ÉCLIPSES OBSERVÉES EN 187I ET
taie de Soleil, qui devait compléter ses études précédentes. Le ciel favorisa sa persévérance.
La ligne centrale de totalité devait passer par le nord de l'Australie, à Java, au nord de Ceylan et sur le continent indien. L'Angleterre se préoccupa naturellement des observations de Tlnde, et elle fit, dans cette circonstance, des sacrifices considérables qui sont tout là son honneur. Par les soins de l'Association britanfBique, une Commission d'une douzaine d'observateurs, dirigée par Téminent M. Lockyer, fut organisée et ifeçut la mission de s'échelonner en quatre ou cinq stations, depuis Ceylan jusqu'à la côte de Malabar. Outre cette expédition, MM. le colonel Tennant et le lieutenant Herscbel, qui avaient pris une si belle part aux observations de 1868, reçurent du gouvernement des Indes la mission d'aller observer sur lesNeelgherries. Le savant M. Pogson, directeur de l'Observatoire de Madras, était chargé d'une mission semblable par lord Napier. Enfin de nombreux officiers et amateurs se préparaient de tous côtés à apporter leur concours à ces travaux: telle était la part considérable de l'Angieterre. L'Italieallait être bien dignement représentée par M. Respighi, qui applique à Rome, avec tant de succès, la méthode des protubérances. La Hollande avait à Java un astronome distingué, M. Oudemans. A l'extrémité de la ligne centrale, en Australie, le phé» nomène ne devait pas être moins bien étudié; les excellents Observatoires que possède maintenant cette belle colonie anglaise s'étaient mis en mesure d'envoyer au nord des astronomes habiles pourvus des meilleurs appareils.
948 L*Afn01IO]UB BM 187I BT 1879.
Rëmimons d'abord les obseryttions faites par notre •avant compatriote, diaprés le Rapport qu'il en a rédigé lui-même au Bureau des Longitudes.
M. Janssen n'avait point étudié la couronne; mais, depuis, ayant beaucoup médité sur les observations de 1868, 1869 et 1870, il était arrivé à cette conviction que la principale difficulté rencontrée dans l'analyse spectrale de la couronne devait provenir du manque d'intensité lumineuse. On sait, en effet, que nos spectres célestes dérivent d'un faisceau lumineux de iV ^t» de millimètre de largeur que le prisme étale sur une surface quelques centaines de fois plus considérable. Or, dans les lunettes ordinaires, l'image de la couronne est-elle assez vive pour supporter un tel aflfoiblissement et donner encore un spectre où l'œil puisse percevoir de délicates lacunes de lumière? L'affirmative paraissait bien douteuse; il devait y avoir là l'expUcation de plusieurs fiûts peu admissibles, signalés parla plupart des observateurs en 1868, 1869, 1870, notamment la continuité du spectre ooronal^ résultat qui conduirait à admettre dans la couronne la présence de corps solides ou liquides incandescents. La première condition à réaliser était donc d'obtenir un spectre de la couronne suffisamment lumineux.
M. Janssen eut alors la pensée de construire un télescope tout spécial, où les conditions optiques qu'an instrument de ce genre doit réunir seraient sacrifiées, i dans une mesure admissible, pour tout reporter sur le 1 pouvoir lumineux. 11 reconnut, par un essai préalable, sur un miroir de 16 centimètres, queTon peut réduire la distance focale principale d'un miroir à n'être que
L*éCLIPSB DU II DÉCSMB&B 187I. ^49
le qnadraple de son diamètre et obtenir encore des images sufiBsamment pures pour l'objet qu'il avait en Yue. Or un miroir dont la distance focale est seulement quadruple de son diamètre donne une image seize fois plus lumineuse que celle d'une hinette astro- Domique de même ouverture et qui aurait un foyer quatre fols plus long.
Ce point fixé, il fit construire un miroir de 38 centimètres de diamètre, qui prit un foyer de i"',4a; le rapport de l'ouverture au foyer était encore un peu plus grand que celui de i à 4, et cependant, avec un bon chois d'oculaires, l'instrument montrait dans Jupiter des détails au delà des deux larges bandes équatoriales bien connues.
