CONSTITIJTION PHYSIQUE DU SOLEIL

traie ou profonde d'une tache est bien moins lumineuse que la photosphère, on peut en conclure sans doute que la tache est d'une température inférieure à celle de la photosphère ; et si Ton peut supposer que toute la masse solaire à ce niveau est d'une température plus basse que la photosphère , on peut encore en conclure que la chaleur du flambeau vient du dehors et non de son sein.

Tels sont les résultats obtenus par les astronomes cités plus haut. Avant d'arriver à d'autres observations, nous signalerons ici, par parenthèse, un phénomène qui se rattache aux idées précédentes : c'est la chute ânn météore à la surface dii soleil. — Le i*'' octobre 1864, vers 22 h. 3o m., temps moyen de Greenwich, M. Frédéric Brodie observait à Nickfild la surface du Soleil à l'aide d'un équatorial de 8 pouces et demi d'ouverture et d'un grossissement de i lo. Subitement, un météore d'un éclat très-vif trancha le champ de vue : sa lumière surpassait beaucoup en intensité celle de la photosphère du Soleil , dans laquelle ce corps paraissait tomber. La longueur de la ligne qu'il décrivit dans le champ de la lunette fut d'environ une minute d'arc. La largeur de. la tête du météore était de 4 ou 5 secondes d'arc environ, et la durée de sa visibilité fut de 3 dixièmes de seconde. Il parut d'abord à la partie inférieure du champ et disparut près du centre; sa course apparente fut donc presque verticale. Il paraissait terminé par une queue légèrement courbée, laquelle portait deux dentelures « serrations » très-considérables à sou bord oriental.

Un petit dessin, joint à cette note des Monthfy

igo DEENIBB8 TRÀTAUX DE L'ASTaONOMIB.

notices, reproduit cette apparence météorique. L'ob servateur avait craint un instant que cette appareno fût une illusion causée par la cbaleur du Soleil qu aurait opéré un dérangement moléculaire dans robjectif. Mais Teffet n*étant pas permanent» il fut assuré qu'il était extérieur à l'instrument.

MM. Carrington et Hodgson avaient déjà observé un phénomène analogue.

A ce propos, nous signalerons ici une observation fort curieuse faite par le savant directeur de Tobservatoire du Collège romain.

Les astronomes auront sans doute observé, nous écrit-il, la tache solaire très-intéressante qui a i^ru Tété de 1866. Mais je ne sais pas si tous auront eu Topportunité d'en suivre les phases comme nous avons fait ici. Permettez-moi de vous en donner quelques résultats, réservant le reste à une publication plus développée, car cela ne sera pas sans avantage, puisque la question solaire est réduite à tel point, qu'elle ne peut avancer qu'avec des observations de détails.

Je crois que j'ai assisté, pour ainsi dire, à la formation première de la tache. En effet, le ^% juillet, rien à sa place n'était visible : le 29 il y avait seulement deux points presque imperceptibles. Le 3o juillet, à 10 heures, la tache était élargie à l'énorme extension de 76', et elle occupait la place de l'un des deux points de la veille, pendant que lautre était demeuré invariable.

Sa figure était presque circulaire, et composée d'un cercle de taches plus petites qui, observées avec le grand réfracteur et l'oculaire diagonal, avaient l'air

GOKSTlTlinON FHT8IQDB DU SOUIIL. 191

d'être autant de tourbillons de formes très-irrégulières. J'en fis immédiatement le dessin dans une demi-heure, entre 1 1 h. i/a et midi, qui est réussi aussi exact que possible dans la multitude innombrable de détails qui variaient à vue. J'ai fait photographier ce dessin et je v(us en envoie une copie. L'après-midi à 3 heures, on fît un autre dessin^ mais la tache était énormément changée. On trouve, dans le premier dessin, la trace des tourbillons qui se développaient après en se séparant les uns des autres. On peut avoir une idée des transformations de la tache, en regardant la seconde photographie qui la représente le jour suivant, 3i juillet, presque à la même heure. On voit que ses parties principales ne sont que le développement de celles du jour précédent, et que la variation principale consiste dans la formation de grands tourbillons isolés. Le reste des variations a consisté, jusqu'à la fin de la disparition derrière le limbe, à déterminer plus exactement, et séparer les grands centres du mouvement ou des noyaux, les plus petits étant absorbés par les plus grands, et les plus grands s'éloignant de plus en plus. Ainsi, la partie centrale du cercle du premier jour, qui était de structure granulée, comme le reste du Soleil, a disparu^ absorbée par les taches partielles du contour^ pour donner lieu à une grande extension de pénombre, sur laquelle se dessinait une multitude de corps blancs allongés comme du coton étiré.

En cherchant, parmi les objets usuels, quel pouvait être le phénomène plus semblable aux phases parcourues par cette tache, j'ai trouvé qu'on peut assez bien la comparer à une grande agitation produite dacs une

19a DEBNIBRS TRAVAUX DE L'ASTRONOXIC*

masse d'eau courante, comme une rivière, dont I résultat 6nal est de produire une quantité de tourfaii Ions indépendants^ qui sont emportés avec des dii tions à peu près parallèles par le courant lui-m< L'énorme allongement qu'a reçu le groupe, qui est que doublé de longueur, le i*' août, en arrivant à i de longueur, et conservant presque la même lan (en sens de la latitude), c'est-à-dire 74*, paraît demi trer une translation systématique qui s'est trou^ d'un côté, additionnée du mouvement imprimé par première formation, tandis que de l'autre il avait Iv en sens contraire. Il était impossible de prendre mesures microroétriques sur cet objet, et nous noi sommes limités à faire des dessins par projection avee^ une grande échelle , et j'espère pouvoir les publier bientôt.

