IG

En interpolant dans ce dernier tableau la distance apparente A' du centre des deux astres, on trouve qu'elle est égale à la somme des demidiamètres apparents à 1**18""Î7', la Lune étant dans Y Ouest du Soleil, et à 3^ 39- 19% la Lune étant dans FEst.

En cherchant à quel moment la distance A' sera minimum on trouve 2* SI" 56'; c'est le moment de la plus grande phase. La distance A' à ce moment est de 5' 9"; les 0,95 du diamètre du Soleil ont donc été éclipsés, il n'cflt resté de visible que la 22""* partie environ du disque solaire.

Ainsi, nous obtenons donc par le calcul que nous venons de Taire, les résultats suivants :

Commencement de Téclipse à VïS'^^Tfi T. M. de BresL

Plus grande phase à 2 31 56 id.

Fin de l'éclipsé à 3 39 19 id.

A l'aide de la méthode et des formules que nous avons indiquées (284), on trouve que la première impression du disque lunaire a eu lieu à l'Occident à environ iOO" de l'extrémité supérieure du diamètre vertical du Soleil.

Ces résultats sont suffisants pour pouvoir suivre les phases du phénomène et noter avec précison l'instant des contacts, dont on a besoin lorsqu'on veut employer le phénomène d'une éclipse de Soleil à la détermination de la longitude d'un lieu (").

S86. Pendant la durée d'une éclipse totale de Soleil^ on voit autour de la Lune une zone lumineuse probablement produite par une atmosphère solaire.

(") Voir mon Court de navigation et d'hydrographie, page 581.

ASPECT d'une Éclipse totale de soleil, 349

Pendant l'ëclipse du 8 juillet iSA% ainsi que pendant celles du 28 juillet 1851 et du 48 juillet 1860, les asironomes qui observaient Téclipse totale ont aperçu, au moment où le Soleil était complètement recouvert par le disque noir de la Lune, des protubérances d'un rose violacé qui surplombaient le disque lunaire. La tîg. 167 représente l'aspect du phénomène au moment de Téclipse totale du 28 juillet 1851.

Fig. 1«7.

L'éclipsé totale de Soleil du 18 juillet 1860 est une des plus remarquables qui se soient observées; non-seulement à cause de l heure favorable à laquelle, dans les plus beaux climats du monde, le phénomène s'est développé dans toute sa magnificence, mais encore par le concours de savants et d'astronomes qui, en cette occasion, se sont rendus soit en Espagne, soit en Algérie, pour obtenir, sur les protubérances roses et sur l'auréole lumineuse qui entourent la Lune au moment de l'obscurité totale, des résultats certains. Ces résultats ont provoqué cependant des opinions si différentes, que je crois utile d'entrer dans quelques détails relativement à 4m phénomène qui encore étudié, nous donnera un jour des notions plus certaines sur la constitution physique du Soleil.

Dans le rapport que MM. Le Verrier et Léon Foucault, de Texpédition française, ont adressé à S. Exe. le ministre de l'Instruction publique, on lit que le mauvais temps qui, pendant Tété de 1860, a désolé la France, s'est même fait sentir en Espagne les jours qui ont précédé l'éclipsé, tellement, que MM. Le Verrier et Léon Foucault ont été obligés de quitter

Tudéla le jour même deTéclipse, et d'aller à la rencontre du beau temps, qu'ils ont enfin trouvé sur un petit plateau, au Sud du cimetière de Tarrazona, ville de TÂragon, distante de Sarragosse de 21 lieues, et située à 6 lieues de Tudéla. C'est sur ce plateau, devenu célèbre par le séjour de quelques heures qu^y a fait la commission scientifique de France, que MM. Le Verrier et Foucault ont pu faire des observations sérieuses sur les protubérances roses.

A peine l'obscurité totale a-t-elle eu réellement lieu que M. Le Verrier a aperçu, un peu à droite du point zénithal du Soleil, caché par la Lune, un nuage d'un beau rose, mêlé de nuances violettes, et dont la transparence semblait rehausser jusqu'au blanc l'éclat de quelques-unes de ses parties. Ce nuage, entièrement séparé du bord de la Lune et à une distance d'environ 45", avait une épaisseur à peu près égale à cet intervalle, c'pst-à-dire était environ trois fois plus gros que la Terre, et avait par conséquent 9000 lieues d'épaisseur, sur une longueur à peu près double.

Un peu au-dessous et à droite de ce gros nuage rose, on apercevait deui nuages superposés l'un à l'autre, offrant de très-grandes inégalités d'intensité dans leur lumière.