Mais il était un ^vitre desideratum également important. On sait que, dans les recherches d'analyse spectrale céleste, on se trouve dans la nécessité d'associer à la lunette qui porte le spectroscope une seconde lunette faisant fonction de chercheur, pour diriger Tin* strument analyseur sur le point que l'on veut étudier. De cette disposition résulte la nécessité de deux observateurs : celui qui dirige le chercheur et celui qui étudie les spectres. Il y a là un grand inconvénient : l'observateur .qui étudie analytiquement les. phéno» mènes d'une éclipse a le plus grand intérêt à les voir lai-môme, et cela tant au point de vue de Finterprétalion qu'il doit en donner que pour se guider dans le choix des points où devra porter son investigation.
Il était donc très-important de trouver une combinaison optique qui permit à :1a même personne de remplir les deux rôles. Ce résultat fut obtenu par une
S50 L'imOHOIIIB Bf 1871 R 187»;
diepotitioii partiailière da chercheiir. L'oeulaire de oet iosUimieiii Ait muni d*abord d'aa prisme à réllexkm totale, pour rendre te direction de visée parallèle à celle du spectroscope; ensuite l'axe optique de ce chercheur fut amené à une distance du spectroscope égale à celle qui sépare les centres pupillaires des yeux.
Cette disposition si simple permet alors d'observer avec les deux yeux, et il suffit de fermer altemaUvement l'un ou l'autre pour obtenir, soit l'image de la région étudiée, soit le spectre correspondant.
Parmi les différents pays pour lesquels l'éclipsé devait être totale, M. lanssen choisît de préférence l'Indoustan; il parcourut le pays pendant un mois et, après avoir étudié les conditions météorologiques spéciales des différentes localités, s'arrêta au niurd de Geylan, sur la c6te occidentale de la chaîne des Ghauts, dans les monts Neelgherries. Il choisit son poste d'observation sur une montagne dominant le village indien de Shoolor, latitude ii''27', longitude orientale 74* aa'. Ce village est formé de quelques misérables cases et ses habitants vivent d'une maigre culture et de leur travail aux plantations de thé dirigées par les Anglais.
L'astronome français fit construire une cabane, fit apporter ses instruments à dos d'homme, à travers un pays sans routes, et fut installé seulement trois jours avant l'éclipsé. La veille (11 décembre), et à l'heure où le phénomène devait avoir lieu, il fit en quelque sorte la répétition générale de te pièce qui devait se jouer le lendemain.
l'éclipsé du 12 PÉGRMBRB 187I. 25 1
A 4 heures du matin, le jour de Téclipse, Tastronome était à son poste attendant avec impatience le moment de Tobservation. Comme il l'avait prévu, le ciel fut pur pour ce moment solennel, tandis que sur la montagne de Dodabetta, où s'étaient installés les Anglais, et que Ton voyait de loin, une couronne de nuage masquait le commencement de la totalité de Téclipse ; mais laissons la parole à M. Janssen lui-même :
a La totalité approchait, dit-il; le ciel était d'une admirable pureté. Je m'étais immédiatement tracé un programme; car, l'éclipsé totale étant seulement de deux minutes, on ne pouvait songer qu'à quelques courtes observations, mais tellement choisies, qu'elles pussent lever définitivement les doutes qui planaient encore sur la nature de la couronne.
2> Je devais m'attacher surtout à bien déterminer la véritable nature du spectre coronal, et si, comme je le prévoyais, il présentait les caractères d'un spectre de gaz, déterminer quels sont ces gaz et quels rapports de nature ils présentent avec ceux des protubérances; terminer en examinant si les données de l'analyse spectrale s'accordent avec celles de la polarisation. Mais, avant tout, je devais consacrer une quinzaine de secondes à l'examen de la couronne dans la lunette pour me former une idée exacte du phénomène et arrêter les points où l'étude spectrale devrait porter.
D Cependant le Soleil va être complètement éclipsé: il est actuellement réduit à un mince filet lumineux qui bientôt se résout en grains séparés. Je fais tomber le verre obscur de la lunette et la couronne apparaît dans toute sa splendeur.
a5a l'astronoiiib bn 1871 et 187a.
» Autour de la Lune brillent plusieurs protubérances d'un rose corail qui se détachent sur le fond d'une auréole doucement lumineuse de couleur blanche, mate et comme veloutée.
