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▼is saîllaoles qui relienDenl le pêne, on tourne la clef de droite à gauche, et le canon, imprimant le mouvement au pignon dont les dents engrènent celles du péno, lait avancer ce dernier. Il est maintenu ensuite dans sa position sans pouvoir reculer par les vis saillantes. Cette combinaison présente un moyen de fermeture aussi sim*
{>le que sûr, il est im|iossible de crocheter a serrure. Quand on veut rouvrir on presse de nouveau sur le volant, oui, en repoussant les broches et les vis saillantes montées sur les ressorts en acier, dégage Je pêne ; puis on fait tourner la clef de gauche k droite, et les dents du pignon rencontrant celles du pêne, le font reculer. L'auteur a eombîné la forme des ressorts avec la résistance qu'ils opfiosent à la pression du volant sur les broches; ils sont construits en ader trempé, a6n qu'aucun d'eui ne puisse être forcé. Les broches portent des têtes qui les em|»6cbent de rentrer plus qu'il n'est nécessaire pour faire avancer ou reculer le pêne. {Soeiéié éTencauragemetUf t. VI, p. 57.)
M. Mathé a obtenu un brevet de cinq ans pour ses serrures de sûreté, dont l'une trèssimple, se compose de deui pagnes, sur Tune desquelles est une entrée qui déguise U figure de la clef et empêche d'en prendre l'empreinte ; d'une plaque de recouvrement, d*un pêne, d'un ressort portant une dent oui entre dans les crans du pêne , d'un equerrepour le demi-tour, de deux boulons avec écrous, servant k diriger l'un la course du pêne, et lautre le bec du canon, d'un autre ressort avec gâchette, servant d*amnsette h secrets ; d'une barre de sûreté fiiée par une vis à bouton et un écrou k rosette , de deux pitons qui, au moyeu d'une agrafe, servent a fixer la serrure sur la porte, de manière qu'on n'aperçoit ni clous, ni vis , ni écrous ; d'une plaque de têle, sur laquelle est découpée la fausse entrée ; d'une autre plaque de I6le, sur laquelle est découpée la forme de la clef, et qui peut servir à .faire vne clef sans le secours de la serrure; d'une rosftte pour cacher l'entaille de la coulisse du pêne, de rosettes servant k ouvrir le demi-tour, d'étoiles pour lever l'arrêt du pêne. (Breveis fubliéSf tome IV, page 133, planche 13. — Soeiéié dtme^uragemtimt^ 18U6, U VII, pag. 255.)
M. Régnier a foit, sous le nom de serrares égyptiennes, des serrures pour portes d'appartement et d'autres pour meubles.
Les premières sont composées, l*d*unécusson égyptien posé à l'extérieur de la porte ; 8* d'un palestre qui renferme les pênes et ua bec-de-canne : ces trois pièces doivent être considérées comme des verrous dégagés de toutes garnitures qui surchargent les serrures ordinaires, dites de sûreté ; un fort bouton è olive, placé à l'extérieur, fait îoner les pênes ; un second bouton est également placé à l'intérieur de l'appartement, en sorte qu'on peut se fermer en dedans comme en dehors. La clef de cette serrure m quatre dents. La manière d'ouvrir cette serrure est la même du cache-entrée. On
place la clef dans une mortaise pratiquée au-dessus de Técusson, on soulève le râteau autant qu'il est possible, et, pendant qu'il est soulevé, on retire l'onglette du petit point d'arrêt, et le bouton devient mobile. Alors la serrure est ouverte et ne présente plus que reflet d'un t>ec-de-c8nne ordinaire pour le service journalier, que tout le mon* de peut ouvrir en tournant le bouton. Lorsqu'on est dans l'apoartement et qu'on veut s y renfermer, on ferme la serrure à double tour et on abat un petit tourniquet fixé au palestre, alors le jeu des pênes est arrêté pour ceux qui sont en dehors, et, lorsqu'on veut permettre l'entrée, on relève le tourniquet : ce moyen simple et facile dans Tusage, établit une grande sûreté pour se renfermer avec sécurité. Lorsqu'on veut fermer s^ serrure en dehors, il faut tourner le bouton à un point convenable, lequel point est désigné par un petit index en ader fixé sur la ti^e du bouton : cet index doit être dirigé immédiatement au-dessous du clou supiérieur de Técusson. Dans cette position, on fait avancer la coulisse en soulevant la clef, et alors le bouton devient immobile et la serrure est fermée. La poignée du bouton extérieur devient mobile sur son pivot lorsque l'on veut le forcer à tourner, en sorte que, si un mal intentionné voulait employer la force pour obliger les pênes k marcher, la poignée toumeraU sur son axe, sans altérer les pièces intérieures, parce que leur résistance est plus grande que la puissance du bouton ; ainsi cette serrure reunit la sûreté k la solidité qu'une bonne fermeture doit avoir. Les serrures de meubles ne diffèrent des serrures d'appartements que par leurs dimensions, et la manière de les ouvrir est la même ; mais elles n'ont pas besoin de clefii pour être fermées, il suffit d'aligner l'index du bouton immédiatement au-dessous du clou supérieurt et de fiûre revenir l'onglette k son point de fermeture. (Société éC encouragement f bulletin 59, tome VUl, page 135. )
M. Kegnier s'etant procuré une serrure de M. Bramah, a reconnu en eflét qu'elle était incrochetable, mais qu'k l'aide d une fausse clef on pouvait briser les garnitures, et par conséquent forcer la serrure, non pas sans efforts,- mais presque sans bruit; ce qui Ta convaincu que cette serrure, quelque ingénieuse qu'elle soit, avait un ^ancl défaut. Pour remédier k cet inconvénient, il fallait fortifier les garnitures de manière qu'une Classe clef se rompit avant de jiouvoir les forcer, et c'est ce qui a été fait ; en sorte
par un procédé maintenant k Paris k meilleur marché qu'en Angleterre. Jusqu'k présent les serrures Bramah n'ont pu être employées que pour des meubles, aujourd'hui elles Muvent servir aux portes d'appartements les plus fortes sans augmenter le volume de la deL Ainsi, la petite clef d'un nécessaire pourrait également fermer une porte cocbère s*il en
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était besoin. M. Régnier en a présenté qaa* tre à la Société d'encouragement : la première est une serrure de coffret pour nécessaire; la seconde est une petite serrure d*armoire« qui peut également servir pour un secrétaire ou un tiroir : c*est celle qui est le plus en usa^e; la troisième est une serrure de l'invention de M. Régnier, à deux tours et demi et à trois pênes, pour portes d'appartement ou de cabinet ; enfin, la quatrième est un fort verrou de sûreté qu'on peut appliquer extérieurement à toutes les portes, comme fermeture auxiliaire.