Je viens maintenant à l'observation la plus impo^ tante, continue l'astronome romain : dans son avanoement, la tache avait subi un grand allongement de la pénombre intérieure, et dans cette pénombre se troo* valent des noyaux très-bien décidés, environnés de facules ou parties plus claires. Je surveillais donc avec grand empressement la disparition de la tache aux bords du Soleil, pour voir quels phénomènes se manifestaient. La première partie de la tache arriva au bon) le 5 août, à 6 h. I m., mais l'état de l'atmosphère agitée ne permit pas d'observer avec sûreté des pb^ nomènes particuliers. Le matin suivant, la seconde partie de la tache arriva au bord, et j'eus la satisfaction de faire l'observation suivante, dans des circonstances d'air assez favorables.

NATURE DÈS fACHES SOLAIRES. IqS

Le Jour préieédent (5 août), la tache montrait un Qoyau qui, le matin à 9 heures, se trouvait très-rapproché du bord. Ce noyau se voyait comme un trait noir, séparé par un filet très-lumineux du bord du soleil , et ce filet produisait une proéminence sur le bord solaire, et à droite et à gauche de cette proéminence on voyait nettement une dépression. A quelque distance du noyau on avait, sur le bord, une partie brillante, et de là le bord se relevait, pour continuer ondulé jusqu'à la limite de la tache, au-delà de laquelle le limbe solaire réprenait sa régularité. J'étais absorbé dans ces observations^ lorsque je reçus la visite de M. Tacchini, astronome à Palerme, et très-exercé dans les observations solaires, et sans lui dire ce que j'avais vu, je le priai de faire grande attention au lieu de la tache et dé dessiner ce qu'il voyait. M. Tacchini fît une figure que je trouvai juste l'expression de ce que j'avais vu.

À 10 h. 32 m., temps moyen de Rome, le bord lumi^ neux qui enveloppait le noyau était encore visible' comme une ligne déliée, mais avec des nœuds et des irrégularités assez sensibles à l'intérieur. On ne peut se refuser de comparer ces apparences à celles qu'on voit dans la lune, près du bord, lorsqu'elle est presque pleine. La pleine lune en photographie de M. Ruther-* furd, de New-York, qui m'arriva ce jour-là, finit par nous convaincre que les apparences étaient les mêmes. Pour plus de sûreté, dans une observation de telle importance, nous avons pris le bord par projection, et nous avons estimé les irrégularités entre 1/4 et i/a seconde en arc. •

194 DEBmERS TBAYAUX DE L'ASTRONOMIE.

D*après ces circonstances, il me parait bien dénoon] tré que les facules étaient des proéminences, et les péi nombres des dépressions dans le corps solaire. Si ce^ dépressions se voient si rarement, c'est que les t^che^ sont ordinairement très-petites par rapport au globe solaire, et par là il arrive que le bord saillant de I^ partie intérieure, lorsque la tache est près du limbe^ cache lui-même la pénombre et la cavité, comme i] arrive même dans la lune. Mais, si la dépression a un^ très-vaste étendue, comme cette fois-ci, le bord saillant| ne peut empiéter assez pour cacher toute la dépression; de la pénombre. -

Il est inutile d^nsister sur Fimportance de cette observation qui apporte un nouveau jour sur ce point douteux.

« Dans les dessins des taches que je vous envoie, ajoute le P. Secchi, vous verrez aussi la constitution des pénombres : il est vrai que cette fois les feuilles de saule ne sont pas bien sensibles, car elles ne sont bien arrangées et orientées que dans la partie des pénombre qui sont du côté extérieur du grand ano^s de taches, tandis qu'elles sont très-confuses et entrelacées du côté intérieur. Elles paraissent même étirées et fondues dans la partie centrale , de sorte qu'il est impossible d'admettre que ces corps allongés soient quelque chose de solide : je les ai vus se fondre et se dissoudre sous mes yeux dans cette occasion. Je ne pourrai me former une autre idée que celle de nuages, et que cette matière est poussée par une force d'aspiration vers le centre du noyau.

«Je vais finir en vous indiquant seulement un résultat

MOUVlSMEin DBS TACHES SOLAIRBS» igS

Gorieux que j'ai obtenu par les mesures de la belle tache circulaire, qui a été visible sur le soleil jusqu'au tko juillet. J'en ai fait des mesures de distance au limbe du soleil, avec le plus grand soin possible, et dans des circonstances atmosphériques très-favorables.

« Le résultat a été comme si l'arc de rotation diurne devenait successivement moindre au fur et à mesure que la tache approchait du limbe. Ainsi, j'ai obtenu pour l'intervalle de 24 heures des observations faites ]eso|r.

Du 17 au 18, rotation de la tache 140 4'o

18 au 19, » i3''54'3

19 au 20, » i3^4i'9 Les observations du matin m'ont donné :

Du J7 au 18, rotation de la tache 14"* 11' 2 18 au 19, » i3*'54'8

c II parait que plus Taxe va en diminuant plus la tache s'approche du bord. Ce phénomène ne me semble pas isolé; M. Spœrer, à:ài\s\Q^Astron.Nachrichten, n* 1627, a remarqué qu'une tache paraissait avec un mouvement, dans un sens près de l'un des bords, et dans un sens contraire, près de l'autre bord.

