ANALYSE CHIMIQUE DES ASTRES. I

au courant des travaux auxquels il applique actuellement ses veilles fécondes, nous nous faisons un devoir de porter ses nouvelles découvertes à la connaissance de nos lecteurs et de tous ceux qui s'intéressent aux progrès de la science du ciel.

Les spectres stellaires, nous écrit-il^ sont toujours à Vordre du jour; avec les nouveaux appareils, j'ai pu voir les raies d'Arcturus aussi nombreuses et aussi fines que celles du Soleil. Si vous avez reçu mon quatrième numéro du Bulletin que je vous ai envoyé, vous y avez trouvé le dessin du spectre de Bételgeuse et d'ÂIdébaran, dont les analogies sont remarquables. Aussi, dans cette classe, il faut ranger même Arcturus. L'absorption plus faible de l'atmosphère de cette étoile rend les lacunes noires plus fines, mais l'absorption parait de la même classe. J'ai déjà, dès Tannée i863, distingué les étoiles en classes sous ce rapport; les rouges et colorées forment une catégorie, les blanches une autre.

Celles-là sont caractérisées par des lignes sombres, nombreuses, et dans ces dernières il y a plus de continuité, et au contraire règne une grande lacune dans le vert-bleu. Sirius en serait le type comme a Lyre. J'ai trouvé que ces distinctions ont lieu môme dans les étoiles de 4* et 5* grandeur.

Ces recherches ont pu être appliquées à l'inspection des comètes, entre autres à celle de la comète de Tempel. L'observateur a trouvé que son spectre est composé de trois raies seulement : une qui correspond à 2/5 de la distance entre ^ et F de Frauenhofer et est assez vive ; sa couleur est verte, mais diffère de celle

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des nébuleuses de toute sa largeur; les autres deux lignes ou raies sont trop petites et faibles pour en pouvoir fixer exactement la position. L'une est, du côté du rouge, assez près de la large raie principale, Tautre est assez éloignée du côté du violet. D'après cela on doit ranger les comètes, pour leur constitution physique moléculaire, parmi les nébuleuses; mais leur réfrangibilité de lumière n'est pas la même que celle des nébuleuses.

Dans sa lettre, il ajoute : a Le Bulletin de l'observatoire du Collège romain est occupé par les travaux actuels de l'observatoire. Pour le moment, je vous dirai que j'ai réussi à voir dans la comète de Tempel trois branches spectrales lumineuses, confirmant ainsi pour cette comète ce que M. Donati avait observé pour une autre. Deux exemples font déjà beaucoup.

a Je vous dirai de plus, ajoute-t-il, que j'ai également réussi à voir le spectre de Sirius rayé à peu près comme celui du soufre publié par M. Plucker dans le dernier numéro des Transactions philosophiques. Par cette publication, on voit justifié ce que j'avais déjà observé : que le spectre obtenu par le magnésium brûlant n'est pas du tout identique avec celui du magnésium donnant Tétincelle électrique. »

Pour en revenir aux étoiles et terminer par là notre étude, nous dirons qu'en résumé il résulte des recherches du laborieux correspondant de l'Institut que les spectres stellaires sont limités à un très-petit nombre de types caractéristiques, qu'on peut réduire à trois, et qui sont représentés respectivement : i" par a Lyre; a® par a Hercule; 3® par a Bouvier, ou même, pour oe

CBIMIS ASTRONOMIQini. I79

dernier type, par notre Soleil lui-même; ce qui n'empécbe pas, cependant, qu'il y ait des différences notables dans les étoiles du même type. De plus, il a annoncé qu'entre le premier et le- dernier type se partageaient, en nombre à peu près égal, presque toutes les étoiles examinées jusqu'alors.

Ces résultats ont été confirmés par des observations étendues et nombreuses d'environ cinq cents étoiles, faites à l'observatoire du Collège romain, avec une description détaillée de plus de quatre cents de ces étoiles.

Le premier type de a Lyre contient comme lignes fondamentales deux lignes très-visibles de l'hydrogène, c'est-à-dire celle du bleu, et une autre dans le violet.

L'hydrogène serait donc, d'après ces observations, le principal élément des étoiles de ce type. Le singulier phénomène que présente y Cassiopée, qui a une raie brillante à la place de la raie obscure / (bps drogène), serait expliqué par cet autre fait, que l'hy/ drogène à basse température donne un spectre continu , sur lequel la raie / est brillante, et que, l'hydrogène étant en petite quantité, il ne renverse pas le spectre. Il existe d'autres raies entre celles de l'hydrogène ^ mais elles sont relativement très-faibles ; les raies qui dominent sont celles du magnésium et du sodium.