Quoique ces sortes de serrures soient de différentes formes et dimensions, la petite clef n'en est pas moins la même; en sorte que si on ne voulait avoir qu'une clef seule pour la porte d'un cabinet et de tous les meubles qu'il renferme, il serait aisé de se la procurer. Cette clef fait agir directement les'pènes des petites serrures de porte d'entrée ou d'appartement, elle fait mouvoir un petit verrou d'acier à coulisse qui arrête le mouvement d'un fort bouton en fer qui agit sur les pênes; ainsi la serrure reste fermée tant que le bouton est immobile. L'olive de ce bouton est Qxée sur sa tige par une forte rivure qui comprime cette poignée olive, en lui donnant un frottement dur sur sou axe; en sorte que si Ton voulait employer la force pour faire a^ir le bouton quand la serrure est fermée, 1 olive tournerait sur son pivot sans forcer la serrure, ()arce que la résistance du petit verrou d'acier est plus cons^idérable que la puissance de l'olive. Ce moyen que l'auteur à déjà employé pour les serrures égyptiennes et pour ses cadenas à combinaison, lyoute à celle-ci un nouveau degré de sûreté qui n'existe pas dans les serrures ordinaires. Après s'être assuré de la solidité de ce mécanisme, par la rupture de deux iausses clefs qui se sont tordues ou cassées sans pouvoir ouvrir la serrure, on a calculé le nombre des difficultés que les garnitures opposent aux fausses clefs, et on a trouvé que les cinq petits barreaux d'acier qui composent cette garniture sont susceptibles de recevoir en fabrication chacun dix positions différentes: or, ces cinq pièces mobiles par l'effet d'un seul ressort à boudin, peuvent donner entre elles un nombre de combinaison égal à la cinquième puissance du dixième, c'est-à-dire à cent mille dispositions différentes, lesquelles sont autant d'obstacles qui s'opposent au passage d'une fausse clef. Les jjens de l'art qui ont vu ce mécanisme conviennent que celte fermeture présente des avantages particuliers par la sûreté et la commodité dans l'usage, et qu'elle fait époçjue dans l'art du serrurier. Dans la collection que M. Régnier à présentée à la Société d encouragement, on remarque la petite serrure de coffret qui est composée: l'd'un palastre en laiton garni d'un pêne à deux lermetures; 2* d'un tambour en cuivre fixé au palastre qui renferme cinq petits barreaux d acier formant la garniture ; 3* d'une clef forée fendue de cinq encoches inégales , suivant les entailles des
cinq barreaux d'acier renfermés dans le tambour. L'orifice de cette serrure ne présente qu'une ouverture de la grosseur d'uuo plume à écrire. On introduit la clef daas cette ouverture, et en appuyant sur l'anneau le ressort cède, et dans un tour de main la serrure est ouverte, il en est de même pour la fermer. La serrure de secrétaire peut également servir pour les portes d'armoires et les tiroirs. Son \}ène est simple et solide. Le tambour de la garniture est semblable à celui de la serrure précédente, et la manière de faire jouer la clef est la même, en sorte qu'en appuyant sur cette clef, dans un tour de main la serrure est ouverte ou fermée. La serrure de porte de cabinet est comme celle de nos appartements ordinaires, elle est pourvue d'un pêne fourchu à deux tours etd'un bec-de-canne. Sur lefoncet de cette seirurê est fixé le tambour qui renferme les pièces mobiles de la garniture; par dessous ce tambour est une petite rèr^le d'acier à coulisse, portant à son extrémité supérieure un petit verrou qui pénètre dans une morta.ise pratiquée dans la tige des boutons à olive ; mais cette introduction du petit verrou à coulisse ne peut avoir lieu que lorsqu'on a placé les boutons à un point convenable. Ce point est reconnu par un iudex fixé sur les tiges des deux boutons. Ils doivent être places dans la ligne perpendiculaire que l'œil ou le tact jugent facilement. Lorsque les index sont ainsi placés, il est aisé de taire jouer le petit verrou à coulisse, soit eu dehors, soit en dedans. £q dehors on le fait mouvoir à l'aide de la clef, et alurs la serrure est fermée ; en dedans on n*a qu'à soulever le petit bouton de cuivre. Ce mécanisme peut-être considéré comme un verrou de nuit ou de iour, quand on ne veut pas permettre l'entrée chez soif Ainsi cette serrure forme à volonté un simple bec-de-canne pour le service journalier, et une serrure de sûreté à deux tours et demi, que l'on ne peut ouvrir. Ces sortes de serrures peuvent varier en force et en grosseur, sans exiger une clef plus volamineyse, puisque cette clef ne fait pas mouvoir les pênes, mais seulement le petit verrou qui arrête le mouvement du bouton. 11 en est de même pour le gros verrou de sûreté qu'on peut appliquer indistinctement à toutes les portes extérieures. Enfin il est démontré qu'avec une petite clef qui parait simple en apparence, on peut aujourd'hui fermer les plus grosses serrures avec la plus grande sûreté, et il y a tout à parier qu'on n'ouvrira pas cette espèce de serrure avec une fausse clef. [Soeiéli d'encouragement^ 1811. t. X, p. 5, \)ï,.n. — Diciii
découteries^ t. XV, p. 81 à %.)
Comme l'emploi de la serrurerie est d*uD usage journalier , il ne sera pas inutile de terminer notre arlicle«sur cette matière par quelques réflexions sur les mémoires iies serruriers. 11 faut une grande habitude de la serrurerie et avoir Toail bien exercé pour ne pas se laisser tromper par leurs comptes amplifiés^
fisi s:x
Dans la aerrorerie on distingue Iroîs choses : 1* le prix principal d'acquisition ; â* celui des fournitures accessoires, comme les Tîs, les clous, etc. ; 3* le prix enfin de la pose. Nous ne pouvons ici déterminer aucun prix; car ils varient èTinfini, suivant la nature des serrures et la qualité du fer qui y est employé. Mais lorsque farchitecte reoonniiAt qu*au lieu d*une marchandise de première qualité, le serrurier en a fourni de qualité inférieure, il doit diminuer les prix d*un quart, et même de moitié.
