CHAPITRE IV

1. ConpiTioNs D'OBSERVATION DES ECLIPSES. — C’est par le récit d’une éclipse de Soleil que s'ouvre l'Histoire de l’Astronomie et les premiers astronomes dont les noms — peu glorieux à la vérité — nous soient parvenus sont ceux dont les Annales Chinoises de lan 2137 avant Jésus-Christ nous apprennent le sort funeste (1). Depuis cette époque reculée, l'intérêt scientifique des éclipses de Soleil a été croissant. Outre qu’elles constituent, pour les archéologues, un moyen précieux, souvent le seul, de vérifier les dates, il y a malheureusement encore des phénomènes solaires importants — un surtout, la Couronne — qu’on ne peut voir qu'aux éclipses. Aussi les principales nations du monde envoient-elles en chacune de ces occasions des missions spéciales dans les régions les plus favorables, afin de profiter le mieux possible des courts instants disponibles.

Les Eclipses de Soleil peuvent être partielles, annulaires ou totales. On peut faire certaines observations utiles, de position principalement, aux éclipses partielles et annulaires; mais les éclipses totales sont de beaucoup, à tous égards, les plus intéressantes. Leurs conditions d'observation, heures des contacts, trajectoire suivie sur le globe par l’ombre

de la Lune, etc., sont données par la « Connaissance des

Temps» deux ou trois ans d'avance. Il y à ainsi, chaque année, de deux à cinq éclipses qui, comme on sait, reviennent périodiquement à intervalles de 18 ans 11 jours (période du Saros).

(1) Is s’appelaient Hsi et Hô. Incapables de prédire l’éclipse, on les trouva ivres au moment critique et ils furent aussitôt mis à mort...

En un lieu donné, on observe en moyenne une éclipse totale tous Les 360 ans, ce qui suffit à montrer la rareté du phénomène. Aucune éclipse ne dure jamais plus de 7"40° (1) dans la phase de totalité ; une éclipse de 6" est déjà rare et une de 3 ou 4" est en général considérée comme très favorable. La largeur de l’ombre, c'est-à-dire, pratiquement, de la ligne où 1l faut se placer pour observer, ne peut excéder 267 kilomètres; elle oscille d'ordinaire entre 80 et 160 kilomètres. En

Les principales recherches à faire aux éclipses peuvent se répartir en quatre groupes : 1° Les études d’Astronomie de position (heures des contacts, recherche de planètes voisines du Soleil, photographies destinées à vérifier la Théorie de la Relativité, ete.) ; 2° la photographie du Spectre-Eclair ; 3° l’étude de la Couronne (forme, spectre, polarisation...) ; 4° enfin l’observation de phénomènes météorologiques tels que la marche de la température ou de la pression barométrique, l’ionisation de l’atmosphère, les ombres volantes, etc. : ces dernières recherches ne rentrent pas dans le cadre de cet ouvrage.

2. TRAVAUX COURANTS D'ASTRONOMIE DE. POSITION. — Nous insisterons peu sur les observations des contacts. Elles permettent de vérifier les théories de la Lune et du Soleil. La Lune traverse en apparence le disque solaire de l'Ouest à l'Est (dans le même sens qu’elle masque les étoiles lors des occultations) et les deux astres sont quatre fois en contact, deux fois extérieurement, au début et à la fin de la totalité, et deux fois intérieurement. Les observations se font avec les moyens habituels, soit à l’œil et à l'oreille, soit, ce qui est bien préférable, à l’aide d’un chronographe enregistreur.

Les éclipses fournissent aussi une occasion d’élucider la question des planètes intramercurielles ; l’affaiblissement de l’éclairement du Ciel au voisinage du Soleil doit permettre de les voir plus facilement, si elles existent, qu’en temps normal. De pareilles planètes ont été parfois invoquées pour

(1) D'après M. C. T. WarrmeL, Monthly Notices, t. LX, 1900, p. 435.

rendre compte du déplacement du périhélie de Mercure : on n'a jamais réussi à en voir une seule d’une facon certaine (1). — On s’est demandé également s’il n’existait pas quelque petit astre en l’un des points « triangulaires » de Lagrange, c’est-à-dire en l’un des points du plan orbital de Mercure qui forment avec cette planète et le Soleil un triangle équilatéral. Lagrange a en effet démontré qu’un corps qui serait une fois parvenu avec une certaine vitesse en un pareil point y demeurerait toujours, sans s’en écarter jamais beaucoup : il pourrait donc se former Ià tout au moins des agglomérations de météorites. On connaît d’avance les coordonnées des deux points du Ciel à étudier : il n’y a qu’à prendre, durant une éclipse, une photographie des deux régions. Jusqu'à présent on n’a Jamais rien trouvé.