A gauche du Soleil, à 30"* au-dessoqs du diamètre horizontal, on voyait deux pics élevés et contigus, d'une teinte rose et violette comme le gros nuage, dans leur partie supérieure, et presque blancs dans leur partie inférieure.

Un peu plus haut se trouvait un troisième pic en forme de dent, séparé dos deux premiers, mais ayant une couleur et une forme parfaitement semblables et n'en différant que par des dimensions plus considérables.

Tout le disque lunaire était enveloppé par la couronne ou auréole lumineuse dont la lumière apparaiss(âit parfaitement blanche et brillant d'un vif éclat.

M. Le Verrier dirigea sa lunette vers les deux astres, vingt secondes avant la réapparition du Soleil, et en observant la partie à droite du disque lunaire qu'il avait trouvée parfaitement blanche pendant l'obscorité totale, il aperçut que le bord Ouest lunaire était tinté par un léger filet d'une épaisseur inappréciable et d'un rouge pourpre ; puis, à mesure que le temps s'écoula, ce filet grandit peu à peu et finit par former autour du disque noir de la Lune, sur une étendue de 30* environ, une bordure rouge d'un contour irrégulier à la partie supérieure. En même temps, dit le savant directeur de l'Observatoire Impérial, a Téclat de la <i portion Ouest de la couronne lumineuse s'exaltait avec une telle rapi- « dite, que je fus dans le doute si je ne revoyais la lumière du Soleil. »

M. Léon Foucault était chargé de la partie photographique. Il a obtenu sur trois plaques, et par suite de déplacements involontaires imprimésau châssis de l'appareil, six images du phénomène au moment de l'obscurité totale. Trois de ces images ont dû se former en un quart de seocHide de tf-mps, la quatrième en iO secondes, la cinquième en 90 secondes, et

ASPECT d'une Éclipse totale de soleil. 351

enfin la sixième en 60 secondes. Dans toutes ces épreuves, l'auréole lumineuse est plus ou moins accusée; mais dans Tépreuve obtenue en 60 secondes, elle s'étend sensiblement à une distance égale à trois fois le rayon du disque central, et elle offre dans son intensité des variations positives et négatives qui figurent les rayons d'une gloire; l'un d'eux, mieux accusé que les autres, se prolonge sur toutes les épreuves au delà du reste de Tauréole, et semble émaner du point occupé par les irrégularités, exagérées du reste sur les images, des sinuosités du contour lunaire.

Vers la fin de son rapport, M. Le Verrier ajoute : « MM. Villarceau et a Chacornac ont observé avec beaucoup de soin le mouvement d'une a protubérance située au Nord; le déplacement constaté est précisément a égal à celui que Von peut calculer en supposant que la protubérance ap-

a partienne au Soleil Ainsi, d'une part, l'observation d'une de ces

a protubérances, parfaitement isolée du disque du Soleil et de la Lune, «en a nettement établi le caractère; de l'autre, l'apparition d'une bande arougeâtre à l'Ouest, au moment de rémersion^ et le déplacement d'une a seconde protubérance déterminée par MM. Villarceau et Chacornac, a prouvent que ces appendices appartiennent au Soleil. Nous donnerons a donc désormais le nom de nuages solaires aux appendices roses qui dea viennent visibles quand la lumière du Soleil est suffisamment éteinte, o

M. Le Verrier trouvant trop complexe la constitution physique du Soleil, telle que les astronomes Tout supposée jusqu'à présent, et à laquelle toutefois il faudrait ajouter une enveloppe formée de l'ensemble des nuages roses dont la réalité est maintenant constatée par l'observation, pense que le Soleil est simplement un corps lumineux, en raison de sa haute température, et recouvert par une couche continue de la matière rose dont on connaît aujourd'hui l'existence. L'astre ainsi formé d'un corps central, liquide ou solide, recouvert d'une atmosphère, rentre dans la loi commune de la constitution des corps célestes.