il n*est pas rare de rencontrer des fournisseurs qui, pour grossir leurs mémoires, comptent séparément des articles qui ne doivent Ggurer qu*en glqlie sur ces mêmes mémoires. Ainsi, pour une serrure ils compteront la fourniture, puis rentrée, nuis la gâche, puis encore les lioutons , les vis, la pose , etc. 11 faut avoir soin de ne pas se laisser séduire par cette énuméralion, et lorsque Ton traite avec eux, il est nécessaire de bien spéciGer les conditions ; sans cette précaution, l'on est souvent leur dupe pour des sommes considérables. C'est surtout dans de menues réparations que Ton se trouve lésé, si Ton n y fait une attention sérieuse, et si Ton n*a pas soin de ramener à un seul article tout ce qui a rapport à un même objet. SEXTANT A RÉFLEXION. — Invention d9 M. Le Noir. — Les astronomes distinguaient un sextant établi par le successeur «le Ramsden. M. Le Noir a su tirer un parti «Tantageux d'une espèce de toit fixé audessus des miroirs, et qui reçoit en même temps le bout de la vis qui sert à hausser ou à baisser la lunette ; il y a fixé deux petits cylindres auxquels on suspend un niveau à crodiets. Les points de suspension ont une vis de correction, de même que le ni- Teaot qu'on peut corriger par le retournement, comme on corrige celui d'une lunette méridienne. La ligne qui passe par les points dç suspension sera alors horizontale ; si elle était en même temps parallèle à Taxe optique de la lunette, cet axe serait horizontal également, et il suffirait, pour mesurer la baatenr d'un astre, de faire cc»ïncider son image réOéchie avec le fil horizontal de la lunette, lequel, dans cette supposition, marque l'horizon vrai. Le parallélisme de la ligne des points de suspension avec l'axe optique se vérifie par le renversement, que le petit volume de l'instrument rend facile. En répétant cette opération et en corrigeant chaque fois la moitié de l'erreur par la vis de (Uirrection des points de suspension, on peut obtenir le parallélisme parfait ; mais il est plus simple, suivant M. Burckhardtt d*observer la hauteur d'un objet terrestre assez éloigné et peu élevé dans les deux positions de l'instrument. La différence de deux hauteurs donnera l'erreur totale de rioslrument, composée de l'erreur de coUimation et du défaut de parallélisme de l'axe optique avec les points de suspension, li s'ensuit, continue toujours H. Burckhardt, qa'en apoliquant un tel niveau à un cercle de réflexion, ainsi que l'a t'ait M. Le Noir,
DES LNVCXTIOKS.
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une observation croisée donnera la hauteur double de l'astre. Le nouveau mécanisme est susceptible de toute exactitude, et sera très-utile aux voyageurs, en leur permettant de déterminer leur latitude et leurs temps par le moyen des étoiles ; et, pendant la nuit, on obtient une observation facile et exacte, car on peut éclairer les fils de la lunette en tenant une lumière derrière le petit miroir, ei en affaiblissant son éclat par les différents verres colorés destinés |H>urle soleil. M. Borckhardt |>eiise que le nouveau mécanisme de M. Le Noir ne complique nullement la construction des instruments destinés à un genre d'observations trop difficiles avec les moyens actuels, et par cela même presque totalement négligé ; et, par ces considérations, il lui semble mériter l'approbation de la classe. {Mémoires do VJnitUut, 1808.)
SIRÈNE. — {Machine d'acoustique.) — Invention de M. Cagniard delaTour.— Cette macbine se compose d'une botte circulaire en cuivre d'environ quatre pouces de diamètre. Le dessus de cette botte est percé obliquement de cent ouvertures ayant un quart de ligne de largeur et deux lignes de longueur. Son milieu porte un axe gui sert de centre de mouvement au plateau qui recouvre les ouvertures. Ce plateau est aussi fiercé de cent ouvertures correspondantes à celles de la boite, et ayant une obliquité semblable, mais en sens inverse des premières. L'obliquité des ouvertures n'est pas une condition nécessaire à la production du son; elle ne sert qu'à donner au courant la direction convenable pour faire tourner le plateau : ce qui dispense, quand on le veut, d'employer pour cet effet un agent extérieur. Sur le côté de la botte est ajusté un tube par lequel arrive le vent du soufflet. Dans les expériences auxquelles on a soumis cette machine pour déterminer les vibrations de chaaue ton, le plateau a été mû par le moyen d'un rouage que mettait en jeu la descente d'un poids sus|>endu à la corde du barillet moteur. On faisait varier la vitesse du volant régulateur sur leuuel était fixé Taxe prolongé du plateau, en eioignant plus ou moins de cet axe les ailettes
JK>rtées par les branches du volant. Le souflet n'a été mis en action que pour faire juger seulement si les tons de la machine s'accordaient avec les notes de l'instrument d'après lequel on s'est réglé. Cet instrument est le fer harmonique monté en ut comme le piano-forté. Le son, qui se prolonge dans cet instrument comme dans le violon, est produit par la friction d*un archet sur les tiges de fer ou d'acier de longueurs et de grosseurs différentes, et sa justesse est à peu près constante comme celle des diajia* sons. iUict. des découvertes^ t. XV.)
SOLEIL (cofiWi7tt/î(m physique du)^ par M. Arago. — 1852. — Vers le milieu du mois de juillet dernier, des astronomes appartenant aux principaux observatoires de l'Europe se rendirent en Norwége, en Suède, en Allemagne, en Russie, et s'établirent d'uis
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des filles où Téclipse de soleil du 28 du mdme mois devait être totale. Ils espéraient que ce phénomène, étudié avec des instruments puissants, conduirait à des explications plausibles de diverses apparences sif;naléçs dans les éclipses antérieures, et sur esquelles personne n'avait osé se prononcer d'une manière définitive. Comment I se sont écriés des esprits chagrins, peu au fait, je dois le supposer, de rïiistoire de l'Astrono* mie, comment ! la science qu'on dit la plus parfaite trouve encore des problèmes à résoudre, même en ce qui concerne Taslre autour duquel tous les mouvements planétaires s'exécutent! est-il vrai qu*à beaucoup d'égards nous ne soj'ons pas plus avancés
Sue les philosophes de la Grèce antique? >n a cru aue ces questions devaient être prises au sérieux. Je me suis chargé de rédiger la réponse, sans me dissimuler tout ce qu'elle aura d'aride, et sans oublier que fies détails devenus aujourd'hui élémentaires viendront forcément se placer sous ma plume; mais j'ai nensé que l'indulgence ne saurait manquer a celui qui remplit un devoir. ,
Un coup d*œil général sur les travaux des philosophes anciens et des observateurs modernes nous prouvera d'abord que si l'on a étudié le soleil depuis deux mille ans, le point de vue a souvent changé, et
aue, dans cet intervalle, la science a fait 'immenses pas en avant.
Anaxagore pi étendait que le soleil n*était guère |)lus grand que le Péloponèse.
Eudoxe, qui jouit dans l'antiquité d'une si grande estime, donnait au même astre un diamètre neuf fois plus grand que celui de la lune. C'était un grand progrès si l'on compare cette évaluation à celle d*Anaxagore. Mais le nombre donné par le philo* •ophe de Gnide s'éloignait encore énormément de la vérité.
Cléomède, qui écrivait sous le règne d'Auguste, dit que les épicuriens, ses contemporains, s'en rapportant aux apparences, soutenaient que le diamètre réel du soleil oe surpassait pas un pied.