Le deuxième type, représenté par a Hercule, est beaucoup moins considérable, mais il est aussi remarquablement constant. Les mesures directes donnent rigoareusement à la môme place les mêmes lignes

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dans toutes les étoiles de ce type ; la seule différence est que, dans les étoiles normales a Hercule, p Pégase, Baleine, p Persée, etc., les lignes qui séparent les colonnes sont parfaitement noires et tranchées, pendant que dans quelques-unes, comme a Orion, a Scctrpion, etc., elles sont assez faiblement prononcées dans la partie la moins réfrangible du spectre. Malgré cela, il n'y a pas de difiérence essentielle, comme cette particularité pourrait le faire croire.

Ce type comprend les étoiles fortement colorées en rouge et les étoiles variables. Mira^ de la Baleine, est une preuve surprenante de cette singularité. Lorsque le P. Secchi Tobserva, au mois de septembre, sa petitesse ne permit de rien conclure. En mars, elle était déjà de 4* ou de 5e grandeur; elle montrait alors la colonnade de a Hercule avec une étonnante fidélité; sa faiblesse faisait paraître seulement le spectre plus court et les raies extrêmes plus rapprochées. L*étoile rouge du Cocher (Lalande^ 12661) appartient aussi à ce type, seulement les a* et 3* colonnes sont réunies en une seule, et les 4' et 5* en une autre. Il est curieux de trouver une telle identité dans les spectres d'étoiles si différentes. Uauleur pense que les étoiles de ce type sont assez nombreuses, mais que la couleur sombre de certains d'entre eux empêche d'en déterminer les caractères et il se propose d'en faire une recherche plus minutieuse.

Le troisième type, qui est celui de notre Soleil, semble par sa nature présenter un grand nombre de différences, et cependant il n'en est pas ainsi. Les différences principales se réduisent à ce qu'elles offrent

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I les raies fines en faisceaux plus ou moins serrés, mais ces raies occupent les mêmes places différentes de I celles du type précédent. Le magnésium lui-même, qui est très-développé dans le type actuel, ne présente pas le même assemblage de raies voisines que dans le deuxième type ; de plus, dans le type actuel, la raie / est toujours assez facile à distinguer, tandis qu'elle manque dans le deuxième. A cause de ces différences, il est facile de distinguer ce type de Tau Ire, même lorsque les raies sont groupées de manière à leur donner un aspect qui les rapproche. Les cas douteux que j'ai trouvés, dit l'observateur, seront facilement résolus après des mesures définitives, prises avec plus de loisir.

Ces trois types différents sont caractéristiques dans certaines parties du ciel. Ainsi, le P. Secchi a remarqué que le type d'Orion est représenté par une portion de la constellation du Cbien et du Lièvre, m.ais il est très-rare dans les autres parties du ciel; dans ces étoiles domine le vert, ce qui est le propre de la nébuleuse. Les étoiles jaunes qui se rapportent au troisième type sont très-nombreuses dans la Baleine et dans FEridan. Le Taureau est presque exclusivement formé d'étoiles du premier type ; Aldébaran et quelques autres seulement font exception, et ne se rapportent pas à ce type représenté par a Lyre.

Le savant directeur de Tobservatoire romain donne ainsi Fexplication de ce fait, que des étoiles rouges de 7* grandeur, comme Irlande 1 2661, donnent un spectre qu'on peut mesurer, ce qui n'est pas possible pour les étoiles blanches de cette grandeur. «Cela est dû, dit-il,

l8a DBRNIRBS trayaux db l'astronoxib. I

à la faible dispersioD prismatique qu'éprouve leur id mière, d'où résultent des lignes brillantes séparées, \ peu près comme dans les nébuleuses. Une lumière] même faible, si elle ne se disperse pas, conserve un^ intensité remarquable. C'est ainsi, ajouie-t-il, que j'ai pu voir les raies du sodium bien séparées dans la flamme d'une petite bougie ordinaire, à 21 kilomètres de distance. » Les lignes noires de ces étoiles sont cependant plutôt de véritables bandes, semblables à celles que produit l'absorption de notre atmosphère sur le Soleil. La raie D du sodium, par exemple, qui est très-fine, se trouve ici énormément dilatée, ce qui prouverait que ces astres sont entourés d'atmosphères absorbantes, dont la nature ne pourra être reconnue que lorsqu'on aura séparé dans les spectres ce qui appartient à la nature de la substance analysée, et ce qui tient à la température de ce même corps.

Lorsque les chimistes seront arrivés à la séparation de ces deux causes, l'analyse spectrale sera enrichie d'une grande découverte, et il sera curieux de constater peut-être, dans ces astres lointains, certaines atmosphères ayant de l'analogie avec la nôtre.

ocmsTiTirrioN phtsiqub pu solbOi. i83

LE SOUBIIi. VEMMlbKBS aECHEROBBS SUR SA Bff ATURB BT SUR SA COMSnTUTZOai PBirSZQUE.