«Je crois que ces phénomènes peuvent être tout simplement l'effet de la réfraction de l'atmosphère solaire, qui dilaterait les arcs diurnes près du centre, et les rétrécirait près des bords, comme il est aisé de se convaincre que cela doit arriver pour un objet environné d'une couche réfringente. Je ne donne pas cette conclusion comme suffisamment établie, mais seulement comme un aperçu et pour prendre date. Malheureu-

196 DËRNIBAS THAVAinC DE l'ASTIIONOMIB.

sèment, les occasions d'observations favorables sont très-rares, car il faut des taches très-régulières et qui ne se déforment pas. »

Ajoutons à ces recherches la récapitulation que M. Rodolphe Wolf vient de présenter sur ses travaux relatifs aux taches solaires. Il s'est donné pour mission d'étudier toutes les observations de ces taches depuis leur découverte, et a réussi à établir les périodes de II 1/9, 55 i/a et 166 années qui coïncident (toutes les trois) pour la fréquence des taches solaires, de» perturbations magnétiques et des aurores boréales. La période de 1 1 1/9 n'est autre chose que la période décennale de Schwabe, ratifiée et élargie par lui à a 1/2 siècles, et il ne sera guère possible de fixer définitivement dans notre siècle la grande période de 166 années, vu que les séries d'observations régulières ne possèdent pas encore l'étendue nécessaire; mais la période de 55 1/2, découverte et publiée par lui (1860- 1861), est d'une part sa propriété incontestable et d'autre part elle est assez bien établie, soit pour les taches solaireâ, soit pour les aurores boréales.

Nous parlions plus haut d'une explication du P. Seo chi à propos des effets de la réfraction sur la position des taches solaires. M. Dauge, professeur à l'Université de Gand, confirme par ses observations personnelles la théorie de l'astronome romain. Une note du bulletin de V Académie des sciences de Belgique résume ces études. Des observations faites récemment par MM. Carrîngton etSpoerer, dit le rapporteur, ont fait connaître certaines inégalités qui affectent le mouvement des taches solaires. Ces observateurs ont reconnu que les

ÉTUDE BBS TÀGBB8 SOUIRES. 197

vitesses angulaires des taches dimiDuent à mesure que leur latitude croît, et qu'en outre elles ont un mouvement en latitude qui a paru tantôt croissant, tantôt décroissant. Plusieurs explications ont été données de ce phénomène : le père Secchi, qui rapporte Tobser* vatiûn d'une tache dont le mouvement a paru se ra lentir notablement à mesure qu'elle se rapprochait du bord du limbe, a attribué ce phénomène à l'effet de la réfraction solaire. M. Dauge a cherché à démontrer qae toutes les inégalités observées peuvent être expli« qoées par la même cause. Il établit, en conséquence, que la réfraction solaire a pour effet : lo d'augmenter le diamètre apparent du soleil ; 20 d'augmenter la durée apparente dé la rotation du soleil; 3o de ralentir le inoQvement apparent de rotation d'une tache à mesure qu'elle se rapproche du bord du disque; 4« de faire croître la durée des révolutions des taches avec leurs latitudes ; 5o de donner aux taches un mouvement apparent en latitude. M. Dauge a cherché à appliquer ses formules à la détermination des inégalités de mouve<> ment qui dépendent de la latitude des taches. En faisant une hypothèse particulière sur la réfraction solaire, il arrive à des résultats qui ne diffèrent que très-peu de ceux que robservation a fournis à M. Garrington. M paraît donc très-probable que la réfraction solaire est une des causes principales des effets observés.

Nous nous sommes entretenus des astronomes angVdis, MM. Warren de La Rue, Balfour Stewart, Benjamin Loewy et Garrington, sur la nature des taches claires et la constitution physique qui parait ressortir de leur analyse, et nous avons vu que, selon ces ob-

198 DBlUnBRS TRATAVX DE VAStBùntmiE,

servations, les taches se produisent au-dessoos I niveau de la photosphère du soleil, confîrniation rhypothèse émise par Wilson, Herschel et leurs cesseurs. Nous avons ensuite exposé les dernières servations du P. Secchi. Quelque soin que les ani que nous venons de citer aient employé à leurs vations et à la construction de leurs tables, leurs tats laissent encore, de leur avis même, une cert indécision difficile à expliquer, si la théorie gèiénll ment admise était l'expression absolue de la réaMI| Déjà nous avons vu qu'après l'émission de Fhypotbè^ de MM. Kirchhofif et Bunsen sur l'état d'incandesceoi du soleil, de laborieux observateurs, excités par 14 nouvelles déductions que Ton pouvait tirer des décoo" vertes de Tanalyse spectrale, et mécontents de i'hyp(H thèse officielle contredite par ces découvertes, se soit mis à Tœuvre afin d'étudier directement de leur cM cette surface solaire, objet de tant de discussions Parmi les premiers, on doit inscrire le nom du colooel du génie, M. Emile Gautier, de Genève, auquel on doi la théorie qui assimile les taches solaires à des solidifications partielles formées à la surface d'un métal ei fusion. Dans cette théorie, le noyau des taches ne seiatt autre que la plus grande épaisseur centrale de la solidification, et la pénombre serait la pellicule qai, dans toute formation de ce genre, observée à la surface don métal en fusion, enveloppe invariablement la scon«. Un certain nombre de partisans se sont ralliés à cette hypothèse.