Mettons en regard de ces évaluations arbitraires la détermination qui se déduit des travaux des astronomes modernes, exécutés avec les soins les plus minutieux, et à l'aide d'instruments d'une délicatesse extrême. Le soleil a 357,000 lieues (de h kilomètres) de diamètre; il y a loin, comme on voit, de ce nombre à celui qu'adoptaient les épicuriens. Bd supposant le soleil sphérique, son vo* lume est égal à quatorze cent mille fois celui de la terre. Des nombres aussi énormes n*étant pas fréquemment employés dans la yie usuelle, et no nous donnant pas une idée précise des grandeurs quils impli-
Ï|uent, je rappellerai ici une remarque qui èra mieux sentir l'immensité du vol.ume solaire. Imaginons que le centre du soleil coïncide avec celui de la terre ; sa surface non-seulement atteindra la région dans laquelle la lune circule , mais ira presque une fois au delà.
Ces résultats, si remarquables par leur immensité, ont la certitude des principes de géométrie élémentaire qui leur ont servi de Base.
La carrière quei'ai à parcourir étant assez étendue, je n établirai pas en détail la comparaison entre les résultats vraiment absurdes par leur petitesse, auxquels les ^anciens s'étaient arrêtés sur la distance du * Soleil à la Terre, et ceux qu'on a déduits dfs observations modernes. Je me bornerai même à dire ici qu'il est démontré, et ce n'e^t pas sans raison que je me sers d'un terme aussi positif, qu il est démontré, depuis le passage de Yénui observé en 1769, que la distance moyenne du soleil à la terre est de 38 millions de lieues, et qu'entre l'hiver et l'été, l'astre s'éloigne de nous de plus d'un million de lieues : telle est la distance du globe immense, dont les astronomes modornes sont parvenus à déterminer la constitution t^hysique. Nous ne trouvons rien à ce sujet dans les anciens philosophes qui mérite do nous occuper uo instant.
Leurs disputes sur la question de savoir si le soleil est un feu pur ou grossier, uo feu éternel ou susceptible de s'éteindre, n'étant appuyées sur aucune observation, laissaient dans la plus profonde obscurité le problème que les modernes ont essayé de résoudre.
Les progrès qu'on a faits dans cette voie datent de 1611. A cette époque peu éloignée de celle de l'invention des lunettes, un astronome hollandais, Fabriciutf vit distinctement des taches noires se montrer sur le bord oriental du soleil, s'avancer graduellement vers le centre, le dépasser, atteindre le bord occidental, puis disparaître pendant un certain nombre de jours. De ces observations souvent répétées depuis, on a pu déduire la conséquence que le soleil est un globe sphérique doué sur son centre d'un mouvement de rotation dont la durée est égale à vingt-cinq jours et demi. Ces taches noires, irrégulières et variables, mais bien définies sur leur contour, ont quelquefois des dimensions considérables; on en a va dont la largeur était plus de cinq fois celle de la terre : elles sont généralement entourées d'une auréole sensiblement moins lumineuse aue le reste de l'astre, et qu'on a appelée pénombre. Cette pénombre, primitivement remarquée par Galilée, et (mservée avec soin, dans les chaDgements qu'elle éprouve, par les astronomes ses successeurs, a conduit, sur la constitution physique da soleil , h une supposition qui, de prime abord, doit paraître bien- singulière. Cet astre serait un corps obscur entouré, à aoe certaine distance, d'une atmosphère qui pourrait être comparée à ratmospBèfe terrestre, lorsque celle-ci est le siège d'une couche continue de nuages opaques et réfléchissants. A celle première atmospbèn en succéderait une seconde, lumineuse par elle-même, qu'on a appelée la pkoUMffkén. Cette photosphère, plus ou moins éloignée
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(l« Talmosphère nuageuse intérieure, déterminerait par son contour les limites visibles de Taslre. Suivant cette hypothèse, il y aurait des taches sur le soleil toutes les fois qu'il se formerait, dans les deux atmosphères concentriques, des éclaircies correspon* dantes, qui permettraient de Toir à nu le corps obscur central.
Les personnes qui ont étudié les phénomènes avec des lunettes puissantes, les astronomes de profession, les juges compétents , reconnaissent que Thypothèse dont je Tiens de parler sur la constitution physique du soleil rend un compte très-satislaisant des bits. Cependant elle D*est pas généralement adoptée : des ouvrages qui font autorité représentaient naguère les taches comme des scories flottant à la surface liquide de l'astre et sorties de volcans solaires , dont nous ne trouverions qu'une faible image dans les valcans terrestres. Il était donc désirable qu'on parvint à déterminer par des observations directes la nature de la matière incandescente du soleil. Mais lorsqu'on songe que nous sommes séparés de cet astre par un intervalle de 38 millions de lieues , et que nous ne pouvons nous mettre en communication avec sa surface visible qu'à l'aide des rayons lumineux qui en émanent , se proposer ce problème semblait être une témérité injustifiable. Les progrès récents de l'optique ont fourni cependant les moyens de le résoudre complètement. Quelques détails, qu*ou me pardonnera , rt*ndront cette solution évidente.
Personne n'ignore aiyourdliui que les physiciens sont parvenus k distinguer deux espèces de lumière : la lumière naturelle et la lumière polarisée. Un rayon de la première de ces deux lumières jouit des mêmes propriétés sur tous les points de son contour ; il n'en est pas ainsi de la lumière polarisée. Les diûérents côtés de ses rayons n'ont pas les mêmes propriétés ; ces dissemblances se manifestent dans une foule de phénomènes que je ne
(mis mentionner ici. Avant d'aller plus oin , remarquons ce qu'il y a d'étrange dans des exi)ériences qui ont amené lé* gitimement les physiciens à parler des divers côtés d'un rayon de lumière, à distinguer ces côtés les uns des autres; le mot éirange , dont je viens de me servir, parallia certainement naturel k ceux qui songeront que des milliards de mil*liards de ces rayons peuvent passer simultanément dans le trou d'une aiguille sans ^ se troubler. La lumière polarisée a permis d'enrichir les moyens d'investigation des astronomes de quelques instrumenta curieux dont ils ont déjà tiré un parti avantageux, entre autres de celui qu'on appelle tuMtle polariicùpe. Si vous regardez directement le soleil avec une de ces lunettes, vous verrez deux images de même intensité et de même nuance, deux images blanches. Supposons main-
tenant qu'on vise à l'image réfléchie de cet astre sur de l'eau ou sur un miroir de verre. Dans l'acte de la réflexion , les rayons se polarisent; la lunette ne donne plus alors deux images sembla-bles et blanches, elles sont teintes au contraire des plus vives couleurs sans aue les formes aient éprouvé aucune altération. Si l'une est rouge, l'autre sera verte % si la première est jaune, la seconde offrira la teinte violette , et ainsi de suite , les deux teintes étant toiyours te qu'on appelle complémentaires ou susceptibles par leur mélange de former du blanc.