M. Le Verrier semble néanmoins douter si l'auréole lumineuse appartient au Soleil ou à la Lune, ou si ce n'est pas le résultat d'un phénomène de diffraction de la lumière. Du moment où il est constaté que des nuages immenses flottent à une certaine distance du Soleil, il me semble prouvé que ces nuages ne peuvent être en suspension que dans une atmosphèrequi doit être immense, en raison de l'étendue et de l'épaisseur des nuages, et de la distance à laquelle ils se trouvent de la photosphère. Du reste, cette opinion semble avoir été confirmée par les observations de M. Prazmowski, astronome à l'Observatoire impérial de Varsovie, observations qui ont eu pour but de rechercher l'état de polarisation de la lumière de la couronne et des protubérances. Voici , en effet , les conclusions de cet astronome : a La polarisation de la couronne prouve a que cette lumière émane du Soleil et qu'elle a été réfléchie ; une polaa risation vive, très-prononcée, prouve en même temps que les parti-

a cules gazeuses» sur lesquelles se fait la réflexion, nous envoient de la a lumière réfléchie à peu près sous Tangle maximum de polarisation, a Pour les gaz» cet angle est de 45* ; or, pour réfléchir de la lumière soiis a cet angle» la molécule gazeuse doit se trouver à proximité du Soleil, a Une atmosphère solaire semble seule pouvoir remplir ces conditions, b

M. Petit» directeur de l'Observatoire de Toulouse» a trouvé 20000 lieues d'épaisseur et 80000 lieues de longueur à ces nuages flottants dans la vaste atmosphère du Soleil'» à laquelle il attribue environ 500000 lieues de hauteur.

a Toutes mes observations» » dit le P. Secchi, directeur de l'Observatoire romain, dans une lettre écrite à l'abbé Moigno, à l'occasion de Téclipse totale observée par lui au De&icrto de las Palmas, en Espagne, o m'ont convaincu que les protubérances font partie du Soleil» et qum

a est absurde de soutenir le contraire H me parait aussi prouvé que l'an*

a neau brillant appartient au Soleil. »

Cette opinion est aussi partagée par Don Âquilar, directeur de ^Obse^ vatoire de Madrid» qui a obtenu avec le Père Seœhi des images photographiques de réclipse sur lesquelles les protubérances sont nettement fixées.

Les opinions que nous venons de faire connaître ne sont pas toutefois générales, ot une note insérée par M. Paye dans les Comptes rendus de r Académie des sciences du 43 août 4860, rappelle que M. Von-Feilitzsch, astronome qui observait l'éclipsé à Castellon de la Plana, déclare que» malgré le nombre de taches et de facules qui existaient au momeut de réclipse, aucune d'elles ne répondait aux protubérances, tandis que les monts lunaires qui se trouvaient en deux endroits» près du mince croissant de lumière» vers l'instant du premier contact extérieur lui ont paru répondre à une protubérance et à la chaîne de collines rougeàtres qui la suivaient à TEst. M . Von • Feililzsch en conclut que l'éclipsé de i 860 a fourni des preuves décisives en faveur de l'opinion qui attribue la couronne et les nuages lumineux à de simples apparences optiques et non à des parties intégrantes du Soleil et de son atmosphère. Cet astronome croit cette opinion confirmée par le manque d'accord entre les protubérances observées par lui et celles observées à Miranda et à Valence.

Malgré l'opinion de M. Von-FeiUtzsch» il parait résulter que l'éclipsé du 18 juillet 1860 a plus nettement établi la constitution physique du Soleil» qui, primitivement, n'était qu'à l'état de conjecture; et l'on peut sérieusement admettre que le Soleil est une masse liquide ou solide» incandescente» enveloppée de nuages roses qui flottent dans Tiramense atmosphère entourant l'astre radieux.

On peut alors faire remarquer que, dans cette hypothèse» il doit se produire i la surface du Soleil comme un bouillonnement accusé» du reste, par les taches solaires et par les protubérances observées par tous Ici astronomes qui ont observé l'éclipsé totale du 18 juillet.

ASPECT d'une Éclipse totale de soleil. 353

Cela explique pourquoi il se passe sur la surrace solaire des changements d'une rapidité qui a étonné Scheiner, Galilée, Derham^ Francis Wollaston, William Herschel et plusieurs autres astronomes, et l'on comprend comment les observations des protubérances, quoique faites à des intervalles peu différents en réalité, puisque les astronomes que nous avons cités se trouvaient à Tarrazona, Tudéla, Brivescia, etc., villes peu distantes entre elles, ne sont nullement d'accord.

Ainsi, M. Le Verrier n'a pas vu cette belle protubérance, observée à Brivescia par M. Lespiault, protubérance cylindrique, évasée par le haut, d'un rouge transparent tirant sur le carmin, et qui se trouvait à quelques degrés à l'Orient du point zénithal du Soleil. Toutefois, MM. Le Verrier et Lespiault sont d'accord sur une protubérance située à TEst du disque et au-dessous du diamètre horizontal d'environ 10 à 20 degrés.