M. Emile Gautier a continué cet hiver, à Rome, des observations relatives à la nature des taches solaires.

tTVDB DBS TAGBn» flOIAnO». I99

Nous oonnaiseons particulièrement Tobligeanoe désintéressée du P. Secchi, pour toutes les questions de science, et Bf. Gautier, en cLoisissant le ciel pur de ntalie, choisissait encore le plus aimable des directeurs d'observatoires (soit dit sans froisser personne, si tou* tefois quelqu'un se croyait atteint par la comparaison). M. Gautier nous a fait Thonneur de nous adresser, à fion retour, les pr^ices du résultat de ses études, et nous nous faisons un devoir de les présenter ici, en oontradiction, ou, si l'on aime mieux, en sérieux principe de discussion avec les résultats que nous venons de présenter. C'est delà discussion que naît la lumière, et ce sont les dogmes, scientifiques ou autres, qui Tétoufient. Donc, pas de dogme, mais Tétude.

l^ous ne pouvons mieux faire que d'extraire de la lettre de' M. Emile Gautier les points relatifs à ses observations :

a La meilleure manière de vous exprimer ma

teconnaissance pour la bienveillance avec laquelle vous avez apprécié ma théorie, soit dans la Eevue contemporaine^ soit dans Y Annuaire du Cosmos ySeva^ jepense, de vous faire part de la suite de mes études.... Elles n'ont pas porté sur les phénomènes accompagnant la fusion des métaux, comme Tan dernier, mais elles ont eu pour objet l'examen direct des taches du Soleil avec un instrument plus puissant.

Grâce à la parfaite obligeance du P. Secchi, j'ai pu ine servir, pour cet examen, du grand réfracteur du collège romain, etc.; je crois pouvoir conclure de mes observations la confirmaliou de mon hypothèse.

L'apparence des taches solaires change d'une ma-

20O DERNnSBS TRÀVAtX DE L'ASTBONQMIB.

nîère très-notable lorsqu'on les considère avec de forU grossissements. La conception des deux, voire même des trois enveloppes du prétendu noyau obscur du Soleil, ne se serait probablement jamais produite, si les astronomes avaient eu, dès Torigine, les moyens d'observation modernes. L'existence des taches soi-disant régulières ou symétriques n'aurait pas joué dans Ja science le rôle qu'on lui a attribué. Je n'aurais pas non plus invoqué en faveur de la théorie que j'ai émise sur la solidité des taches l'argument tiré de la netteté de leurs contours.

Tout est nuageux dans les taches solaires» non-seu« lement leur théorie, en employant cette épithète au figuré, mais aussi en réalité leurs bords, leurs diffé* rentes parties, leur pénombre, leur noyau, les points lumineux qui le traversent. Je n'en ai pas aperça une seule cet hiver, où l'on pût discerner les circonstances censées normales des taches : noyau uniformément obscur, régulièrement rond ou à peu près, avec pénombre symétrique et donnant naissance à cette hypothèse de cavités en forme d'entonnoirs qui, encore aujourd'hui, est pour plusieurs inséparable de la notion des taches solaires.

J'ignore si la période de mes études a coïncidé avec une phase exceptionnelle de taches; j'ai lieu de croire , que non, mais toutes celles que j'ai observées étaient irrégulières, tourmentées, changeant rapidement de formes et présentant dans le plus grand désordre toutes les intensités de lumière et d'obscurité. C'est-à-dire j qu'au milieu d'un noyau foncé se montraient des points lumineux du plus vif éclat et de toutes les formes. Uo

irCDB DES ÏAGHBS 80LAIBBS, ftOI

j<mr, entre autres, une étoile de matière brillante lançait des rayons inégaux jusque vers les bords de la pénombre voisine. La pénombre aussi offre les apparences les plus diverses. Elle ressemble parfois à une surface parsemée de flocons de neige ; d^autres fois à une toison tachetée de trous inégalement foncés et inégalement profonds. Certaines stries lumineuses, d'intensité variable, la traversent, faisant souvent saillie sur le noyau. Sa teinte générale peut se fondre d*une manière dégradée pour arriver à la couleur foncée du noyau. En revanche, j*ai vu une large bande lumineuse, aussi brillante qu'une facule, bordant un noyau sur une portion de son contour et le séparant de sa pénombre.

Sur tous les contours, l'apparence brumeuse, cotonneuse, se produit. Elle donne l'impression d'émanations gazeuses, impossibles à pressentir gvec un instrument de petites dimensions et pouvant s'accorder avec la théorie du Soleil liquide, incandescent et susceptible de solidiâcations partielles à sa surface. Parmi ses composants, il en est en effet de phis ou moins fusibles et de plus ou moins volatilisables. Les vapeurs produites par ces dernières peuvent être opaques ou brillantes, et dans ce dernier cas, semblables à celles du zinc, qui, dégagées dans la préparation du laiton, empêchent, pas leur éclat, de voir la surface de Talliage liquide. On peut très-bien sppposer que certaines causes, à nour inconnues, venant à produire sur cette surface, soit un épaississement de la matière solide (épaississement correspondant à la pénombre), soit un éclaircissement (correspondant au noyau d'une tache)^ les gaz émanant de la fournaise sous-jacente puissent se frayer un passage

90% DSaNIBRS TBAVAUX DB l'ASTEONOlflB.

au travers de cette croûte ou de cette écume. Ils produiront alors les apparences des points et des stries lumineux, qui coupent si fréquemment les noyaiix et les pénombres des taches. Ces émanations brillantes pourront être d'autant plus intenses et plus vives que leur émission sera plus gênée par le voisinage d'obstacles. On aurait ainsi Texplication de l'abondance des facules aux alentours des taches et dans leur proximité immédiate.