Quel que soit le procédé k l'aide duquel on ait polarisé la lumière naturelle, les couleurs se montrent dans les deux images de la lunette polariscope comme lorsqu'on a visé aux rayons réfléchis par leau ou le verre. La lunette polariseope fournit donc un moyen très-simple de distinguer la lumière naturelle de la lumière polarisée.
On a cru pendant longtemps que la lumière , émanant de tout corps incandeseent, arrive k I'cmI k l'état de lumière naturelle, lorsque dans le trajet elle n'a été ni nartiellAment réfléchie m fortement réfractée. Cette pro|)osîtion manquait d'exactitude k certains égards. Un membre de l'Académie est parvenu k reconnaître que la lumière qui émane, sous un angle suffisamment petit, de la surface d'uD corps solide ou d'un corps liquide incandescent, lors même qu'elle n'est pas polie, offre des marques évidentes de polarisation ; on sorte qu'en pénétrant dans la lunette polariscope elle se décompose en deux faisceaux colorés. La lumière qui émane d'une substance gazeuse enflammée, d*une substance semblable à celle qui éclaire aujourd'hui nos rues, nos magasins, est toujours, au contraire, k l'état naturel, quel qu'ait été son angle d'émission. Le procédé mis en us^ge pour décider si la substanco qui rend le soleil visible est solide , liquide ou gazeuse, ne sera plus qu'une apr*lication très-simple des remarques qui précèdent , malgré les difficultés qui paraissaient décimler de l'immense distance de l'astre.
Les rayons qui nous font voir les bords du disque sont évidemment sortis de la surface incandescente sous un très -petit angle. Les t>ords des deux images vus directement, que fournit la lunette |M>lariscope, paraissent-ils colorés , la lumière de ces bords provient d'un corps liquide ; car toute supposition qui ferait delà surface eitérieure du soleil un corps solide est écartée définitivement par l'observation du rapide changement de forme des ta* cbes. Les bords ont^ils conservé dans la lunette leur blancheur naturelle, ils sont nécessairement gazeux (1).
(I) Ln corps leeaedrfcratt dœl on avait éiadié, a«ac uti potarittcope, la lumièra éeiisa loas ëiftceais aaflas soot les Miiv>nia : f#/t^, le fer forfé et le
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Les obsorvatiotis laîlefs en regardant directement le soleil un jour Quelconque de Tannée , h Taide de grandes lunettes poJariscopes, ne laissent apercevoir aucune trace de coloration. Donc la substance enflammée qui dessine le contour du Soleil est gazeuze. Nous pouvons généraliser la conclusion, puisque les divers points de la surface du Soleil, par l'effet du mouvement de rotation , viennent chacune à leur tour se placer sur le bord. Celte expérience fait sortir du domaine des sim()1es hypothèses la théorie que nous avons indiquée précédemment sur la constitution de la photosphère solaire. On ne trouve, bien entend u« ni dans les conceptions arbitraires , fruits de rimagination brillante des anciens philosophes de la Grèce , ni dans ce qui nous est resté des travaux des plus célèbres astronomes de récole d'Alexandrie, rien oui puisse , même par une assimilation forcée, être comparé aux résultats que je viens d'énoncer : ces résultats, proclamons-le hautement, sont entièrement dus aux efforts réunie des observateurs du xnt et du xviii* siècle, et aussi pour une certaine part , à ceux des astronomes nos contemporains, tlonsignons ici une remarque dont nous aurons bientôt l'occasion de faire l'application , lorsque nous chercherons 5 déterminer la constitution physique des étoiles. Si la matière de la photosphère solaire était liquide , si les rayons émanés de son boni étaient polarisés, on verrait non-seulement des couleurs sur chacune des deux images fournies par la lunette polariscope, mais elles seraient différentes dans les divers points du contour. Le point le plus élevé sur l'une des images est-il rouge? le point
plâlinâ; liquidée , la fonte de fer et le vetra en fu« kion. b'ià^rèê Cc* eipérience^, vous avez le droit d*affirmer, dira-l-on , que le boletl u*esl i.i de la fvihle de fer fondue, m du verre eu fusion ; m. is qui vous autorise à généraliser? Voici ma réponse: Siuivaul les deux seules txpicaitoiis qa*on s.l données de là polirisaiion anormale que piébeii ent les rayons éiLis sous ue» ai gl s aigus , loui doit se pas- (•r de uiéoie , sauf la quai.tiie, quel que boit le tiquide , pourvu que la surlace d'éiU'igcmesiil un pouvuir réfléchir saut seuftib le. 11 ii*y a.»raii que le cas dans lequel le corps iucandc^ce.il seiait, quant à sa densité, analogue à un gaz, comme, par ex >ui« pie, le 1 quide, d'une rareie |ir j.>que idéale, que plusieurs géomèt*es oui été «mt^nés à placer bypoihé Iquemeui aux dernières limites de notre auiiosphére iù les phénomènes de poUrissitioo ei de culoratio t disparaîtraient ^eal-eire. Je o*ignore pa» ca que jVjouierais de valeur à 1 taLpériince rapportée daus le icxte en la diACuiant au poiut de vue phutom-irique. Je possède tous les éleiueiits d'un pareil examen, mais ce u*est pas ici le lieu de les développer. J ir.*! cependant au-devant d'une difficulté : je dois fane remarquer one les Inmiéres provenant d:; deix substances liquides peuvent, suivant ta uaiure spéciale de ces suDstânces , ne pas être identiques sous le rapport du nombre et de U position des bandes obscures de Frauuhofer , qie leurs tpectres prisluaiiques offrent aux yeux du physicien. Ces dissemblances sont de nature à être considérablement augmentées par les atmosphères diveracmeia cimi&lî ueea que les rayons o.it traversé rs ava a d*«rriver à ToiMeivateor.
diamétralement opposé sur celte mêo^e image sera rouge aussi. Mais les deux extrémités du diamètre horizontal offriront Tune et Tautre une teinte verte, etc. Si donc l'on parvenait à réunir en un point unique Us rayons émanés de toutes le§ parties ou limbe du soleil , même après leur décom(K)sition dans la lunette polariscope , le ruélaoge serait blanc.
La constitution du soleil telle que je viens de rétablir peut également servir à expliquer comment il existe è la surface de Taslre des taches non pas noires , mais lumineuses. Les unes lurent appelées facules; Galilée les observa le premier; les autres, beaucoup moins étendues, rondes pour la plupart, aperçues par Scheiner, et qu'il nomma des lucuUi , font que la surface de Tastre parait pointillée. Je pourrais , chose singulière , faire remonter la découverte d'una des principales causes des facules et des lucules à une visite administrative dans un magasin de nouveautés , situé sur nos boulevards.