3. ESSAIS DE VÉRIFICATION DE LA THÉORIE DE LA RELATIVITÉ (2). — On sait que les théories modernes sur la constitution de la matière et aussi le Principe de Relativité tel qu’on le concevaitil y a vingt ans exigent que l’énergie soit douée d'inertie. Des expériences fort précises (celles d'Eôtvôs) ayant établi la stricte proportionnalité de la pesanteur à l’inertie, un rayon lumineux venant d’une étoile doit, en passant près du Soleil, être attiré par lui et décrire non pas une ligne droite, mais bien une branche d’hyperbole : les asymptotes de celle-ci forment un petit angle qu’on peut calculer pour chaque valeur de la plus courte distance au Soleil en considérant la lumière comme un projectile dont la vitesse serait de 300.000 kilomètres par seconde.

D'autre part, M. A. Einstein a été conduit vers 1915 à généraliser la Théorie de la Relativité et à chercher une forme de loi d'attraction qui, à l’encontre de celle de Newton, serait entièrement indépendante du choix des axes

de coordonnées. La loi qu’il a obtenue, très voisine de la loi

(1) I est à peu près sûr qu’une planète de 8e grandeur aurait déjà été vue et il en faudrait des myriades de cette importance pour expliquer l’'anomalie du périhélie de Mercure.

(2) Pour tout ce paragraphe, voir l'ouvrage de A.-S. EnpiNGrTon, Espace, Temps et Gravitation, trad. Rossiewoz, Paris, Hermann, 1921.

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de Newton, ne s’en distingue que par quelques phénomènes peu apparents qu’elle exige, notamment : 1° un déplacement séculaire du périhélie de Mercure qui se trouve différer fort peu de celui observé, dont l'explication, depuis Le Verrier, a été vainement cherchée; 2° un léger décalage vers le rouge — encore très discuté — des raies spectrales solaires ; enfin 3° une déviation de la lumière par les corps attirants, exactement double de celle dont nous venons de parler.

Si donc l’on photographie simultanément le Soleil et les étoiles voisines — ce qui n’est guère possible que lors des éclipses — celles-ci doivent paraitre légèrement relevées, comme s’il y avait réfraction dans l'atmosphère solaire, par rapport à la position qu’elles auraient si le Soleil n'était pas là. La déviation doit être avec la Loi d’Einstein double de ce qu’elle serait avec la loi de Newton et, dans les deux cas, en raison inverse de la distance apparente de Pétoile au centre du Soleil.

Afin de vérifier ces déductions et de décider entre les deux lois, des observations soignées ont été entreprises lors de Péclipse du 29 mai 1919 par M. A. S. Eddington à l'Ile du Prince (Golfe de Guinée) et par M. A. C. D. Crommelin à Sobral (Brésil). Les résultats ont été favorables à la loi d’Einstein. — À l’éclipse du 21 septembre 1922, en Australie, la question a été reprise par MM. W. W. Campbell'et R.J. Trumpler (1), de l'Observatoire Lick, avec toutes les précautions imaginables. Les mesures ont donné, comme moyenne générale de quatre paires de clichés (118 étoiles) et pour la déviation au ras du bord solaire : 17,72 + 0”,11. La théorie d’Einstein donne 1/,745. L’accord entre les deux résultats parait remarquable. Pourtant Les discussions théoriques (2) ontété longues sur cette importante question et l’intérêt primordial qui s’y attache fait prévoir qu’elle n’est pas encore épuisée.

(1) Lick Observatory Bulletin, t. XI, 1924, n0 346, p. 41.

(2) Voir à ce propos : Sir Josepa Larmor, Monthiy Notices, t. LXXX, 1919, p. 118. Et aussi Philosophical Magazine (série 6), t. XLV, 1933, p. 43.

Cours d'Astronomie. — BosLer-Imn. 12

A. Sercrre-Ecrain. — Les éclipses de Soleil fournissent une occasion très précieuse d'étudier le spectre d'émission de la couche renversante et par suite de vérifier de façon complète la loi de Kirchhoff dans le cas du Soleil. Juste avant le commencement et après la fin de la totalité, la Lune ne laisse à découvert qu'un croissant très effilé du Soleil. Les pointes de ce croissant brillent alors d'une lumière émanant uniquement de l’atmosphère solaire, à l'exclusion de

Fig. 60. — Spectre-éclair (négatif). Région H et K, — Eclipse du 30 août 1905. Mission de l’U. S. Naval Observatory (d'après S. À. Mitchell). celle du spectre continu, émise par le disque. On doit done, en ces endroits, si l'explication classique du spectre solaire est exacte, voir brillantes les raies noires de Fraunhofer. I'enest bien ainsi. — En photographiant, aux instants voulus, le spectre au prisme-objectif (1), on obtient ce