Tels sont, Monsieur, les quelques développements que je crois devoir ajouter à la note publiée par moi Tan dernier, après mes observations romaines. Moyennant ces additions, la théorie que j'ai hasardée me pa« rait cadrer avec toutes les apparences des taches, tout en restant philosophiquement plus probable qu'aucune autre, soit par sa simplicité, soit parce qu'elle fait concorder Fétat actuel du Soleil avec la phase de liquidité, que les géologues sont d'accord pour attribuer jadis à la Terre. »

La théorie partagée par M. Gautier est certes Tune des plus satisfaisantes; mais elle ne lest pas encore d'une manière absolue. Aussi revenons-nous aux faits et ne nous hâtons-nous pas d'arrêter une doctrine.

Voici de nouveaux faits, par exemple, qui ne concordent pas précisément avec l'hypothèse précédente : ce sont les observations de M. Cbaco^ac, notre ancien astronome à l'Observatoire. L'opinion dé celui-ci diffère autant des dernières idées que nous avons émises avec M. Gautier, que la théorie du Père Secchi diffère ellemême de celles des astronomes anglais. M. Chacornac considère les taches solaires comme la production de

SUR IBS TACHES SOLAIRBS. 9U>3

boQclies volcaniques. On connaît déjà les raisons qu| combattent cette hypothèse; mais combattre n'est pas vaincre, et nous devons à la science d'écouter toutes les raisons données avant de nous prononcer suravcnncu Ud vieux proverbe dit : « Qui n'entend qu'une cloche n'entend qu'un son. » C'est ce qui arrive pour celui qui ne lit, sur notre question, que les journaux anglais, ou que les journaux allemands, etc., ou qui n'écoute qu'une classe d'observateurs de la môme école. Il est bon de tout écouter. Seulement, de môme qu'une multitude de doches sonnant ensemble produiraient une cacophonie plus nuisible qu'utile à l'appréciation, nous avons soin de ne pas interroger tous les observateurs ensemble ; c'est successivement que nous pouvons juger le mouvement.

Koua relierons d'abord les travaux que nous allons présenter à ceux dont nous nous sommes entretenus &ur l'analyse spectrale, en donnant de suite un résultat intéressant des mesures prises par M. Chacomac sur le spectre solaire. Cet observateur parvint à amener au contact, dans le même champ , deux spectres solaires, l'nn emprunté à l'extrême base du disque, l'autre aux régions centrales! Il lui fut impossible de constater aucune différence sensible dans l'intensité des raies des deux régions. .

Ce fait, déjà observé, mais moins précisément, est ^'autant plus important qu'il est à peu près certain que l'épaisseur de la photosphère ne dépasse pas au maxim\u!a un millième du rayon de l'astre : l'observateur laisse aux physiciens expérimentés le soin de discuter ^'«tte anomalie entre la variation d'intensité des raies

telluriques, dont la visibilité croît incontestablement

204 DERNIERS TRAVAUX DE t*A8TR0N0IIIB,

en fonction de l'épaisseur d'atmosphère terrestre tra* yersée, et la constance de l'intensité de celles du Soleil » quelle que soit cette épaisseur d'atmosphère absorbante parcourue parles rayons émergents de la photosphère. Cependant, pour expliquer sommairement sa pensée, il lui semble que ces faits indiquent plutôt une immense étendue à l'atmosphère intérieure du Soleil, que l'existence d'un corps central gazeux. Remarquons à cette occasion que l'une des photographies de Tauréole que M. Foucault a obtenues en 1860, lors de l'éclipsé totales accuse une étendue sensiblement égale à trois fois le rayon du disque, et que, pendant l'écIipse de i85i, les astronomes russes et européens ont mesuré des rayon> de l'auréole qui se distinguaient nettement de la teinte illuminée du ciel à trois degrés de distance du bord de la Lune. Si l'on réfléchit que l'illumination de l'atmosphère terrestre nous dérobe certainement une majeure partie de celte atmosphère extérieure du Soleil, on aura , dit l'auteur du Mémoire^ une raison suffisante pour concevoir que peut-être la différence des épaisseurs parcourues par les rayons des centres et des bords du disque n'influence pas sensiblement pour nous l'intensité des raies spectrales d'origine solaire. Quoi qu'il en puisse être, ajoute-t-il, faisons remarquer qu'une pareille atmosphère^ soumise aux lois d'une gravité ag fois plus considérable que celle de la terre, doit déterminer une pression telle dans les couches inférieures qu'il ne doit pas paraître étonnant que le phénomène lumineux en jaillisse. Si ces vues étaient justes, il faudrait voir dans l'universalité de la pesanteur les principales causes des phénomènes d'iucandes-

HTPOTHitSBS fitR LBS TACHBS SOUIRBS. 20$

eence à la surface des masses énormes des corps cé« lestes stellaires par la pression des couches inférieures de leurs immenses atmosphères, et trouver une confirmation de plus dans un phénomène insignifiant en ap« parence à la belle conception du système cosmographique de Laplace.