» Les contours de cette couronne sontirréguliers,niais assez nettement terminés. La forme générale est celle d'un carré curviligne cintré sur le Soleil, et débordant celui-ci d'un demi-rayon dans les parties les plus basses, et de près du double vers les angles. Aucune diagonale n'a la direction de l'équateur solaire. Cette couronne présente une structure très-curievse dont on peut se servir pour résoudre plusieurs points de théorie. On y distingue plusieurs traînées lumineuses qui, partant du limbe lunaire, vont se rejoindre dans les hautes parties de la couronne. L'apparence est celle d'une ogive ou d'un pétale de Oeur de dahlia. Cette structure se répète tout autour de la Lune, et, , dans son ensemble, la couronne figure comme une 1 fleur lumineuse gigantesque dont le disque noir de la | Lune occuperait le centre. ,
» Je m'arrache à l'extase dans laquelle cet incomparable phénomène m'avait jeté un instant pour exécuter , mon programme. J'examine si la couronne présente 1 des dififérences essentielles au point de contact et au ' point opposé. Je ne trouve point de différence. Je suis | alors quelques instants le phénomène, afin de voir si le mouvement de la Lune va apporter quelques changements importants dans la structure initiale de la couronne ; or rien de semblable ne se produit. Ces épreuves me donnent la conviction complète que jai devant les yeux l'image d'un objet réel situé au delà
l'éclipsb du la décembre 1871. a53
de notre satellite, et dont celui-ci découvre les diverses parties par les progrès de son mouvement sur le Soleil.
Fil
» Ayant terminé cet examen, je reviens aux éI6nents
a54 l'astronomib en 1871 nr 187a.
lumineux du phénomène. Ma yae ayant encore toute sa sensibilité» je commence par Texamen du spectre des parties les plus hautes et les moins lumineuses de la couronne. Je place la fente du spectroscope à deux tiers de rayon environ du bord lunaire. Le spectre se montre beaucoup plus vif quejenem'y attendais àcette distance, résultat qui tient évidemment au grand pouvoir lumineux de Finstrument et à Tensemble des dispositions adoptées. Ce spectre n'est pas continu; j'y reconnais de suite les raies de Fhydrogène et la raie verte (dite i474) : c'est un premier point très-important. Je déplace la fente en restant toujours dans les hautes régions de la couronne : les spectres présentent toujours la môme constitution.
» Partant d'une de ces positions, je descends peu à peu vers la chromosphère, examinant très-attentivement les changements qui peuvent se produire. A mesure que j'approche de la Lune, les spectres prennent plus de vivacité et paraissent s'enrichir, mais ils restent semblables à eux-mêmes comme constitution générale. Dans les hauteurs moyennes de la couronne, de 3 à 6 minutes, la raie obscure D se perçoit , ainsi que quelques lignes obscures dans le vert; mais celles-ci sont à peine visibles. Cette observation prouve la présence, dans la couronne, de la lumière solaire réfléchie ; mais on sent que cette lumière est noyée dans une abondante émission lumineuse étrangère.
» J'aborde alors l'observation qui doit donner les rapports entre la couronne et les protubérances. La fente est placée de manière à couper une portion de la Lune, une protubérance et toute la hauteur de la couronne.
VicuvBg DU la picnoiiB 1871: a55
» Le spectre de la Lune est excessivement pflle; il paraît dû principalement à l'illumination atmosphérique, et donne une mesure précieuse de la faible part que notre atmosphère peut prendre dans le phénomène de la couronne.
» La protubérance donne un spectre très-riche et d*une grande intensité. Ses principales raies, et c'est le point capital, se prolongent dans toute la hauteur de la couronne, ce qui démontre péremptoirement Y&àstence de Thydrogène dans celle-ci.
» La raie verte (dite 1474), si vive dans le spectre de hi couronne, parait s'interrompre dans le spectre de la protubérance, résultat très-remarquable. Je donne encore quelques instants pour bien constater la correspondance exacte des raies de la couronne avec les principales raies de Thydrogène dans les protubérances.
» D ne me reste alors que quelques secondes pour rétude polariscopique. La couronne présente les caractères de la polarisation radiale ; de plus, le maximum d'effet ne s'observe pas à la base du limbe lunaire, mais à quelques minutes de son bord.
» J'avais à peine terminé cette rapide constatation que le Soleil reparaissait. »
Voici maintenant la discussion que H, Janssen fait lui-même de ses observations :
Lorsqu'il s'agit d'un phénomène aussi complexe que celui de la couronne, il est nécessaire de faire concourir des méthodes variées à son étude; c'est pourquoi l'ingénieux observateur a cru indispensabte de considérer la couronne au triple point de vue de son aspect, de son analyse lumineuse, de ses mani-
356 L'aSIUONOHR BN 187I BT 187a.
fostations po]ari8Copiques. Exposons ces diverses observations.