J*ai à me plaindre de la compagnie du gaz, difaii te propriétaire de rétablinement ; eiU devrait diriger sur mes marchandises la partie ta plus large de cette flamme à papillon, et souvtni^ par ta négligence de ses employés, c'est par la tranche qu'on les éclaire. — Éiesvous bien sûr^ répondit un de$ a$$isianU^ ffu dans cette position la flamme éclaire motnr que dans la première? Le doute ayant paru mal fondé , je dirai même , ayant paru absurde, on se livra à des expérieucfs exactes, et il fut constaté qu*une flamme verse sur un objet une égale quantité de lumière quand elle Téclaire par la tranche et lorsqu elle se présente à lui par sa plus large surface. Delà résultait la conséqueuro qu'une surface gazeuse incandescente et d'une étendue déterminée, est plus liimineus.e si on la voit obliquement que sous rincidence perpendiculaire. Parconséqueni, si la surface solaire offre des ondulations comme notre atmosphère lorsqu'elle se couvre de nuages pommelés , elle doit parultre comparutivement faible dans les (>art!esde ces ondulations qui se présentent perpendiculairement à l'observateur , et plus brillante dans les portions inclinées; toute cavité conique doit nous sembler une lucule. 11 n'est donc pas nécessaire , pour rendre compte des apparences, de supposer qu'il existe sur le soleil des milliers de loyers plus incandescents que le reste du disque, ou des milliers de points se distinguant des régions voisines par une plus grande accumulation de la matière lumi* ne use.
Après avoir constaté que le soleil se compose d'un corps obscur central , d'une at* luosphère nuageuse réfléchissante et d'une photosphère, nous devons naturellement nous demander s'il n'y a rien au delà » si la photosphère finit brusquement et sans être entourée d'une atmosphère gazeuze peu lumineuse fmr elle-même > ou faiblement rctléchiiisante. Cette troisième atmost^bèrt
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DES INYENnONS.
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disparatlrait ordinairement dans Tocéan de iamière donl le soleil parait toujours entouré , et qui proTÎent de la réflexion de ses propres rayons sur les particules dont se compose Tatmosphëre terrestre. Un moyen se présentait de lever ce doute « c*élail de choisir le moment où , dans une éclipse totale, la lune couvre comnlétemenl le soleil. Presque à l'instant où les derniers rayons partis des bords de Tastre radieux disparaissent sous l'écran opaque formé par la lune, noire atmosphère , dans la région qui se projette sur les deux astres, et les parties environnantes cessent d*étre éclairées.
On sait maintenant quel fut Tobjet principal que se proposèrent les astronomes qui, en 18^2, se rendirent dans le midi de la France, en Italie, en Allemagne, en Russie, où Téclipse de soleil du 8 juillet devait être totale. Dans tous les genres de recherches, la part de Tiniprévu est toujours immense ; aussi les observateurs furent étrangement surpris lorsque, après la disparition des derniers ra>ons directs du soleil derrière le bord de la lune, et celle de la luaiière réfléchie par l'atmosphère terrestre environnante, ils virent quelques protubérances rosacées de 2 h 3 minutes de hauteur s*élancer pour ainsi dire du contour de notre satellite. Chaque astronome, sui?ant la |fente ordinaire de ses idées, s'arrêta h une opinion particulière sur la cause de ces apparitions. Les uns les attribuèrent à des montagnes de la lune ; cette hypothèse ne supportait pas une minute d*examen. D'autres y voulurent voir des efl'ets de diffraction, ou de réfraction. Hais le calcul est la l^ierre de touche de toutes les théories, et le ▼ague le plus indéGni accompagnait, quant à leurs applications aux phénomènes signalés, celles Qont je viens de parler. Des explications qui ne rendent un compte précis, ni <Je la hauteur, ni de la forme, ni de la c^ooleur, ni de la fixité d*un phénomène , ne doivent pas prendre place dans la science.
Yenons h Tidée, fort préconisée un moment, que les protubérances de 18^2 étaient iies montagnes solaires dont les sommités déf>assaient la photosphère couverte par la lune an moment de l'observation. D après Jes évaluations les plus modérées, la hauteur d*un de ces sommets au-dessus du disque solaire aurait été de 19,000 lieua^;. Je «>ais très-bien qu'aucun argument basé sur Fénormilé de cette hauteur ne devait conduire à rejeter l'hypothèse. Mais on pouvait |*ébranler fortement en faisant renian]uer que ces prétendues montagnes offraient des l^arties considérables en surplomb, et qui eonséquemment, en vertu de Tattraction solaire, auraient dû s'éK>ouler.
Jetons on coup d'œil rapide sur une quatrième hypothèse, celle suivant laquelle les protubérances feraient assimilées à des aiuages solaires nageant dans une atroo- ^pliére gazeuse. Nous ne trouverions alors cuo princi|)e de phvsique qui nût nous ipAeher d'admettre l'existence de masses
nuageuses de 25 è 30.000 lieues de long, à contours arrêtés et affectant des formes les plus tourmentées. Seulement, en suivant plus loin l'hypothèse, on aurait le droit de s'étonner qu'aucun nuage solaire n'eût été jamais a^iercu entièrement séparé du contour de la lune. C'est vers cette constatation, le cas échéant, que devaient être dirigées les recherches des aslronomes.
Une monlagne ne pouvant se soutenir sans une base^ il devait suflire de l'observation fortuite d'une protubérance séfiarée en apparence du bord de la lune, et, par conséquent, du bord réei de la photosphère solaire, pour renverser de fond en comble l'hypothèse des montagnes solaires. Mais, qu on le remarque bien, il n'en est pas des recherches astronomiques comme de celles des chimistes et des physiciens ; ces derniers font varier à volonté les conditions dans lesquelles ils opèrent, et qui iieuvent changer la nature des résultats. Les astronomes n'exercent aucune influence sur les phénomènes qu'ils étudient; ils sont obligés d'attendre, quelquefois pendant des siècles, que les astres s'offrent à eux dans les positions favorables à la solution d'une difficulté. Cette fois, les doutes soulevés par les observations de 1842 ont déjà pu être soumis à un nouvel examen expérimental, l'année dernière. Due éclipse de soleil était annoncée pour le 8 août 18S0 ; elle défait être totale aux îles Sandwich.
Lecapitainede vaisseau Bonnard, commandant notre station d'Otaiti, eut l'heureuse pensée d'envoyer le conducteur des ponts et chaussées, il. Kutscvki, de l'Ile de Taîli à Honolulu,capitaie del'archipeldes Sandwich* La relation que nous avons reçue de cet observateur habile renferme la phrase suivante : Le trait délié et rougeàtre qui se trouvait prie de la protubérance nord a paru complètement détaché du bord de la lune.
