du Soleil

luMDéme est presque eDtièremeot obscur, mais ^bxiré à une grande distauce d'une atmosphère lumineuse; que des courants ascendants forment dans cette atmosphère des ouvertures à bords évasés, et que le coitre Doir des taches n'est autre chose qu'une portioD même du corps obscur du Soleil, vu à travers œs ouvertures. Pour que cette hypothèse, que nous indiquons ici légèrement et d'une manière générale, puisse rendre raison de toutes les particularités qui se produisent à la surface du Soleil, on admet autour de ce globe obscur l'existence de trois enveloppes diffirenies : d'abord une première enveloppe intérieure, de matière vaporeuse et semblable à des nuages; puis une enveloppe lumineuse ou photosphère, recouverte elle-même, comme cela parait surtout établi par l'éclipsé totale du 8 juillet 18&2, d'une autre atmosphère extérieure dans laquelle flottent des Doages (66).

Il arrive quelquefois que d'heureux pressentiments ou des jeux de l'imagination contiennent, longtemps avant toute observation réelle, le germe d'opinions véritables. L'antiquité grecque est remplie de pareilles rêveries, qui plus tard sa soat réalisées. De même, au XV* siècle, nous trouvons déjà clairement exprimée dans les écrits du cardinal Nicolas de Gusa, au II* livre du traité de Docta Igrwrantia, cette conjecture que lecwps du Soleil est en lui-même un noyau terreux, entouré d'une enveloppe légère formée par une sphère lumineuse; qu'au milieu, c'est-à-dire vraisemblablement entre le globe obscur et l'atmosphère éclatante,

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se trouve un air transparent mêlé de nuages humides et semblables à notre atmosphère. Il ajoutait que la propriété de rayonner la lumière qui revêt la Terre de végétaux n'appartient pas au noyau terreux du Soleil, mais à ta sphère lumineuse qui l'enveloppe. Cet aperçu, que l'on n'a pas assez signalé jusqu'à ce jour dans l'histoire de l'astronomie, offire une grande ressemblance avec les idées actuellemenl dorainanles (67).

Ainsi que je l'ai dit d^à, en passant en revue les phas^ principales entre lesquelles se divise l'histoire de la ContemplalioQ du Monde (68), les taches du Soleil ne furent reconnues ni par Galilée, ni par Sc^einer, ni par Harriot, mais par Jean Fabricius, de la Frise orientale, qui le premier les observa et en 6t imprima la description. Jean Fabridus, aussi bien que Galilée, savaient déjà que ces taches appartiennent au globe solaire lui-même : on peut s'en assurer en lisant la lettre de Galilée au prince Gesi, datée du 25 mai 1612. Cependant, dix ans après, Jean Tarde, chanoine de Sartat, et dix ans plus tard encore, un jésuite belge, prétendirent presque en même temps que les taches étaient causées par le passage de petites [danètes, que le premier nomma Sidéra Borbonia, le second Sidéra Austriaca (69). Ce fut Scheiner qui le premier employa, pour observer le Soleil, les verres préservatifs verts ou bleus, proposés 70 ans auparavant dans VAstronomicum Cœsareum par Apian, autrement appelé Bienewilz, et dont les pilotes hollandais se servaient déjà depuis longtemps (70). Ce fut en grande partie pour

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n'avoir pas foit usage de ces verres que Galilée perdit la vue.

C'est chez le grand DomiDique Cassioi que se trouTe le témoignage le plus précis sur la nécessité de se représenter le globe solaire comme un corps obscur, entouré d'une photosphère (70 bis). Celte conclusion, appuyée sur des observations positives, date environ de l'an 167i ; c'est-à-dire qu'elle est postérieure d'une soixantaine d'années à la découverte des taches solaires. D'après Dominique Gassini, la surTace visible ia Sdeil est « un océan de lumière qui enveloppe le ttojau solide et obscur du Soleil; de grands mouvements et comme des bouillonnements se produisent dans cette sph^ lumineuse, et, de temps à autre, nous laissent ap^'cevoir les sommets des montagnes dont le Soleil %t hérissé; ce sont là les noyaux noirs qu'on dffitingue au centre des taches. » Les pénombres cendrées qui bordent ces noyaux restaient encore sans ex)dicatioD.