Voyons d'abord ce que nous montre la couronne pendant les premiers instants de la totalité.
Nous avons vu que la structure générale de la couronne a persisté pendant la durée de Téclipse.
On ne pourrait donc admettre ici un effet de l'ordre des phénomènes de diffiraction, engradré à la surface de l'écran lunaire par des rayons rasant les bords de cet écran. En effet, reportons-nous aux circonstances géométriques d'une éclipse totale. Au moment où la totalité vient de se produire, le disque de la Lune est tangent en un point à celui du Soleil^ et va en débordant de plus en plus jusqu'au point opposé. La diffraction se produirait donc, dans les circonstances physiques les plus différentes, aux divers points du limbe lunaire, et une auréole due à cette cause révélerait, par sa dissymétrie, cette diversité de conditions.
En outre, une auréole de cette nature présenterait un aspect incessamment variable pendant les diverses phases de la totalité. Dissymétrique au début, elle se modifierait avec le mouvement de la Lune, et tendrait à prendre une figure semblable autour de notre satellite quand le disque de celui-ci déborderait également partout celui du Soleil. Enfin, à partir de cet instant, cette auréole repasserait par les phases inverses jusqu'à la réapparition du Soleil.
Or rien de tel ne se produisit à Shoolor : la structure générale de la couronne resta semblable à ellemême pendant la durée de la totalité.
Quant à Ihypothèse d'une auréole produite par
l' ÉCLIPSE DU la DÉCEMBRE 1871. aS;
une atmosphère lunaire , il n'est pas nécessaire de s'y arrêter. On sait aujourd'hui que, s'il existe à la surface de notre satellite une couche gazeuse, elle doit être si peu étendue qu'il lui serait absolument impossible de produire le phénomène grandiose de la couronne.
Notre atmosphère ue pourrait pas davantage être invoquée comme cause du phénomène ; mais il est évident qu'elle joue un grand rôle dans les aspects particuliers que la couronne peut présenter en diverses stations, suivant l'état du ciel en ces stations. Elle agit comme cause modificatrice, mais non productrice.
Passons maintenant aux observations spectroscopiques.
La couronne présente les raies de l'hydrogène dans toute son étendue visible; en certains points, jusqu'à 12 et i5 minutes de hauteur.
Cette observation est certaine : la précision des échelles spectroscopiques, l'habitude de ces déterminations, enfin )e soin qui a été pris de comparer les raies de la couronne à celles d'une protubérance dont elles formaient les prolongements rigoureux , ne laissent aucun doute sur ce fait.
Mais si la couronne présente les raies de l'hydrogène, nous devons nous adresser cette question capitale : cette lumière est-elle émise ou réQéchie? C'est la constitution du spectre coronal qui va nous répondre. Si la lumière de la couronne est réfléchie, cette lumière ne peut avoir qu'une origine solaire : elle provient de la photosphère et de la chromosphère, et son spectre doit être celui du Soleil, c'est-à-dire à fond lumineux avec raies obscures. Or telle n'est point
a58 l'astronomie eiv 1871 et 187a.
la constitution du spectre coronal; celui-ci nous présente les raies de Fhydrogène se détachant fortement sur le fond; après la raie verte (dite i474)} c'est la manifôstationqui prime dans le phénomène. Il faut en conclure que le milieu coronal brille par lui-même, en grande partie au moins, et qu'il contient de l'hydrogène incandescent.
Ce premier point est nettement établi.
Mais est-ce à dire que toute la lumière de la couronne soit de la lumière d'émission? Évidemment non ; et, sur ce point, une observation délicate d'analyse spectrale et la polarisation peuvent nous instruire.
En effet, le spectre de la couronne a présenté, outre ses raies brillantes, plusieurs raies obscures du spectre solaire: la raie D et quelques-unes dans le vert. Ce fait accuse la présence de la lumière solaire réfléchie. On pourrait demander pourquoi les principales raies fraiinhofériennes se réduisent à la ligne D. D faut remarquer que le spectre coronal, n'étant pas très-lumineux, est surtout perceptible dans sa partie centrale, et que, dans cette partie, les raies C, £,... sont remplacées par des lignes brillantes. Dans ces conditions, c'est la ligne D qui restait la seule importante ; aussi est-ce sur elle que l'observateur avait dirigé surtout sou attention.