Postérieurement, dans l'éclipsé du SB juil* let 1831, MM. Mauvais et Goujon, établis k Dantzig, et des astronomes étrangers trèscélèbres, qui s'étaient transportés en divers points de la Norwége» do la Suède et du nord de l'Allemagne, virent, les uns et les autres, dans toutes les stations, une tache également rougeàtre, qui se trouvait séparée du limbe de la lune.
L'observation de M. Kutscyki, et les ob* servations concordantes de 1851, mettent On sans retour aux explications des protnbérances, fondées sur la supposition qu'il existerait dans le soleil des montagnes dont les sommets dépasseraient considérablement la photosphère.
Lorsqu'il sera prouvé rigoureusement que ces phénomènes lumineux ne sauraient être l'effet des inflexions que les rayons solaires éprouveraient en passant près des aspérités qui. bordent le contour de la lune ; lorsqu'il . sera démontré que ces teintes rosacées ne peuvent être assimilées h de simples api«« rences optiques, et ont une existence réelle, qu'elles sont de véritables nuages solaire» ; il y aura une nouvelle atmosphère à ajouter
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MCTIOiNNAIilE
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aux deux dont nous avons déji parlé, car des uuaKes ne pourraient se soutenir dans
le ride (1).
Chacun sait maintenant ce qui reste d'incertain sur un point très-particulier de la constitution physique du soleil. Si Ton songe que les phénomènes qui pouvaient servir a trancher tous les doutes sont habituellement invisibles, qu*ils ne peuvent être aperçus que pendant les éclipses totales de soleil ; que les éclipses totales de soleil sont peu nombreuses; que, depuis l'invention des lunettes, les astronomes d'Europe et d'Amérique n avaient guère eu l'occasion d'eu observer convenablement aue six; personne n'aura plus le droit ae s'étonner qu'au milieu du xix* siècle, la question soulevée par les flammes rougeâtres mystérieuses dont on a tant parlé soit encore k r^iude.
Après les éclaircissements que nous venons de donner, indiquons en peu de mots par quelle série de mesures et de déductions la science est parvenue k fixer la véritable place du soleil dans l'ensemble de l'univers.
Arcbélaûs, qui vivait en U8 avant Jésus* Christ, fut le dernier philosophe de la secte ionienne; il disait du soleil : Ce$i un$ Haile , âeulemmU ceiU iîoilt iurpaae en frondeur iouiet Usautrei. La conjecture, car ce qui ne repose sur aucune mesure* sur aucune expérience, ne mérite pas une autre qualification, était certainement trèshardie et très*belle. Franchissons un intervalle de plus de deux mille ans, et 'nous trouverons les rapports du soleil et des étoiles établis par les travaux des modernes, sur des bases qui défient toute critique.
(f ) Poor qne ces nosges se sooilnssent dans le vide, il riadrait que la force oeninfuge résulunl de leur inouveii>eiil eircuktoire fùi à'cbaqoe instant égale k 11 pesvnienr qni tendrait à les faire lou ber ver» le Mleil. il faNdrail l *s iraii»roriner en de véritables plaHéies filsant leur révola ion auioor de cet ailre avec uoe extrême rs*pîd'lé. Telle rst , en iiibstiinGe, rexpiicaiionqueM.B4bintt adoiii>ëe d«*s protubérances de 1842 , dans h séat.ce de TAcadéinîe des sciences du 16 février 18i6, Le lecteor verra, dans le Mémotre du savant académicien , les considérations ingénieuses sur lesquelles s^appoie eelfe ihé<»rie , et comment elle peut se rattacher an système cosmoaoniqoe de Laplice. Je crois , mainlenani que le phénomène a é«e mimitleasemeni obhCf vé, que M. Babiuet trouvera p<us d^ne difficnlié à concilier Timmen^e vitesse qa*iiest forcé o*a>triliuer à la mai 1ère dt-s protubérances avec Timmobiilté relative de celés qui ont été observées ea i85i, et le ehancemeni de hauteur qu*elie« ont offert. Ces difficultés disparais«eiit lofhque Ici taches sO'it assiinll es à des nuages flottant d«ns une atmosphère solaire douée d*au mouvement de rotation peu rapide.
Je ferai , au reste • renuiniuer que i*exlstenea de cette troisième atmosphère e^t établie p^ir des phénomènes d*nne tonte antre nature, par les inurn*ités comparatives da bord et du centre du soleil , et aussi k quelques égards par la lumière s «diacale , si visible dans nos climats aux époq<ies des ëquliioxt'S. Mais la question envisagée de ce point de vue exigerait des deuils que Je suis forcé de m*iuierdire.
]>epuis près d*un siècle et demi , les ^tronomes cherchaient à déterminer la distance des étoiles à la terre; les insuccès répétés semblaient prouver que le problème était insoluble. Mais quels sont les obsta^ des dont le génie uni à la persévérance m parvienne à triompher. Nous connaisscos depuis très-peu d années la distance qui nous sépare des étoiles les pins voisines. Cette distance est d*environ 206,000 fois la distance du soleil à la terre, pitis de 906,000 fois 38 millions de lieues. Le produit de 906 mille par 38 millions serait trop en dehors des nombres que nous avons roabitude de considérer, pour qu'il soit utile de renoncer. Ce produit frappera davantage TimaKination si je le rapporte k la vitesse de la lumière. Alpha de la constellation du Centaure est Tétoile la plus voisine de la Terre, si toutefois il est permis de parler de voisinage lorsqu'il s'agit des distance!