Kgus avons ouvert notre volume de Tannée dernière par une étude spéciale sur la nature du Soleil, telle que les plus exactes investigatioDS de la science nous ont permis d'en établir la théorie. Nous avons vu qu'en ces dernières années une scission s*est opérée dans le camp des astronomes à la suite des découvertes de M. Kirchhoir et des partisans de sa théorie. Nous avons àe môme établi en quoi diffèrent les deux théories actuellement adoptées par l'un ou par l'autre parti, et sur quels faits d observation elles prétendent s'appuyer Tune et l'autre.

Comme ce sont précisément les faits observés qui ont la plus grande importance, et non les hypothèses que Ton invente pour les mettre d'accord avec certaines idées reçues, nous nous proposons encore de mettre 60US les yeux des lecteurs les observations dues aux différents astronomes qui travaillent à ces recherches, sans donner de privilège aux uns ni aux autres, et sans nous préoccuper des théories qu'ils défendent. Les faits I toujours les faits I

Puisque, suivant le noble exemple de M. Garrington, les astronomes d'outre-Manche s'occupent du sujet avec tme patience incomparable, nous les présenterons au

l84 DBANIBRS TBAVAUX DE l'ASTBOMOXIB.

premier rang. MM. Warren de La Rue, Balfour Sta< wart et Benjamin Loewy vont nous offrir les résultats principaux de leurs recherches ; nous comparerons ensuite ces résultats à ceux que d^autres chercheurs ont pu acquérir. C'est par les efforts combinés de nombreux observateurs que la science peut atteindre la solution de tant d'énigmes qui lui restent encore à résoudre ; aussi est-il bon de ne jamais perdre de vue aucune des branches qui constituent ce grand arbre lentement progressif du savoir. Les astronomes que nous venons de nommer ont présenté à la Société royale de Londres d'intéressants travaux sur la constitution physique du soleil, question mise à Tordre du jour depuis longtemps^ et qui est assez complexe pour res* ter longtemps encore dans le champ de la discussion. Après avoir donné une esquisse rapide de leur sujet, les auteurs que nous venons de nommer établissent la nature des matériaux qui ont été misa leur disposition. En premier lieu, M. Carrington a mis obligeamment entre leurs mains tous ses dessins originaux de taches solaires, s'étendant depuis le mois de novembre i853 jusqu'au mois de mars 1861. Ils adjoignirent à ces dessins ceux qui ont été pris à l'héliographe de Kew. Quelques-uns furent pris à cet instrument à Tobservatoire de Kew pendant les années i858 et 1859. En juillet 18609 il fut employé en Espagne, à l'observation de Féclipse totale. Eni86i, quelques reproductions furent obtenues à Kew; de février 1862 à février i863, l'instrument fut en occupation perpétuelle à l'observatoire privé de M. de La Rue (Cranford) , et depuis mai i863 Jusque aujourd'hui, il demeura en occupation à Kew

coNffrmmoN physique dc sousil. i85 BOUS la direction du même astronome. On construisit a]ors une table, de laquelle on put déduire que le nombre des groupes observés à Kew, de juin à décembre i863 inclusivement, était de 64, tandis que le nombre de ceux observés par M. Schwabe (le célèbre observa* teur de Dessau, dont nos lecteurs connaissent les travaux) était de 89, pour le même intervalle. Semblablement, le nombre observé à Kew, entre janvier et novembre 1864 inclusivement, fut de 109, tandis que, pendant le même espace de temps, Schwabe en observa 126. Le nombre de taches observées par celui-ci est, comme on le voit, supérieur à celui de Kew ; mais il est probable qu'en leur appliquant une correétion constante, les deux séries peuvent concorder sans peine.

Les auteurs se proposèrent donc de répondre aux questions suivantes :

I* L'ombre d'une tache est-elle plus près du centre du soleil que la pénombre, ou, en d'autres termes, ap« partient*elle à un niveau plus bas?

2® La photosphère de l'astre qui nous éclaire doitelle être regardée comme formée d'une substance solide ou liquide, ou bien est-elle d'une nature gazeuse ou nuageuse?

3* Les taches (y compris l'ombre et la pénombre) Bont-elles des phénomènes situés au-dessous du niveau de la photosphère solaire ou au-dessus de lui?

En réponse à la première de ces questions, il fut montré que si Tombre est, d'une façon appréciable, située sur un niveau inférieur à celui de la pénombre, nous sommes conduits à admettre un empiétement apparent de Tombre sur la pénombre du côté le plus

l86 OBBNIBRS TRAVAUX DS L'ASTRONOMIB.

proche du centre visuel du disque. Ceci est, en taAt, le phénomène observé par Wilson, lequel induisit dans Fopinion que Tombre était plus rapprochée du centre du Soleil que la pénombre.