Une c^eervatton ingénieuse ei souvent vériBëe depiis, qoe l'astronome de Glasgow, Alexandre Wilscm, fit BOT une grande tache scdaire le 22 novembre 1769, le conduisit à expliquer la nature des pénombres. WilscHi (rfjserva qu'à mesure qu'une tache s'approche dn bord du Si^eil, la pénombre la [dus rapprochée du oMitre de l'astre diminue de plus en plus de grandeur reJativement à la pâiombre opposée. De là, Wilson cendot tiès-judieieusement , en 177&, que le noyau de la tache , c'est-à-dire la pwtion du gidbe solaire ilpvenne visible par l'entonnoir oflvert dans l'enve-

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loppe lumiDeuse, est situé sur un plan [dus reculé que la pénombre, et que la pénombre est formée par les talus de l'excavatioD (70 ter)- Cette explication toutefois ne répondait pas encore à la question de savoir pourquoi la pénombre est plus brillante aufwès du noyau.

Sans (^nnattre le Ménwire de Wilson , un astronome de Berlin, Bode, dans son livre sur la nature du Soleil sur rorigine des taches {Gedanken ueber die IVatur der Sonne und die Entstehung ihrer Ftecken) a développé des idées toutes semblables, arec cette darté qui le rendait si propre à populariser la science. Il a facilité encore l'explication des pénombres, en admettant, presque a)mme dans l'hypotlièse du cardinal Nicolas de Gusa, une couche nuageuse placée entre la photosphère et te globe obscur du Soleil. Cette supposition de deux couches distinctes conduit aux déductions suivîmtes : Si une ouverture se forme, ce qui arrive rarement, dans ta photosphère seule, sans se prolonger dans la coudie de vapeurs située au-dessous ^t éclairée imparfaitement par l'atmost^ère lumineuse, cette couche intérieure renvoie à l'habi- (ant de la terre une tueur très-pâle, et l'on voit une pénombre grise, une tache, mais point de noyau. Si, au contraire, sous l'influenee des phénomènes mér téorologiques qui s'agitent violemment à la surlkoe du Soleil, l'ouverture pénètre à travers l'enveloppe de lumière et l'enveloppe de Images, il se détache au milieu de la pénombre cendrée un noyau « qui semble plus ou moins sombre, selon que cette ouverture cor-

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reqxnd, sur te globe solaire, à des terres rocheuses ou sablooneuses ou bien à des mers (71). » L'espace gris qni entoure le noyau est, comme dans l*hypothèse P''^cédeDte, une portion de la surlàce extérieure de la ï^on nuageuse; et comme, à cause de la forme évasée de l'excavatioD , l'ouverture est moindre dans cette nnicheqae dans la photosphère, la directioo des rayons ffâ, partant des bords de l'ouverture, viennent Irapper l'œil de l'observateur, explique la différence que Wilson observa te premier dans la largeur de la pénombre aux deux côtés opposés , diffîrence qui augmente âi mesure que la tache s'éloigne du centre du disque solaire. Lorsque la pénombre s'étend sur toute la tache et bit lËsparattre te noyau, ainsi que Laugier l'a remarqué plusieurs fois, cela tient à ce que, non pas la (rfiotosphère, mais la couche de brouillards inférieure s'est refermée.

Une tache visible à l'œil nu qui apparut à la surbce du Soleil, en 1779,attlra pw bonheur sur le sujet qui nous occupe tes facultés d'observation et d'invention qui distinguaient au même degré William Herscbelt. Nous possédons les résultats du grand travail auquel il se livra dans le recueil des Phitosophical Transaelùm» (1795 et 1801) ; il y examine en détail les cas tes plus parUculiers, d'après une nomenclature très-précise qu'il établit lui-même. Comme d'habitude, ce grand homme suit sa propre voie; une seule fw il nomme Alexandre Wilson. L'ensemble de ses vues est identique à celles de Bode; la construction à l'aide de laquelle il explique l'aspect du noyau et de

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]a pénombre (Philosophical Tramactiem, 1801, p. 270 et M8, tab. XVIII, fig. 2) est fondée sur l'hypothèse de la déchirure des deux enveloppes. Mais, eotre la couche de brouillards et le globe obscur du Soleil, il place une atmosphère claire et transparente (p. 302), dans laquelle des nuages sombres, ou ne brillant du moins que d'une lumière réfléchie, sont suspendus à une hauteur de 50 ou 00 myriamètres. A vrai dire, Herschell semble disposé à ne considérer aussi la photosphère que comme une couche de nuages lumineux, indépendaots les uns des autans, el offrant des surfaces très-inégales. Il lui semble qu'un fluide élastique de nature inconnue s'élève de l'écorce ou de la surface du globe obscur, et produise dans les régions supérieures, s'il agit fejblement, un pointillé noir sur un fond lumineux; si, au contraire, il se déchaîne avec violacé, de larges ouvertures qui laissent voir des noyaux entourés de