3ue je vais rapporter. La lumière d*Alpha u Centaure emploie plus de trois aosk nou^ pjarvenir, en sorte que si l'étoile était anésolie, nous la verrions encore trois ans après sa destruction. Qu'on se rappelle que la lumière parcourt 77,000 lieues (306,000 kilomètres} par seconde, que le jour se eom- >ose de 86,400 secondes, l'année de 365 , ours, et l'on restera comme altéré defaot 'immensité de ces nombres. Munis de ces données, transportons le soleil à la distance de cette étoile la plus voisine de toutes, e( ce disque circulaire si vaste, qui le malin s'élève peu à çeu et majestueusement aodessus.de l'horizon, qui le soir emploie uo temps considérable à descendre tout entier au-dessous de ce même plan, n'aura pitu que des dimensions insensibles, même dans les plus fortes lunettes, et son éclat le rangera parmi les étoiles de troisièiD« grandeur. On voit ce qu*est devenue la conjecture d'Archélaiis. On se sentira p«utêtre humilié d'un résultat qui réduit à « peu de chose notre place dans le monde matériel ; mais qu'on y songe, l'homiue j est parvenu en tirant tout de son propre fonds; par là il s*est élevé au rang le pius éminent dans le monde des idées. Les investigations astronomiques seraient dooc très-propres à faire excuser de notre part ub peu de vanité. Que ne m'est-il fiermis de suivre les astronomes modernes dans lear pérégrination immortelle à travers la moititude de soleils qui brillent au firosameiitl Nous les verrions d'abord fixer, à l'aide de leurs instruments, les positions relatîTade ces astres, en cataloguer une centaine de mille; on sait que Pline l'Ancien s*étoonait qilt'Hipparque eût essayé d'en observer 1.0â et qu n comparait ce travail à celui d'oo dieu. Nous remarquerions dans des ouvrages récents des recensements oooiplets qiu nous montreraient que le nombre des éioiles visibles h l'œil nu dans un seul béoiisphère, l'hémisphère boréal, est infériear à 3,000. Résultat certain et qui cependant frappera d'étonnement par sa petitesse les personnes qui ont examiné vaguemeal ^
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dei dans de belles miifs «TbiTer. Cet étonoeneol changerait de nature si nous passions aux étoiles télescopiqaes. En ftisant celte fois porter le dénombrement jusqu'aux étoiles de quatorzième grandeui, les dernières qu*on aperçoive dans nos plus puissantes lunettes, nons trou Tenons, par une étalnation qui ne fournirait qu'une limite en moins, un nombre supérieur h tO millions (40 millions de soleils I!}, et la distance des plus éloignées d'entre elles serait telle, que la lumière aurait besoin de trois k quatre mille ans pour la parcourir. Nous serions donc amplement autorisé h dire que les rayons lumineux, ces courriers si rapides fîous apportent, s'il est permis de s'exprimer ainsi, rhistoire très-ancienne de ces mondes éloignés.
Une expérience photométrique dont les premières indications existent dans le Cosmotheoros d'Huygeos, expérience reprise par Wollaston peu de temps avant sa mort, nous apprendrait qu'il faudrait réunir 20,000 millions d'étoiles semblables k Sirius, la plus brillante du firmament, pour que leur agglomération répandit sur notre jnobe une lumière égale k celle du soleil. Guidé par * le génie perçant de William Herscbell, nous examinerions les étoiles qui se touchent presque, et le grand astronome nons prou-verait que ces astres, en quelque sorte accouplés, ne paraissent pas voisins les uns des autres, seulement par un effet de perspective, mais qu'ils sont dans une dépendance mutuelle et circulent autour de leur centre commun de gravité dans des temps d'assez courte durée, qui déjk ont pu être déterminés dans certains cas. En observant que ces étoiles doubles sont de • couleurs irèsnlissemblables , nos pensées se porteraient naturellement sur les habitants des corps planétaires obsciu^ et tournant sur eux-mêmes, qui, suivant toute apparence, circulent autour de ces soleils, et nous remarguerions, non sans une anxiété réelle pour Tes œuvres des peintres de ces mondes éloignés, qn'k un jour éclairé d'une lumière rouge succède, non pas la nuit, mais un jour également éclatant, éclairé seulement par une lumière v«rte.
La eomnaraison des positions des étoiles déterminées k différentes époques nous prouverait qu'elles sont très-improprement appelées des /Exei, qu'elles se meuvent dans Fespace en divers sens, de manière qa*k la longue, la forme des constellations actuelles sera complètement changée, que les vitesses absolues de ces astres sont inégales, qu'une de celles 'qu'on a pu obtenir, «Tac une entière certitude, est de 90 lieues par seconde, que le solfdi, semblable en cela k toutes les autres étoiles, n'est pas iioaiobUe et entraîne avec lui le cort^ de plaoètes dont il est entouré. Nous serions frappés de l'inégale répartition des étoiles dans la sphère céleste. Lk, nous eu ▼errions plus de 20,000 dans un espace su- Iierficiel égal k la dixième partie de la sur-
DlCTlO?!?!. DIS IXVKJITIOXS. U.
Cice apparente Je la lune; ici, dans une surface de même étendue, pas un seul point lumineux ne serait perceptible, même avec les meilleures lunettes Après avoir jeté un coup d'œil attentif sur la matière Inmineusedisséminée dans des espaces immenses, et qui, par son agglomération continuée pendant des siècles, semble devoir donner naissance h des étoiles nouvelles, nous dîscu-* terious les idées grandioses de Wright, de Kant, de Lambert et de William Herscbell, sur la constitution de la voie lactée, sur ses dimensions. Enfin, quelques pas de
JJns dans l'astronomie conjecturale, c'est— -dire dans cette branche de la science fondée seulement sur d'imposantes prcbabilités et des généralisations naturelles, nous dévoileraient des phénomènes qui, par leur nature, ou l'énormité des nombres qui les mesurent, jetteraient les esprits les plus fermes dans une sorte de vertiçe. Mais abandonnons ces spéculations, si dignes d'admiration qu'elles soient, pour rentrer dans la question principale que je me suis proposé de traiter dans cette Notice, pour essayer, si cela est possible, d'établir quel-
2ue connexité entre la nature physique des toiles et celle de notre soleil.
Nous avons réussi, k l'aide de la lufutie polatiscope^ k déterminer la nature de la substance dont se compose la photosphère solaire, parce que, a raison du grand diamètre apparent ae l'astre, il a été possible d'observer séparément les divers points de son contoiu*. ai le soleil s'éloignait de nous^ jusqu'k la disUince où son diamètre apparent serait inappréciable comme l'est celui des étoiles, la méthode deviendrait inappli^ cable. Les rayons colorés, provenant des divers points du contour, se trouveraient alors intimement mêlés, et nous avons déjk dit plus haut que leur ensemble produirait du blanc. Il parait donc qu'il iaut renoncer a appliquer k des astres sans dimensions sen* sibles le procédé qui nous a si bien conduit au but quand il s'agissait du soleil ; il est cependant quelques-uns de ces astres (lui se prêtent k ces moyens d'investigation, je veux parler des étoiles changeantes.
Les astronomes ont remarqué des étoiles dont l'éclat varie considérablement : il en est qui passent, dans un très-petit nombre d'heures, de la deuxième k la quatrième grandeur ; il en est d'autres chez lesquelles le changement d'intensité est beaucoup plus tranché. Ces étoiles, très-apparentes k certaines époques, disparaissent ensuite totalement pour reparaître de nouveau dans des périodes plus ou moins longues, et sujettes k quelques.légères irrégularités. Deux explications de ces curieux phénomènes se présentent k l'esprit : Tune consiste k supposer que l'astre n'est pas également lumineux dans tous les points de sa surface, et qu'il éprouve un mouvement de rotation sur Ini-méme; alors il est brillant quand sa partie lumineuse est tiiuméa du coté de la Terre* et sombra lorscjuc la partie obscure arriva k la même position. Dans l'antre hypothèse, un satol-