On construisit alors deux tables montrant la disposition relative de l'ombre et de la pénombre pour chaque tache autographiée à Kew, qui pouvait servir à ce dessein.

Dans la première de ces tables, cette disposition fut établie de gauche à droite, car telle est la direction dans laquelle les taches s'avancent à travers le disque, en vertu du mouvement de rotation; dans la seconde, cette disposition fut établie dans une direction parallèle aux cercles de longitude solaire, et Ton ne considère dans cette table que les taches situées à une haute latitude solaire.

D'après la première de ces tables, on montre qu'en prenant tous les cas où un empiétement de Fombre sur la droite ou sur la gauche de la pénombre est perceptible, on trouve 86 p. 7^ en faveur de Thypothèse que Fombre est plus proche du centre que la pénombre, et i4 p. 7o contre cette hypothèse. Il résulte également de Finspection, qu'en prenant toutes les taches valables et en les distribuant par zones, selon leur distance au centre, l'empiétement est plus grand lorsque les taches se trouvent près du bord, et moins grand quand elles 0e trouvent près du centre.

D'après la seconde table, dans laquelle on a seulement considéré les taches situées à de hautes latitudes, on établit qu'en prenant tous les cas où l'empiétement de Fombre en haut et en bas est perceptible, 8i p.VoSont

CONiTITOTION PHTnQUS PV ËOUOL, 187

en fiiTear de Thypothèse que l'ombre est plus proche du centre que la pénombre, tandis que 19 p. 7e sont contre elle.

Le résultat de ces tables est donc foporahle à cette hypothèse.

Les auteurs se proposèrent ensuite de répondre à la question suivante :

La x>hotosphère de Tastre qui nous éclaire doit-elle être regardée comme formée d'une substance solide ou liquide, ou bien est-elle d'une nature gazeuse ou nuageuse?

Il fut constaté que le grand éclat relatif des facules près du bord porte à croire que ces masses planent à une haute éléçation dans Fatnwsphère solaire^ échappant par là à une grande partie de Tinfluenoe absorptive, qui est particulièrement forte dans le voisinage des bords ; cette conclusion fut confirmée par certaines vues stéréoscopiques obtenues par M. W. de La Rue, dans lesquelles les facules paraissent très-élevées. On remarque aussi que les facules gardent souvent le même aspect pendant plusieurs jours, comme si la matière qui les compose était susceptible de demeurer à Tétat de suspension pendant quelque temps.

On construisit ensuite une table montrant la position relative des taches solaires et les facules qui les accompagnent, d'après tous les dessins de Kew, susceptibles de servir à cet examen.

Il résulte des comparaisons que, sur 1137 cas, 584 taches présentèrent leurs facules entièrement, ou presque entièrement sur le côté gauche, que 5o8 les offrirent à peu près également des deux côtés, tandis que

l88 DKUfimS TIÀTAVX DB L'ASTRONOMIB.

45 seulement les montrèrent à droite. C'est comme « la matière lumineuse, étant lancée dans une région d'ml plus grande vitesse absolue de rotation, se rabattait €É arrière, à gauche ; et Ton peut supposer que la soIm stance des facules qui accompagnent les taches provieal de la r^on de la surface solaire qui renferme la iacàà et qui a de cette façon été privée de son éclat.

n y a, de plus, un bon nombre de cas où la tadie 8*est brisée de la manière suivante : un pont, de substance lumineuse, de même éclat apparent que la photosphère environnante, parait croiser Tombre d'une tache que nulle pénombre n'accompagne. Il y a des raisons suffisantes de penser que ce pont est au-dessus de la tache; car, si l'ombre était un nuage opaque et il pénombre un nuage demi-opaque, toutes deux se trouvant au-dessus de la photosphère solaire, il n'est pas probable que la tache se briserait de telle façcm que 1 Tobservateur ne pût apercevoir quelque pénombre accompagnant le pont lumineux. Enfin, des portions détachées de matière lumineuse paraissent quelquefois se 1 mouvoir à travers une tacïie , sans produire pour cela ' aucune altération permanente. ;

De ces considérations on infère que la photosphère | lumineuse ne doit pas être regardée comme composée d'un lourd solide ni d'une substance liquide > mais qu^elle est plutôt ile la nature des gazy des vapeurs et des nuages, et que les taches sont des phénomènes produits au-dessous du niveau de la photosphère da Soleil.

Le mémoire se termine par des considérations théoriques plus ou moins probables. Puisque la partie cen-