Rarement arrondis et oflhint presque toujours des lignes brisées et des angles rentrants, les noyaux obscurs sont souvent entourés de pénombres qui répètent la même figure sur de fias grandes dimensions. On ne remarque aucune transition d'éclat entre le noyau et la pénombre, ou entre la pénombre qui quelquefois est filiforme et la photosphère. Capocci, ainsi qu'un autre observateur très-diligent, Pastorff, ont dessiné avec beaucoup d'exactitude les formes anguleuses des taches (Schumacher's Astrono' miscke Nachrichim^ n* 115, p. 316; n" 183, p. 291,

el n° IMi p. &71). W. Herschetl et Schwabe virent les noyaux traversés par des veines ûclataDtes, ou par des espèces de ponts lumineux (luminous Jbrid{i;es). Ces [^énomënes de nature nuageuse proviennent de la deuxième couche, qui donne naissance aux pénombres. D'après l'astronome de Slough, ces aspects singuliers, dus probablement à des courants ascendants, la formation tumultueuse des taches, des lacules, des sillons et des crêtes, produites par les ondes lumineuses , indiqueraient un dégagement éoeigique de lumière; et, au contraire, « l'absence (le taches et des phénomènes qui les accompagnent, ferait supposer un afiaiblissement dans la combustion, et par suite une influence moins puissante et moins salutaire sur la température de notre planète et le développement de notre végétation. » Ces hypothèses conduisirent Uerscbell à étudier le prix du blé et la nature des récoltes, dans les années oh , l'on a remarqué l'absence de taches au Soleil : de i676 à 168/i (d'après les données de Flamsteed), de 1686 à 1688 (d'après celles de Dominique Cassini), de 1695 à 1700 et de 1795 à 1800. Malheureusement on manquera toujours des éléments numériques qni seuls pourraient mener à une solution même donlense d'un pareU problème; non pas seulement, ainsi que le remarque lui-même Herschell avec sa pnidaue habituelle, parce que le cours des céréales dans une portion de l'Eure^ ne saurait donner la mesure de la végétation sur le continent t«ut entier, mais snrlotit parce que, tors même que l'abaissement de la

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— 33G — tcmpéralure moyenne se serait Fait sentir durant une année dans toute l'Europe, on ne peut en aucune façon en conclure que, dans le même laps de temps, le corps terrestre ait reçu du Soleil une moindre quantité de chaleur. Il ressort des recherches de Dore sur les variations non périodiques de la température, qu'il y a toujours contraste entre les conditions dimatologiques de contrées situées presque sous les mêmes latitudes, des deux côtés de l'Atlantique. Celle opposition semble se produire r^tièremeot entre notre continent et la partie moyenne de l'Amérique du Nord. Lorsque nous subissons ici un hiver rigoureux , il est là-bas fort doux , et réciproquement. Eo raison de l'influence incontestable que la quantité moyenne de chaleur estivale exerce sur le cycle de végétation et par suite sur l'abondance des céréales, ces compensalions dans la répartition de la dialenr ont les plus heureuses conséquences pour les peuples entre lesquels la mer établit des communications rapides.

Sir William Herscfaell attribuait à l'activité du corps central, manifestée par les phénomènes dont les taches solaires sont la conséquence, une augmentation de chaleur sur la terre. Environ deux siècles et demi plus tât, Batista Baliani, dans une lettre à Galilée, avait, au contraire, considéré les taches comme des causes de refroidissement (72) . C'est aussi la conclusion à laquelle semblerait aboutir la ten* lative que fit à Genève le savant astronome Gautier, en «Huparanl quaU^ périodes remarquables par le

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grand nombre ou la rareté des taches solaires (de 1827 à'i8&8), avec la température moyenne de 33 stations européenoes et de 27 stations américaines, bous des latitudes semblables (72 bis). Cette comparaison fait ressortir de nouveau, par des différences positives ou D^^tives, les contrastes que présentent les saisons sur les côtes opposées de l'Atlantique. Quant à l'influence réfrigérante des taches solaires, les résultats déSnitib du rapprochement tenté par GauUiier donneraient à peine 0*,ft2 cenligr.; fi^ction qui peut d'ailleurs, en raison de son peu d'importance, être attribuée tout aussi bien à des erreurs d'observation ou à la direction des vents.