La constatation des raies fraiinhofériennes dans le spectre de la couronne est délicate; elle n'a pas été obtenue par les autres observateurs. Ce fait s'explique, et par la grande pureté du ciel à Shoolor, et par la puissance de l'instrument de M. Janssen.
La présence de la lumière solaire réfléchie dans le
L'éCUPSB DU la DÉCBVBBB 1871. a$g
Spectre de la couronne a une grande importance : elle montre la double origine de cette lumière coronale ; elle explique des observations de polarisation qui paraissaient inconciliables (*) ; mais surtout elle fait comprendre comment, la lumière solaire formant en quelque sorte le fond du spectre de la couronne, on a pu croire ce spectre continu, et Ton sait que cette circonstance a été jusqu'ici le grand obstacle qui s'opposait à ce qu'on considérât la couronne comme étant de nature entièrement gazeuse. Les phénomènes de polarisation présentés par la couronne sont, comme effet dominant, ceux de la polarisation radiale; ce qui montre que la réflexion a lieu principalement dans la couronne; et que celle qui peut se produire dans notre atmosphère n'est que secondaire. La polarisation s'accorde donc ici avec l'observation des raies fraiinhofériennes; mais, pour que l'accord soit complet, il faut que Tanalyse polariscopique puisse nous montrer, confine l'analyse spectrale, que la lumière de la couronne n'est que partiellement réfléchie. C'est précisément ce qui arrive. Nous avons vu, en effet, que, près du limbe de la Lune, où la lumière coronale est la plus vive, la polarisation paraît moins prononcée qu'à une certaine distance. C'est que, dans ces régions in-
l*) Si Ton cooBulte l'histoire des éclipses, on yerra que les obsenrateurs ont obtenu souvent des résultats contraires, ce qui avait jeté ce genre d'observations dans une sorte de discrédit; mais si l'on discute ces observations, en tenant compte de la double nature de la lumière de la couronne et des effets de notre «tmosphèrei on pourra lever la plupart det dHBeultés*
a6o L'ASTfiONOMIB BN 187I ET 167I.'
férieures, rémission est si forte qu'elle masque la réflexion, et que celle-ci n'apparatt avec ses caractères propres que dans les couches où elle peut reprendre une certaine importance relative.
Ainsi les deux analyses spectrale et polariscopique bien interprétées s*accordent sur cette double origine de la lumière coronale, et toutes les observations prouvent l'existence de ce milieu circumsolaire.
Ce milieu se distingue, et par sa température et par la densité de la cbromosphère, dont la limite, en outre, est parfaitement tranchée, ainsi que le témoignent tous les dessins des protubérances et de la chromosphère. Il y a donc lieu de lui donner un nom. L'astronome français propose celui à^enveloppe ou ^'atmosphère coronale, pour rappeler que les phénomènes lumineux de la couronne lui doivent leur origine.
La densité de Tatmosphère coronale doit être excessivement faible. En effet, on sait que le spectre de la chromosphère, dans ses parties supérieures, est celui d'un milieu hydrogéné excessivement raréfié ; or, comme le milieu coronal, d'après les indications spectrales, doit être infiniment moins dense encore, on voit à quelle rareté ce milieu doit atteindre. Cette conclusion est encore corroborée par les observations astronomiques. La science a enregistré le passage de comètes à quelques minutes seulement de la surface du Soleil ; ces astres ont dû traverser Tatmosphère coronale, et cependant, malgré la faiblesse de leur masse, ils ne sont pas tombés sur le Soleil.
A ces considérations, M. Janssen ajoute, sur la constitution de l'atmosphère coronale, quelques idées qui
l'Agùpsb du lïk oécBMBftB 1871. a6i
ne découlent pas d'une manière rigoureuse dé ses observations ^ mais qui lui paraissent très-probables et sur lesquelles, du reste, l'avenir pourra prononcer.