Passons maintenant au corps solaire lui-même. Nous avons dit que, dans l'esprit de M. Chacornac, les taches ne sont causées que par des éruptions volcaniques. Ecoutons donc Texposé de ses observations et la conclusion, elle-même encore trop anticipée, qu*il a tirée de ses recherches :

L'étoile à laquelle on a donné le nom de Soleil étant la plus rapprochée de nous, tout ce que nous pourrons acquérir de connaissance sur la constitution physique de ce corps pourra s'appliquer, par voie d'analogie, à ^lles qui sont plus éloignées ; et il est curieux que le globe obscur central, en se découvrant par suite des accidents volcaniques dissipant le phénomène lumineux, permette de distinguer les moindres traces d'éruptions. En examinant les lignes de dislocations des chaînes volcaniques, il est certain qu'elles se présentent toutes formées de bouches éruptives situées les unes à la suite des autres, et occupent les interstices d'immenses montagnes de facules dont elles semblent soulever la base pour se faire jour.

Lorsqu'elles sont assez voisines les unes des autres, ^a tendance qu'ont les cratères solaires à se réunir forme des failles continues, lesquelles s'agrandissent tant qu'il y a de centre irruptif voisin ; tandis qu'elles ont une tendance à se former en ouverture circulaire.

200 BSBIOBES TEAVAUX DB L^AStEOIfOinB.

aussitôt qu'il n'y a plus de bouches volcaniques nonireUes et que les éruptions continuent.

C'est rhistoire de toutes les taches solaires et de tous les groupes de volcans solaires. Mais ceci dénonce de£ courants en tourbillon communs à tous les grands cen très éruptifs, c'est aussi ce qu'indique la structure rayonnée de la pénombre ou du cratère d'effondrement, en se disposant en spirale plus ou moins accentuée.l Enfin la région des facules participe souvent à ce mouvement giratoire, et les ruisseaux lumineux qui entourent les volcans actifs se courbait dans le même sens que ceux du cratère d'effondrement, preuve que ces courants ou tourbillons s'étendent jusque dans les couches supérieures de l'atmosphère lumineuse; les esquisses des groupes de volcans récemment apparus témoignent de ces faits plus ou moins accusés.

Il y a, sous le rapport de l'étendue, de la fixité que ce phénomène présente actuellement à la surface de la terre, une grande différence avec les proportions et la mobilité qu'il offre dans la zone équatorîale de l'astre ; mais cela n'enlève aucunement le caractère d'analogie qui paraît exister entre les natures volcaniques solaires et celles de notre globe. En effet la disposition des feuilles de l'écorce terrestre ne peut rien nous révéler de l'ordre des phénomènes qui doivent résulter du refroidissement de diverses zones de la terre fluide et incandescente, de môme que les fractures actuelles de son écorce ne peuvent rien nous apprendre sur les phénomènes de cristallisation ou de dissociation imperceptibles qui s'effectuaient dans l'épaisseur de la pellicule

HTPOTHÎSES 817B LB8 TACHSS SOLAIIUB. a07

primitive en voie de formation, alors qu'elle était entièrement à rétat pâteux. Il résulte môme de Texamea des phénomènes que doit ofirir une sphère fluide incandescente, en voie de refroidissement, et douée d'un mouvement rapide de rotation autour d'un axe, que les phénomènes de dissociation, et par conséquent les phénomènes volcaniques, peuvent surtout s'effectuer dans le sens des parallèles, sur une plus grande étendue que dans toute autre direction.

Considénms, par exemple, le cas le plus simple du reSroidissement de la masse liquide incandescente au pôle, refroidissement qui doit être supposé égal sur la lolaiitô de la surface par suite du rayonnement uniforme vers les espaces célestes. En vertu de Tintensité prédominante de la pesanteur en ce point, les couches superficielles, augmentant de densité, tendront à se déplacer dans le sens qui les rapprochera du centre de gravité plus rapidement que les couches extérieures des zones voisines, d'une moindre latitude, oti celles-ci étant moins pesantes par suite de la force centrifuge qui natt de la rotation de la masse, il en résultera des courants latéraux dont l'analogie avec les vents alizés peut être aperçue dès à présent, bien que la cause soit inverse de celle qui produit ces courants atmosphériques; mais il est visible que ces courants seront plus intenses dans les latitudes où la variation de la pesanteur sera plus grande pour une même différence de latitude. Or, suivant la loi du décroissement de la pesanteur à la surface d'un sphéroïde comme la terre, on sait que c'est vers le 42e parallèle que cette différence est la plus considérable, et que Tun des minima

MS DSBMmS TKiYAVX BB I.'A8TM>N01IIB.

de variation est au pôle, tandis que l'autre e: l'équateur. En remarquant qu'à la région du doit se produire des courants en remous qui dor mélanger les couches très-diversement el affluer tonte part, il ne doit y exister aucune vaste sui de calme, tandis qu'il n'en peut être ainsi vers l'ai minima situé à l'équateur.

En effet, dans cette région où la variation de la santeur est très-faible d'une latitude à l'autre, j vers le Sœ parallèle, il s'ensuit que ces courants vent y avoir mdns d'énergie, et qu'il doit se foi une zone de calme où les couches homogènes se sentent sur un long espace, comme la zone équal riale de Jupiter ; les phénomènes de cristallisation su perficielle, ceux de dissociation pouvant s'y prodain^ il en résultera l'apparition do phénomène voîcaniqœt lequel ne pourra se montrer dans les zones où les o(W rants se mélangent avec rapidité.