ÿ (1) Un excellent appareil pour étudier sommairement, aux Eclipses, le spectre-éclair (ou celui de la Couronne) est la Jumelle spectroscopiqué préconisée par M. E. W. Mauxoer. C’est une jumelle ordinaire dans l'un des tubes de laquelle on a interposé soit un prisme à vision directe, soit un réseau. ù ÿ

ce qu'on appelle le spectre-éclair (flash-spectrum) (fig. 60), cest-à-dire autant d'images des pointes du croissant solaire que la couche absorbante du Soleil contient de radiations et ces pointes sont d'autant plus longues qu'il s’agit de corps s'étendant plus haut au-dessus de la photosphère. C'est de cette façon que M. L. E. Jewell en 1900 (1) a pu établir un tableau tel que le suivant, où les hauteurs auxquelles s'élèvent les diverses vapeurs sont indiquées en regard de leurs poids atomiques :

Biemente Ga Heure. Ms) Ti, Sr Al Sc: ,Ba Na Fe ©YMn Va: Zn Cd Poids atomi - CL'ERCEM Haut. (mil- NérSIdeRm UN 220 42,8 120 8 5,6, 5,6 2,8 28 9,4 1,6 1,6:1,6° 1,3: 0,32, 0,24. 0,02

DR NN SSSR O TS ELA AS TONOS ESC SOS RO TE CR a?

On peut aussi, comme l’a fait Le 30 avril 1905 M. $S. A. Mitchell (2), employer un réseau concave de Rowland : c’est peut-être la meilleure méthode; elle n’exige aucune autre pièce optique. — En disposant un spectroscope à fente de facon que la fente, tangente au bord solaire, vienne toucher l'extrémité du croissant, on observe encore le spectreéclair (PL VI. Mais l'expérience est, dans la pratique, délicate car le point à viser se déplace très vite le long du bord solaire et il faut le suivre en manœuvrant sans cesse Les rappels de la lunette ou du cœlostat, ce qui n’est pas toujours facile.

Quel que soit le procédé employé, on obtient ainsi à la fois le spectre de la chromosphère et celui de la couche renversante. On constate alors que ce dernier coïncide pratiquement avec celui de Fraunhofer (3) : toutes les raies sombres du second se retrouvent brillantes dans le premier et inversement (à l'exception bien connue des raies de l'Hélium et des dernières raies de l’Hydrogène) : seules les intensités

(1) Astrophysical Journal, t. XI, 1900, p. 234.

(2) S. A. Mrrouezz, Zclipses of the Sun, 1923, pp. 220 et suiv. (New- York, Columbia University Press). Et aussi Astrophysical Journal, t. XXXVIIT, 1913, p. 407.

(3) Mireueze, loc. cit., p.233. — Il n'y a pas, en général, entre les longueurs d’onde des raies des deux spectres de différences supérieures à

0,02 À, ce qui correspond à la limite de précision des observalions.

diffèrent; mais ces divergences sont liées à la remarque qui va suivre.

Il y a en effet dans les résultats trouvés un point assez énigmatique. Quand on jette les yeux sur le tableau précédent, on y voit que si la répartition des divers éléments en hauteur est parfois conforme à l’ordre des poids atomiques, les éléments les plus lourds restant fréquemment confinés dans les couches basses, il y a de nombreuses exceptions. Une surtout est remarquable : les raies H et K du Calcium s’observent plus loin de la photosphère, semble-t-il, que celles de l'Hydrogène, ce qui est d'autant plus curieux que les autres raies du même élément ne manifestent pas cette particularité. L’explication de l’anomalie réside en partie dans le fait que les divers éléments n'émettent pas leur spectre avec une égale facilité; mais elle a été donnée surtout par les recherches récentes (1) concernant les gaz ionisés. Certaines raies spectrales, les raies d’arc, sont émises par l'atome neutre; d’autres, les raies dites « renforcées » ou d’étincelle, par l’atome ionisé, c'est-à-dire ayant perdu un ou plusieurs électrons. Or, dans un gaz lumineux, le pourcentage des atomes ionisés est d'autant plus grand que la température est plus haute, mais aussi que la pression est plus basse. Dans les hautes régions de la chromosphère où la raréfaction est extrême, il est donc naturel de rencontrer le Calcium ionisé, dont les raies H et K sont les principales. Les autres éléments donnent lieu à des remarques analogues.

Avant la mise en service de très grands instruments, on n'avait jamais pu que fort exceptionnellement, à cause de la très faible épaisseur (1: ou 2”) de la couche renversante, observer son spectre (c'est-à-dire le spectre-éclair) en temps normal. On y réussit couramment maintenant au Mont Wilson (2) depuis 1913, depuis qu'on dispose là de grandes images solaires directes atteignant 42 centimètres de diamètre.