Il reste à parler d'une troisième enveloppe du Soleil, dont il a été fait mention plus haut. C'œt la plus extérieure de toutes; elle recouvre la photosphère, est nuageuse et imparfaitement transparente. Des apparnices extraordinaires, de couleur rouge, et ressemblant à des montagnes ou à des flammes, furent aperçues durant l'éctipse totale du S juillet 18&2, sinon pour la première fois, au moins d'une façon beaucoup plus nette; et cette observation fut faite simultanément par plusieurs des observateurs tes plus exercés. C'est ce qui a conduit à reconnaître l'existence d'une troisième enveloppe. Après une discussion approfondie de toutes les observations, Arago a énuméré avec une rare sagacité dans un Mémoire spécial (73) 1^ motifs qui rendent cette hypothèse nécessaire. Il a fait voir en même temps que depuis 1706 on a décrit huit fois, dans des éclipses de Soleil ou totales ou annulaires.

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des émiaences marginales rougefttres, semblables à celles de 1842 (74).

Le 8 juillet 18&S, lorsque le disque lunaire, plus grand en apparence que celui du Soleil , Teut couvert entièrement, on ne vit pas seulement une lueur blanchâtre entourer la Lune en Forme d'auréole on de couronne lumineuse (74 bis); on vit encore deux ou trois protubérances qui semblaient enracinées sur tes bords et que, parmi les astronomes qui les obsenèrent, tes uns comparèrent à des montagnes rougeâtres et anguleuses , d'autres à des masses de glatis colorées en rouge , d'autres encore à des langues de flammes immobiles. Malgré la grande diversité des lunettes dont on fit usage, Arago, Laugier et Mauvais, à Perpignan; Petit, à Montpellier; Airy, sur les hauteurs de la Superga, près de Turin ; Schumach^, à Vienne, et beaucoup d'autres astronomes, s'accordèrent complètement sur les traits principaux qu'oOrait l'ensemble du phénomène. Les protubérances ne Airent pas visibles simultanément sur tous les points; dans quelques endroits on put les apercevoir même à l'œil nu. L'angle sous-tendu par leur hauteur fut diversement estimé. L'appréciati<m la plus certaine parait être celle de Petit, directeur de l'Observatoire de Toulouse. Bile eet de 1' 45"; ce qui, dans le cas où ces appareoces R«nient réellement àes montagnes, leur assignerait une élévaticn de plus de 7000 myriamètres. C'est presque sept ibis le diamètre de la Terre, qui est contenu 113 fois dans celui du Soleil. L'ens«Bbie de tous les f^nomènes observés a conduit à

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conjecturer avec beaucoup de vraisemblance que ces apparences rouges soDt des ondulations de la troisième stnioephère, des masses nuageuses éclairées et colorées par la photosphère (75). Ârago, en développant oette idée, exprime la conjecture que l'azur profond du ciel, que j'ai eu moi-même l'occasion de mesurer sur les pins hauts sommets des Cordillères, avec des instruments aujourd'hui encore bien imparfaits, pourrait foomir un moyen facile d'observer les nuages en ' tonne de montagnes de la troisième enveloppe so- Uire(76).

Ce qui frappe au premier abord, quand on cherche à détermiaer dans quelle zoae du Soleil se montrent babitudIemeDt les taches, c'est qu'elles sont rares vers l'équateur solaire, entre 3* de latitude boréale et 8' de latitude australe, et qu'elles manquent complétemenl dans Ira régions polaires. A deux époques seulement de l'année, le 8 juin et le 9 décembre, les taches De décrivent plus des courbes concaves ou convexes, mais tracent des lignes droites parallèles entre elles et è l'équateur. La zone où les tach^ sont le plus fréquentes est comprise entre 11* et 16° de latitude Nord. Eo génértl, on peut affirmer qu'elles se rencontrent en plus grand nombre dans l'hémisphère septentrional, et, comme te dit Sœmmerifig, qu'elles se prolongent plus loin en dehors de l'équateur vers le Nord que rere le Sud {Outlinct, % 393, Voyage au Cap, p. ûSâJ. Galilée déjà avait donné 29* comme limite extrême dans les deux hémisphères. loba H^^hell recula oette limite jusqu'à 35"; c'est aussi ce qu'a fait Schwabe