Ni Tun ni l'autre des astronomes que nous venons de nommer ne parle des deux pics ayant une base de 18*^ et s'étendant un peu à droite du point zénithal du Soleil, ni de la proéminence crochue, phénomènes observés par M. Blanchi, à Vittoria, sur le monticule de Sainte-Lucie, en compa* gnie de MM, Mœdier, d'Arrest, Goldschmidt, etc.

Tout prouve donc que ces protubérances, que ces saillies, qui se produisent sur la surface du Soleil, changent constamment; c'est ce qui fait que MM. Parpart et Wacker, à l'Observatoire de Storlus, disent tous deux avoir vu surgir un pic perpendiculairement au rayon du disque lunaire, rester en surplomb au-dessus du bord de laLune« et que cette apparition n'a duré que deux ou trois secondes; c'est ce qui fait que M. Charles Packe, observant Téclipse au sommet du Moncayo, près Tarragona, a vu, peu après la disparition du Soleil, des protubérances rouges jaillir des bords du Soleil d'une manière irrégulière et sous la forme de petites pyramides de feu. Enfin, cela explique pourquoi le Père Secchi dit, en parlant des deux magnifiques protubérances qu'il a aperçues un peu au-dessus du lieu de disparition du Soleil, que la première était conique avec une pointe légèrement effilée et courbée, comme on peint d'habitude les flammes, et que l'on aurait dit qu'elle s'agitait; c'est probablement la proéminence crochue observée par M. Bianchi.

287. Périodes astronomiques. En consultant le registre où sont consignés tous les éléments relatifs au mouvement du Soleil et de la Lune^ on remarque que dans une période de 18 ans, on peut observer 70 éclipses sur toute la Terre, 29 de Lune et 41 de SoleiL 11 n'y a jamais plus de 7 éclipses dans une année et jamais moins de 2. Quand il n'y en a que detix, elles sont toutes deux de Soleil.

Il n'y a guère que depuis trois siècles que les calculs astronomiques ont pu successivement acquérir le degré d'exactitude qui les distingue aujourd'hui.

Ce degré de précision, qui fait que l'état du Ciel est rigoureusement

tracé longtemps à l'avance, est, pour ainsi dire, le critérium de la science astronomique.

C'est cette prédiction de phénomènes, dont les éclipses de Lune et de Soleil sont les plus frappants, qui assure, jusqu'à présent à l'astroDomie une supériorité sur les autres sciences, en tant que le mot science soit entendu comme prévoir.

Anciennement, les astronomes ne pouvant soumettre, comme aujourd'hui, leurs prédictions astronomiques au calcul, avaient observé des périodes de temps au bout desquelles les mêmes phénomènes se reproduisaient de la même manière.

Nous allons donner quelques notions de ces périodes astronomiques.

288. Révolution synodique du nœud, — En raison du mouvement rétrograde des nœuds de la Lune qui est de 3' iO" environ par jour moyen, et du mouvement moyen du Soleil qui est de 59' 8" sur Técliptique, le mouvement relatif du nœud par rapport au Soleil est la somme de ces deux quantités, c'est-à-dire 62' 18"; donc, le temps que le nœud met à revenir à la môme différence en longitude avec le Soleil est donné par la relation

360' — — - = 346S619851 environ.

C'est cette période de temps que l'on désigne sous le nom de révolution synodique du nœud.

Du saros ou période chaldéenne qui ramène le Soleil et la Lune à la même position relativement aux nœuds de Vorbite lunaire.

289. Si l'on multiplie par 19 /a révolution synodique du nœud y on trouve 6585^76, c'est-à-dire environ 18 ans et 1 1 jours.

Mais 223 lunaisons ou révolutions synodiques font 6585\32; donc, 19 révolutions synodiques du nœud de la Lune font, à très- peu près, 223 lunaisons. Par suite, si à une époque la Lune et le Soleil ont une certaine position par rapport au nœud de la Lune, au bout de 18 ans et 1 1 jours^ c'est-à-dire de 223 lunaisons, le nœud sera revenu au même point par rapport au Soleil^ la Lune sera aussi revenue au même point par rapport au Soleil, donc, la Lune et le Soleil se trouveront à la même position par rapport au nœud de la Lune.

Par conséquent, si l'on considère un jour où il y a éclipse de Lune^ c'est-à-dire où la Lune étant presque à son nœud est en opposition avec le Soleil y 18 ans et 11 jours après il y aura encore éclipse de Lune.

On comprend al9rs que si, pendant 223 lunaisons, on a noté les dates et \es phases principales des éclipses de Lune qui ont eu lieu, on pourra prédire indéfiniment, d'une manière approximative, le retour des éclipses. C'est de cette manière que les anciens prédisaient ces phénomènes.