(1) Voir p. 531.

(2) Mount Wilson Solar Observatory, Annual Reports et Contributions, nos 41 (1909) et 95 (1915).

Une des principales conséquences de ces observations a été de nous montrer que la distinction entre les diverses couches de l'atmosphère solaire n’est pas aussi tranchée qu'on l’a cru longtemps (1): les mots de chromosphère, de couche renversante et de photosphère ne doivent pas être pris dans un sens absolu et l'absorption a lieu en réalité, pour chaque élément, sur une grande épaisseur.

5. La COURONNE : ASPECT GÉNÉRAL. — La Couronne, l'auréole qui environne le Soleil éclipsé est de beaucoup son caractère Le plus saillant et celui à l’étude duquel on consacre encore le plus d'efforts. Ce magnifique phénomène est connu de toute antiquité : sa vue soulève toujours chez ceux qui en ont été témoins la plus vive admiration.

Pendant la totalité, la Lune, entièrement noire, est souvent entourée par places de flammes roses : ce sont des protubérances. Parfois aussi, aux éclipses de très courte durée, on aperçoit quelques points blancs brillants, les « grains de Baily » (2), simplement dus à la lumière photosphérique qui se glisse dans les dépressions ou dentelures de la surface lunaire. Mais la Couronne s'étend bien au delà de tous ces appendices immédiats du Soleil. Sa couleur est d’un gris perlé; de longs filaments ou panaches s’en échappent et peuvent aller très loin, jusqu’à 10 diamètres solaires, tandis que des brèches obscures, issues du bord même de la Lune, séparent les différents panaches.

La Couronne est invisible en dehors des éclipses : c'est à peine si on la voit quelques secondes avant ou après la totalité. On a fait de nombreuses tentatives pour la photographier en temps normal : aucune n'a réussi. Ces Insuccès tiennent à ce que l'intensité de la lumière coronale est comparable à celle du fond du Ciel ; le spectre de la Couronne étant, lui aussi, principalement continu, il est très difficile de lui appliquer la méthode qui réussit si bien pour Les protubérances (3).

(1) MironeLz, ouvrage cité, p. 242.

(2) Miss À. Czerre, History of Astronomy during the XIXth Century 4e édit , 1902 (Londres, A. et C. Black), p. 62.

(3) Voir p. 156.

On a longtemps hésité à attribuer à la Couronne une origine purement solaire et non atmosphérique ou optique : 1l n'y a plus de doute aujourd’hui. Sans parler du caractère spécial du spectre coronal, la photographie a en effet prouvé qu'à une même éclipse le phénomène otfre à peu près exactement la même apparence en des lieux très différents (1).

Par contre la Couronne change d'aspect d’une éclipse à l’autre, en redevenant à peu près semblable à elle-même tous les 11 ans (2). Aux époques de maximum (PI. XIIT) des taches, elle est très étendue, dans toutes les directions à peu près pareillement : c’est alors que, toutes choses égales, son éclat est le plus grand. Aux époques de minimum (PI. XIV) au contraire, la Couronne est moins vaste; mais elle va beaucoup plus loin à l’équateur qu'aux pôles solaires : de longs panaches issus des latitudes moyennes semblent se rabattre sur le plan équatorial, alors qu'aux deux pôles de petits filaments incurvés rappellent singulièrement l'apparence des lignes de force d’une sphère uniformément aimantée (fig. 98, p. 285) En même temps, la luminosité générale de lauréole est moindre qu’au maximum de l’activité solaire.

Les panaches de la Couronne partent donc nettement, lors. des minima, de la région habituelle des taches et des protubérances éruptives. On peut se demander si les jets coronaux individuels émanent {oujours soit de taches, soit de perturbations locales de la chromosphère. 11 est difficile de répondre catégoriquement à cette question, car nous ne voyons qu'en projection un phénomène à trois dimensions. Il semble cependant qu'il en soit effectivement ainsi (3) et c'est là, on le conçoit, un point très important.

6. INTENSITÉ DE LA LUMIÈRE coRoNALE. — L'’éclat de la Couronne est difficile à apprécier : les protubérances et la chromosphère, qui forment parfois des festons rouges au bord

(1) Voir là-dessus : Mirenezz, ouvrage déjà cité, p. 324. (2) Voir notamment : G. Bicourpax, Les Eclipses de Soleil, Notice de l'Annuaire du Bureau des Longitudes pour 1906, p. A T4.

(3) Miss A. CLerke, Problems in Astrophysics, 1903 (Londres, A. et C. Black), p. 129.