« La couronne, dit-il, s'est présentée à Schoolor, avec une forme à peu près carrée, et Ton y distinguait comme de gigantesques pétales de fleur de dahlia. Il est de fait qu'à chaque éclipse la figure de la couronne a varié; souvent elle s'est présentée avec les apparences les plus bizarres, le dirai tout d'abord que ce milieu, incontestablement reconnu maintenant, et que je pro* pose de nommer V atmosphère coronale^ ne représente probablement pas toute l'auréole que nous apercevons pendant les éclipses totales. Il est très-admissible, que des portions d'anneaux ou des traînées de matière cosmique deviennent alors visibles et viennent compliquer la figure de la couronne. Il appartiendra aux futures éclipses de nous instruire à cet égai^; mais, en se bornant même au milieu coronal, il est incontestable qu'il se présente avec des formes singulières et qui rappellent bien peu l'idée qu'on se forme d'une atmosphère en équilibre. Or je suis porté à admettre que ces apparences sont produites par des traînées de matière plus lumineuse et plus dense, amenée des couches inférieures et sillonnant ce milieu tourmenté. Les jets protubérantiels, qui vont porter l'hydrogène à de si grandes hauteurs, doivent avoir une part importante dans ces phénomènes. Le Soleil, qui exerce une action si manifeste sur les comètes, a peut-être une influence particulière sur ce milieu coronal, dont la densité est tout à fait comparable à celle des milieux cométaires.
d6A VàBwmimB m 1871 et 187a.
» n est donc très-probable qae Tatmosphère coronale, comme la diromosphère, est très-tourmentée, et qu'elle change de figure assez rapidement, ce qui expliquerait comment elle s'est présentée sous tant d'apparences différentes. '
» En résumé, dit en terminant M. Janssen, j'ai pu constater que la couronne solaire présente les caractères optiques du gaz hydrogène incandescent; que ce milieu très-rare s'étend à des distances très-variables du Soleil, depuis un demi-rayon de l'astre environ jusqu'au double en certains points, ce qui donnerait des hauteurs de 80000 à 160000 lieues de 4 kilomètres ; mais je ne donne ces chiffres que comme résultats d'une observation, et non comme définitifs. Il est bien certain d'ailleurs que la hauteur de la couronne doit être incessamment variable. »
Les astronomes anglais, dont les expéditions n'ont pas eu la même réussite que celle de notre savant compatriote, s'étaient disséminés parmi les vastes possessions anglaises des deux mondes. Le colonel Tonnant, Alexandre Herschel, le capitaine Morant, MM. Hennessy et Waterhouse, formaient la colonie installée sur le pic de Dodabetta, le plus haut des Neelgherries (865o pieds au-dessus de la mer), dont nous avons parlé plus haut, et dont le sommet fut enveloppé de nuages au commencement de Téclipse. Elle a été également observée à Dara Gardons, Vizigapatam, par M. Nursing Row, membre de la Société royale astronomique; àÂvenashy, par M. Pogson, directeur de l'Observatoire de Madras; par son fils, par M. Winter, ingénieur des télégraphes, et par le colonel Ritherdon;
L*éGUPSB DU II DiGEMBRE 1871. a63
à Béknl, par M. Lockyer et par le commandant Maclear; à Jaffna, Ceyian, par le ^capitaine Tupman. Notre savant ami, M. Respighi, directeur de TObservatoire du Gapitole, à Rome, s'était transporté à Poodoocotah, où il réussit à faire d'excellentes observations spectroscopiques, qui confirment celles de M. Janssen, quoiqu'il eût trouvé une hauteur de couronne beaucoup plus petite, probablement à cause de l'instrument employé. Parmi les observations anglaises, les plus importantes sont celles de M. Lockyer sur la structure nébulaire de la couronne, et celles de M. Tupman sur la polarisation coronale.
Le colonel Tonnant et M. Davis, aide de lord Undsay, s'étaient principalement chargés des essais de pho<tographie. Six d'entre les épreuves sont surtout trèsnettes et très-instructives, relativement à la couronne qui entoure le disque noir de la Lune et brille comme une atmosphère lumineuse jusqu'à une grande disr tance, en offrant un contour irrégulier, découpé de dentelures qui se montrent dans toutes ces épreuves. Tandis que le jugement de Tœil varie si singulièrement entre plusieurs observateurs placés au même point, les photographies, qui sont indépendantes de toute influence nerveuse, fixent le phénomène sans amplification et tel qu'il est. Comme dans Téclipse de 1870, la photographie a rendu ici un service manifeste à TAstronomie, en confirmant la conclusion que la couronne n'appartient ni à l'atmosphère terrestre, ni à la Lune, mais au Soleil lui-même.