On a observé de rapides mouvements dans certaiMi réunions de taches qui rappellent le phénomène d'attraction des bulles d'air à la surface d'un liquide. Le i3 mai 1864, à neuf heures un quart du matin, une petite tache située non loin d'une grande a employi dix heures à franchir l'espace qui la séparait, en s'approchant successivement de la pénombre, en s'y précipitant et en arrivant presque en contact avec le centre éruptif principal. De neuf heures et demie â trois heures vingt-cinq minutes, un espace de iS'ài/ fut franchi. Ce phénomène est fréquent. Mais il n'est pas toujours facile d'observer la phase maximum di mouvement de précipitation dans le gouffre. Cet exempt

nCDB DBS TAOBBfl 80UIBB8. ft09

montre que la vitesse était de 570 mètres par seconde, ce qui est supérieur à tous les courants liquides ou aériformes de la surface de notre planète.

Si Ton examine les figures de dislocation qui paraissent être analogues aux dislocations d'un corps solide, on est embarrassé en face de pareils mouvements rota* tlTsetde semblables apparences. Est-ce une masse ga* zeuse qui peut produire des failles en étoilement corn* parables dans certains cas à ceux d'un choc sur une plaque de verre? Est-ce au sein d'un liquide que de pareilles trombes circulent?

On voit dans Tune des taches un centre éruptif en train de se clore par des treillages superposés ; c'est le centre principal du groupe des « volcans » du i" avril. 1\ est signalé comme ayant présenté des dénivellations alternatives, de trois heures à cinq heures et demie : le pont principal s'est abaissé et relevé plusieurs fois, tout d'une pièce, comme si la masse entière qui le supporte B'était mue à la manière d'une soupape. Ce phénomène était accusé par une variation d'éclat et des apparences étirées des mailles de ce réseau ; les facules présentent un aspect gélatineux.

Recueillons précieusement les observations qui méritent d'être enregistrées, observons l'ensemble de ces phénomènes que des yeux si divers voient si diversement, ne nous h&tons pas de conclure : la synthèse ne doit venir qu'après l'analyse.

Ces études auraient sans doute pour résultat direct de faire avancer plus rapidement les mystérieux débats de Fhéliographie. Mais de tous les travaux récemment entrepris en France sur ces problèmes, ceux de

9IO DXBmnS TBAVAUX DB L'AffraOlfOMlB.

M. Faye nous semblent particulièrement destinés à lever les derniers voiles.

Dans un premier travail, Tastronome français a entrepris la réduction de toutes les observations actuellement utilisables, de i854 à 1861, la déterminution dé6nitive de la parallaxe, le tableau des mouvements périodiques des taches en latitude, et enfin la recherche de la loi de rotation.

L'intervalle de temps des taches choisies est de vingtsept jours au minimum, Tensemble des séries réunies représente plus de 4,000 séries simples relatives à une seule apparition.

La belle découverte de M. Garrington consiste en ce que la vitesse angulaire de rotation des taches dépend de la latitude, et varie assez continûment avec cette même latitude pour qu'il y ait lieu de représenter la première par une fonction continue de la seconde.

H. Faye croit le m<Hnent venu de chercher la véritable expression mathématique de la rotation de la photosphère :

« Pour réussir dans une telle recherche, dit^il, il y a deux conditions de succès : la première, que la loi soit en réalité extrêmement simple, comme Test, par exemple, la loi de la variation de la pesanteur sur un globe tournant^ et non pas complexe comme la loi des mouvements d'une atmosphère sur un corps mi-partie solide et liquide, chauffé par une source extérieure; la deuxième, que les observations aient une précision suffisante. Cette seconde condition est parfaitement remplie à cause du soin que j'ai eu de n'employer que des taches à rotation complète. 35 taches distinctes,

GONS'liTIfl'lON PHYSlOini DU SOtBIl» ail

réparties à pea près unifonnément en latitude, ayant exécuté 58 rotations complètes, observées en grand nombre de fois à chaque apparition, corrigées de toutes les inégalités périodiques dont j'ai reconnu Texistence, me paraissent remplir les qualités requises de précision. C'est le résultat final de sept années d'observations continues du Soleil dues à l'un des plus habiles observateurs de notre époque.

« La formule la plus satisfaisante est : iw = 6', 54 — 1 57*5 sin*X. L'observateur en conclut que le mouvement angulaire de rotation décroît de parallèle en parallèle, proportionnellement au carré du sinus de latitude; que cette loi n'est pas purement empirique comme celles qu'on a essayées jusqu'ici, mais qu'elle est l'expression tf un grand fait naturel et qu'elle répond à une constitution physique particulière à la constitution du Soleil. * L'examen des erreurs montre que la rotation s'effectue exactement de la même manière dans les deux hémisphères. La moyenne des erreurs sur l'hémisphère boréal est — o'^34 ; elle est de + o',45 sur l'hémisphère austral, mais on voit que ces faibles excès en sens contraires tiennent uniquement à deux mauvaises séries d'observations faites par + 3o» et ~ 3o* de latitude. En excluant ces observations, on ferait disparaître cette petite différence dans les deux hémisphères.