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(Schumacber's Astron. Nachr., n" 673). Quelques lâches isolées ont été vues par Laugier sous ftl' (Compte! rendus, t. XV, p. 9il}, 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 l'indiquer, leur rareté sous l'équateur et dans les régions polaires, leur disposition parallèle à l'équateur, ont Tait supposer à sir John Herschell que les obstacles que la troisième enveloppe extérieure peut en certains endroits opposer à l'émission de la chaleur, font naître dans l'atmosphère du Soleil des courants dirigés du pûle vers l'équateur, courants analogues à ceux qui, causés sur la Terre par la vitesse de la rotation, différente sous chaque parallèle, produisent les vents alises et les cal- ' mes qui régnent surtout dans lé voisinage de l'équateur. Quelques taches se montrent si permanentes qu'on les voit reparaître six mois entiers, comme cela est arrivé pour la grande tache de 1779. Scbwabe a pu, en 1860, retrouver un même groupe huit fois de suite. En mesurant exactement un noyau obscur représenté dans l'ouvrage d'Herschell, auquel j'ai foit de si nombreux emprunts, le Voyage au Cap, on s'est assuré qu'il est d'une telle grandeur que le globe terrestre, lancé à travers l'ouverture de la photosphère, aurait laissé encore de chaque côté un espace de plus de 170 myriamètres. Sœmmering remarque qu'il y a sur le Soleil certains méridiens dans lesquels, pendant

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de loDgue£ anoées, il n'a pas vu apparaître une seule tache (Hilo, de Solis maeulis a Sœmmeringio obser~ vaiù, 1828, p. 22). Les résultats si différeots trouvés poar la durée de la rotation du Soleil ae doiveot pas itre attribués seulement à l'inexactitude des observations; ces difTérences proviennent de la propriété qu'ont certaines taches de changer de place sur la surfoce du Soleil. Laugier a consacré à cet objet des recherches spéciales, et a observé des taches qui, prises isolément, auraient donné pour la rotation ui^ darée tantôt de 2&*, 28, tantôt de 26^, &6. Le seul procédé propre à faire connaître la durée de la rotation solaire est donc de prendre une nioyenne entre un grand nombre de taches qui, par la permanence de leur forme et la distance qui les sépare d'autres taches visihies en même temps, garantissent contre les chances d'errear.

Quoiqu'il arrive plus souvent qu'on ne le croit en glsaérgi de distinguer nettement à l'œU nu des taches sur la surlace du Soleil, pourvu que l'on dirige ses observations dans ce sens, c'est à peine si, du commencement du u* siècle au commencement du xvii*, l'on peut retrouver l'indication de deux ou trois phénomènes qui méritent confiance. Tels sont la prétendue station que, d'après les Annales des rois francs, attribuées d'abord à un astronome bénédictin, puis à Bgiobard , Mercure aurait faite durant huit jours sur le disque du SdeJt, en 807; le passage de Vénus sur le Soleil en 91 jours, sous le règne du calife Al-Molassem, dans l'année 840, et les signa m Sole observés en 1096,

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d'après le StaitideHi Ommicon. La meD^oa foite par les historieDs d'obscurcissemeota survenus dans le Soleil, ou, pour parler arec plus d'exactitude, d'ua aOaihlisaemâot plus ou moins loug de la lumière sotaira, m'a coQduit, depuis un grand nombre d'années, h faire des recherches spéciales sur la nature météorologique et peu^être cosmique de ces phénomènes (77). Cooune les grandes accumulations de taches, telle que ctAto, par exem^e, qu'Hévélius observa le 30 juillet iSiiâ, et qui couvrit un tiers du Soleil, sont toujours accompagnées d'une multitude de facules, je suis porté à attribuer aux noyaux obscurs ces assombrtssements, durant lesquels des étoiles devinrent visibles quelque temps, comme dans les éclipses totales.