Parmi les différentes relations que nous avons sous les yeux, nous voyons que /ou/^i les observations speo-
2Ûi l'astronomie en 187I ET 1872.
troscopiques se sont accordées à remarquer en pre« mière ligne la raie verte 1474» Les raies C, F, G furent immédiatement signalées aussi par M. Lockyer» et, en voyant Taspect général du spectre de la couronne, il s'écria aussitôt: «Tout à fait comme Orion ». On sait que la nébuleuse d'Orion n'est pas résoluble, mais formée de gaz. (To/r notre tome II, p. 17a.)
 Geylan, les observations de M. Tupman et du capitaine Pyers conduisirent aux conclusions suivantes :
La couronne s'étendait jusqu*à 40 et 90 minutes du limbe de la Lune. Elle est polarisée, et cette polarisation est si forte qu'elle surpasse celle de l'atmosphère ; elle s'étendit jusqu'à 5o minutes du Soleil et resta vi* sible pendant trente secondes après la totalité. La ligne 1474 K était la plus brillante : on a constaté aussi le renversement du spectre brillant de Young. •
Nous arrivons maintenant aux éclipses de 187a.
Il y en a eu quatre : deux de Soleil et deux de Lune. Les deux éclipses de Lune ont été partielles et n'ont offert aucune particularité digne d'être remarquée. Parmi les deux éclipses de Soleil, l'une, à la date do 3o novembre, était totale; mais, par la disposition des courbes, la ligne de l'éclipse centrale ne rencontra aucune terre, si ce n'est quelques îlots de l'archipel des Navigateurs, dans l'océan Pacifique austral. JLes sauvages de ces contrées ont sans doute salué ce phénomène, non prédit pour eux, à coups de tams-tams ou par des danses vertigineuses ; mais à coup sûr ils ne s'en sont pas servi pour étudier la constitution physique du Soleil.
l'éclipsé ANNULAIBE DE SOLEIL DU 6 JUIN 1872. a65
La meilleure des quatre éclipses (au point de vue de instruction astronomique bien entendu) est celle du * ) juin, quoiqu'elle ait été annulaire et invisible à Paris. Elle fut visible au Japon, où elle était centrale, en Mbérie, en Asie, en Chine, aux Iles de Sumatra et de Bornéo, etc. 11 y avait longtemps qu'aucune observalion digne de remarque n'avait été faite pendant une éclipse annulaire de Soleil ; mais M. Norman Pogson, de rObservatoire de Madras, réussit à y reconnaître le reni^ersement du spectre solaire, fait qui n'a jusqu'à présent encore été obtenu que pendant les éclipses totales. Au deuxième contact, cet astronome observa le spectre renversé pendant deux secondes; au troisième contact, il put le reconnaître pendant six secondes. Cette observation est importante, parce que, quoique ce fait ait été constaté d'abord par Young, pendant l'éclipsé de 1870, ensuite, comme nous venons de le iroir, par plusieurs observateurs de l'éclipsé de 187 1, cependant ce renversement n'avait pas été remarqué par tous. Il est vrai que des observations négatives sont de peu de poids en cette circonstance ; mais des doutes restaient encore à cause de la non-reconnaissance du phénomène par plusieurs de ceux qui s'étaient préparés à l'étudier. L'observation du renversement du spectre pendant une éclipse annulaire est décisive en cette matière. Elle nous fait conclure que dans la légion la plus basse de Tatmosphère solaire, c'est-àlire dans ses 400 derniers kilomètres d'épaisseur auessus de la surface de l'astre, il y a des vapeurs des létaux et des autres éléments découverts par Tana- «e spectrale.
Flammarion, — V. ^ 13
l'astronomie en 187I ET 1872.
xm.
ÉTUBE BE ImA SURFACE BU UKE EZPI.OSZON BAirS I.B 80Z.EZZ..
L'étude de la surface de Tastre du jour se poursv activement, grâce à l'activité persévérante d'un gran nombre d'observateurs. L'une des plus curieuses oh servations qui aient été faites dans cette étude si inU i ressante, et l'une de celles qui peuvent le mieux nou donner l'idée des forces énergiques en action à la sur face do cet aalrt: immense ^ t*st, sans contredit, celle c le professeur Younga faite en Amérique, et qui 1 une formidable explosion d'hydrogène dans TatJ sphère solaire. Uéâumonsla
Le 7 septembre 1871 il se profluisil une exij remarquaLle par sa soûl l' il prés-midi Tau leur iuj