Un calcul de Duséjour nous apprend qu'use éclipse totale ne peut durer, pour un point de l'équateur terrestre plus de T 58', et pour la latitude de Paris plus de 6' 10''. Les obscurcissements rapportés par les annalistes eurent une durée beaucoup plus kngue, et je serais tenté, pour cette raison, de lee rapporter à trois causes différentes : 1° à la pertui^ation appcurtée dans le développement de la lumière du Soleil ou à lute intensité moins grande de la photosphère; 3* k des obstacles, tels que des couches de nuages plus étendues et fivs épaisses, opposées au fayoanemeat de la lumière et de La chaleur, par l'atttospkère extérieure, imparfaitement transparente, qui recouvre la sphère lumineuse; 3° à des mélanges qui troubleraient l'air qui nous entoure, comme les poussières, généralfaest de nature organique, que transportent les vents alis^

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343 — et lag préteoduefi ptuies d'encre ou les pluies de sable, dont Macgowan rappcHrIe qu'elles tombeot eo Gbioe durant plusieurs jours. Les deux démises explications n'exigeât aucun aOaiblisEemeDt dans la production peut-être électro-magnétique de la lumière, hypothèse d'après laquelle la lumière serait une aurore boréale perpétuelle (78); 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 conjedures 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 oeil, après avoir parcouru un grand 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 ou gazeux (Cosmos, t.'l , p. M ; t. II, p. 397). Il est essentiel de distinguer la lumière oaturdle rayonnant directement du Soleil , des étoiles et des flammes , qui n'est polarisée qu'à la condition d'èlre réfléchie par un plan de glace , sous un angle de 35° 2ô', et la lumière polarisée qui émane spontanément des corps solides ou liquides incandescents. La bmière pc^ftrisée vient très>probablement de l'intérieur de ces eorps. Passant d'un milieu plus dense dans la coudie d'air envirtmoante , elle est réfractée à la sur-

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face; une partie du rayon est renvoyée vers riolériair et devient de la lumi^ polarisée par réflexion , tandis que l'autre partie offre les caractères de la lumière polarisée par réfraction. Le polariscope chromatique distingue ces deux lumières l'une de l'autre, d'après les situations opposées qu'occupent tes images colorées complémrataires. A l'aide d'expériences très-délicates qui remontent au-delà de 1820 , Arago a démontré qu'un corps solide incandescent, par exemple un boulet de Ter chauffé au rouge, ou bien un métal fondu à l'état liquide et lumineux, n'émet dans une direction perpeDdiculaire à sa surface que de la lumière naturelle; mais que les rayons qui , partant des bords , forment pour arriver jusqu'à nous un angle d'émergence trèsincliné sur la surface, sont polarisés. Si l'on voulait appliquera des flammes gazeuses ce même appareil qui sépare si nettement les deux sortes de lumière, on ne pourrait découvrir de traces de polarisation, quelque petit que fût l'angle sous lequel seraient émanés les l'ayons. Bien que , même pour les gaz , ta lumière prenne naissance à l'intérieur du corps iDcandesceal, dans ce cas cependant, en raison de la faible densité des couches gazeuses, la longueur de la route que les rayons ont à traverser et l'obliquité de leur direction ne paraissent pas diminuer leur intensité ni leur nombre, et i'épiergtaice de ces rayons, leur passage dans un autre milieu 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 ; il ré-

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— âû5 — suite de cette importante comparaison que ce qui brifle dans le Soleil ne [trovient pas du corps solaire, ni d'une substance liquide , mais d'une enveloppe gazeuse et douée d'une lumière propre. Ceci peut s'appeter une analyse physique de la photosphère.

Le même instrument optique a aussi donné la preuve que l'inlensité 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 rôuge, l'autre d'un bleu verdâtre, sont projetées l'une sur l'autre, de façon que le bord de la première tombe sur te centre de la seconde, la partie commune de?ient parfaitement blanche. Si l'intensité luoiiDeuse du Soleil était dilTérente en ses divers points, plus grande, par exemple, au centre qu'à la circonférence, CD obtiendrait au bord du segment commun, en réunissant partiellement les deux images colorées , d'un cdté du rouge, de l'autre cdté du bleu ; cela tient à ce que du calé de l'image rouge les rayons bleus ne pourraient neutoaliser qu'en partie les rayons rouges provenant du centre qui sont plus nombreux. RappeioQs-nous maintenant que dans une atmosphère ga- Kose, les bords doivent parattr^ plus lumineux que le centre, et que, dans un globe solide , les bords et le centre doivent avoir la même intensité ; il s'ensuit que la photosphère , formant pour nous le disque apparent dn Soleil, devrait paraître plus éclatante à la circonférmce qu'au centre , résultat contredit par le polariscope, qui indique une égale intensité de lumière au centre et sur les bords. Si celte opposition n'a pas lieu,

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on doit l'allribuw à l'enveloppe de vapeurs qui enloore la photosphère , et éteint moins la lumière du ceoUc que celle des rayons qui , partant des bords , ont à Tranchir à travers ces nuages une plus IcHigue distança pour arriver à l'œil de l'observateur (79). Desphysidens et des astronomes célèbres, Boaguer et Laplaœ, Airy et sir John Herscbell , sont opposés à ces vues d'AragO; ils tiennent l'intensité des bords pour inférieure à celle du centre , et le deroiOT ncHnmé de ces illustres savants rappelle « que d'après les lois da l'équilibre, cette atmosphère extérieure devrait avoir une forme sphM>ïdale plus aplatie que les eaTOloppes qu'elle recouvre , et que la densité plus grande qui en résulterait vers l'équateur devrait déterminer une diffêrence dans l'intensité de la lumière rayonnante (80). > Arago s'occupe actuellement de soumettre son opinion à de nouvelles épreuves, et de ramenn* le résultat de ses observations è des rapports numériques précis.

La comparaison de la lumière solaire avec les deux lumières artificielles les plus puissantes cpi'on ait pu jusqu'à préswt produire sur la ture, donne, dans létat encore si imparfait de la photoniétrie , les rapports suivants : Dans les ingénieuses expériences de Ftzeau et de Foucault, la lumière de Dmmmond, produite par la flamme d'hydrogène et d'oxygène dirigée snr de la craie est relativement au disque solaire comme i est à 1J16. On a reconnu que le courant lumineux c^tenv entre deux charbons, dans l'expérience de Davy, par l'action d'une pile de Bunsen, est au Soleil , sous l'influence de &6 éléments, dans le rapport de 1 à ft.3;

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et Mt employanl de très-grands éléments , comme 1 à 9,5; il n'est donc pas trois fois plus fbible que h lumière solaire (81). Si aujourd'hui encore on n'apprend point sans étoanemeat. que l'éclat éblouissant de la lamière de Drummood, projetée sur le disque du Soleil, a l'apparauce d'une ta(^e noire, on doit admirer doublemoit la sa^cité de Galilée qui , dès l'année 1612, par une suite de déductions sur ta dislauce à laquelle Valus doit être du Soleil pour être visible à l'œil [H'ivé d'instruments, conclut que le noyau le plus sombre des ta(ie3 solaires est plus brillant que la portion la plus éclatante de la pleine Lune ($3) .

William Herschell, exprimant par le nombre 1000 l'intansité générale de la lumière du Sdeil, estimait en mojeane celle des pénombres des taches à Ù69 , celle Al noyau obscur à 7. D'après ces données, sans dgule bien conjecturales, si l'on estime avec Bouguer que le Soleil est 300,000 fois plus éclatant que la pleine Lune, la pleine Lune posséderait SOÛO fois moins de lumière qne le noyau noir des taches du Soleil. Certains passages de Mercure ont manifesté d'une manière remarquable l'intensité lumineuse de cette pOTtion centrale des taches, qui n'est autre chose que le corps obscur du Soleil, éclairé par le reflet des parois ouvertes de la photosphère, et celui de l'atmosphère nuageuse qui Ibnne les pénombres, ainsi que par la lumière des eouches d'air leirestres , interposées entre le Soleil et l'observateur. Comparés k la planète dont l'hémisphère Btn éclairé était alors tourné vers la Terre, les noyaux «ombres des taches voisines semblaient d'un gris

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- Si» — clair (83). Lors du passage de Mercure, le 5 mai IS3Q, UD excellent observateur, le conseiller Sehwabe, de Dessau, a examiné attentiveroeot la différence d'obscurité entre les noyaux et la planète. J'ai malbeureusement perdu l'occasion de faire moi-même ce rapprochement lors du passage du 9 novembre 1S02 que j'observai au Pérou, bien que Mercure touchât presque plusieurs noyaux. Trop préoccupé de déterminer la position de la planète par rapport aux fils du télescope, je négligeai cette comparaison. Eu Amérique, le professeur Henry démontra dès l'année 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 , et l'on mesura à l'aide du .Ihermo- multiplicateur les différences de température {8k).

Que les rayons calorifiques se distinguent des rayons lumineux par des longueurs différentes dans les ondulations ransversales de l'élher, ou qu'il y ait identité entre eux, et que les rayons calorifiques produisent en nous la sensation de lumière par une certaine vitesse de vibration , propre à de ti^s-hautes températures, toujours est-il que le Soleil, source de la lumière et de la chaleur, peut faire nattre et entretenir des forces magnétiques sur notre planète et surtout dans l'atmosphère qui l'enveloppe. La connaissance déjà ancienne de phénomènes thermo-électriques dans certains cristaux, tels queja tourmaline, la boracîte, la topaze, et d'autre part la grande découverte d'CErsled

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(1830) , d'après laquelle tout conducteur traversé par r^ectricilé exerce , pendant la durée du courant, des influences détermiDées sur l'aiguille ahnantée, rendirent sensible la relation intime cpii existe entre la chaleur, l'électricité et le magnétisme. Appuyé sur cette sorte de parenté, l'ingénieux Ampère , qui attribuait toute espèce de magnétisme à des courants électriques agissant dans un plan perpendiculaire à l'axe de l'aignille aimantée, proposa celte hypothèse que la tension magnétique du globe est produite par des courants électriques, circulant autour de notre planète, de l'est i l'ouest, et que, par suite, les variations horaires de la déclinaison magnétique dépendent de la chaleur, source des courauts , qui varie elle-même suivant la position du Soleil. Les recherches thermo-magnétiques de Seebecit, d'oii il résulte que les variations de tempéralore dans les soudures d'un circuit de bismuth et de cuivre, ou d'autres métaux dissemblables, déterminent nne déviation de l'aiguille aimantée, conGrmèrent les vues d'Ampère.

Une brillante découverte de Faraday , que l'auteur rient de soumettre à un nouvel examen presque au moment où l'on imprime ces feuilles, jette un jour inattendu sur cette importante qu^tion. Des travaux antérieurs de ce grand physicien avaient déjà démontré qoe tous les gaz sont diamagttéHques , c'est-^-dire se placent dans la direction de l'est à l'ouest, comme le bismath et le phosphore, avec cette circonstance toute- Gms que l'oxygène jouit de cette propriété à un degré moindre que tous les autres gaz. Ses dernières re-

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cherches, dont le commencémeût recaoni* k iHhl, prouvent que l'oxygène seul, parmi tous les ^z, tend, comme le fer, k une position nord-sud, mais que par la dilatation et l'élévation de température il perd de cette force paramagoétique. 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 cooraie les limites qui séparent ces deux moirés changent constammefit 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 terrestreà 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 répatidues dans les parties accessibles du globe (85) . Ainsi , sans qu'il soit nécessaire de supposer des pâtes magnétiques dans le Soleil, non plus que des forces magnétiques particulières dans les rayons qui en émanent, le corps central de notre système planétaire peut , en raisou de sa puissance comme source de chaleur, exciter sur le globe terrestit! une activité magnétique.

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Od a «sayé de démontrer, au moyen d'obserrations météorologiques embrassant plusieurs années, mais bornées à quelques Gtations, qu'une face du Soleil, cdle, par exemple, qui était tournée vers la Terre le 1" janvier 18&6, possède une plus grande puissance de calorique que la face opposée (36). 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 Greenwicb, une diminutioD du diamètre solaire. La périodicité des taches du Soleil , ramenée par le conseiller Schwabe, de Dessau, &des formules numériques, parait mieux fondée. Aucun autre astronome vivant n'a pu consacrer à cet objet une attention aussi persévérante. Durant 2Ji années consécutives , Schwabe a souvent passé plus de 300 journées par an à explorer le disque du Soleil. Ses observations de iSkk à 1850 D'étant pas encore publiées , j'ai dû recourir à son amitié pour en avoir communication ; il a, en outre, répondu à un certain nombre de questions que je lui avais posées. Je termine le chapitre de la constitution physique du Soleil par l'extrait dont cet observateur «'iniiient a bien voulu enridiir mon livre.

1 Les nombres contenus dans la table suivante ne lussent aucun doute, au moins pour l'époque comprise entre 1826 et 1850, que les variations dans le nombre des la(^es solaires se reproduisent par périodes de 10 ans environ, de sorte que le maximum tombe dans les années 1838, 1837, 18à8, le minimum en 1833 et 18à3. Je n'ai point eu l'occasion (il ne faut point

oublier que c'est Schwabe qui parie) de recueillir une suite cootiaue d'observations plus anciennes; cependant je ne serais pas éloigné d'admettre que la durée de cette période puisse subir elle-même des , (87).

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