«Quanta la parallaxe, la moyenne, pour l'hémisphère boréal est o^,4i 5; pour l'hémisphère austral, o^SgS, et la moyenne générale des vingt-neuf déterminations est o'',4i. Pour en déduire la profondeur des taches ou l'épaisseur de la photosphère , il faut en retrancher o%ii, qui représentent ici l'effet de l'erreur commise

lia DUraElS TRAVAUX M L'ASTBOlfOMIB.

d'ordinaire sur le demi-diamètre du Soleil dans lee < servations méridiennes. Vu à la distance d'un rajr solaire, le rayon de la Terre sous-tendrait un afl(

de -T-^Hï=o",529.

o 3o « La profondeur des iaohes est donc -^^~- = 0^57 dl

rayon de la Terre.

«Les résultats qui viennent d'être contrôlés par Fe^ semble des observations anglaises cuvent être résti mées ainsi :

i"* Le ralentissement de la rotati<m de la photospbéi% d'un parallèle à Tautre, est proportionnel au carré di sinus de la latitude.

a» La constante de la parallaxe de profondeur appU«j cable aux observations des taches est de 00,41 ; la prthl fondeur des tacbes est elle-même de oo,3o ou de 0,571 du rayon de la terre. Elle est constante dans toute ]V tendue observée comprise entre + 3o degrés et -- 3o degrés de latitude.

3* Les taches exécutent des oscillations pendulaires | en latitude; la période de ces oscillations varie avec la i latitude et parait atteindre un maximum de i5o à 160 ' jours vers le i4« d^ré. A i5 degrés de là, elle se ré* J duit de près de moitié.

40 Les taches ont en longitude un mouvement d'os^ cillation correspondante de même période, et la combi* naison géométrique de ces mouvements s'opère cofflma si la tache décrivait dans le sens de la rotation nos eOipse autour de sa portion moyenne, ellipse dont le grand axe est <tirigé d'un pôle à l'autre.»

HISTOIRE BU SOtElL ET DBS ÉTOILES. ai3

Après cette synthèse de toutes les observations faites 8ur les mouvements des taches. Fauteur a entrepris celle de l'histoire entière du soleil et de l'histoire générale des astres. Voici le résumé de cette théorie :

Trois phases principales mesureraient Texistence d'un astre. Notre soleil serait maintenant dans sa se* conde phase. Voici les principaux caractères de chacun de ces âges. Nous prions nos lecteurs de donner une ftttentioa spéciale à Fexposé suivant de ces carac* lères.

En-dehors des époques cosmogonîques, il y aurait, disons-nous, trois phases à considérer dans le refroidissement d'une masse fluide isolée dans l'espace, animée d'un mouvement de rotation , et portée à une tempe* m\XTQ hien supérieure aux forces d'association physique et chimique des molécules ou des atomes.

V* La phase de complète dissociation (nébuleuses planétaires?) où la chaleur va en décroissant du centre à la périphérie. Cet état est susceptible d'un équilibre particulier :1e pouvoir émissif est très-faible; la lumière 6st purement superficielle, puisque celle des couches profondes peut être absorbée entièrement par les couches superficielles. Le spectre est probablement réduit à de nombreuses raies brillantes séparées par de larges intervalles obscurs.

2"" Kefroidissement des couches externes au point où le jeu de certaines affinités moléculaires devient impossible. Formation d'une photosphère, espèce de laboratoire superficiel qui détermine les contours apparents de là masse. Pouvoir émissif considérable pour la chaleur et la lumière. La lumière émise vient d'une pro-

ai4 DBBmERS TBAVAUX 0E L'ASTBONOMR.

fondeur considérable de la photosphère. Le spectre & la phase précédente est interverti. La lumière n'eS| sensiblement polarisée sous aucun angle d'émergence,

Uénorme flux de chaleur émané de la photosphère est entretenu aux dépens de la masse entière, par le jeu des courants ascendants et descendants qui s'établissent entre les couches profondes et la périphérie, courants impossibles dans la phase précédente. La deuxième phase doit donc occuper un laps de temps considérable, et présenter dans les phénomènes une grande fixité.

Si la photosphère vient à se dissiper localement, la lumière et la chaleur émises se réduisent en ce point dans le rapport des pouvoirs émissifs de la photosphère à celui du milieu gazeux général.

Le mouvement de rotation ne s'exécute pas tout d'une pièce comme dans la phase précédente où la masse fluide s'écarte peu des conditions de l'équilibre : la surface est en retard sur le mouvement de la masse entière; sous l'antagonisme des forces qui troublent cet équilibre, les phénomènes superficiels peuvent revêtir le caractère de l'intermittence.

3o Lorsque, par les progrès du refroidissement, les courants verticaux commencent à se ralentir, lorsque la masse entière successivement contractée a une densité moyenne suffisante (à laquelle le soleil est loin d'être parvenu), la photosphère devenue très-épaisse prend à la surface une consistance liquide ou pâteuse et finalement solide. Alors la communication avec la masse centrale est interceptée, le refroidissement de cette masse ne s'opère plus guère que par la simple

GONffnnmoN PHTsiom du soibil, aiS eondactibilité d'un liquide plus ou moins pâteux; ce* lui de la croûte liquide ou solide fait des progrès rapides à la superficie; la rotation qui s'est accélérée se régularise ; les phénomènes des taches et des facules ont disparu y et la figure est celle qui convient à une masse fluide en équilibre sous Faction des forces intérieures. L'intensité de la radiation baisse rapidement ; )a lumière émise obliquement est fortement polarisée; ^e spectre précédent ne change pas essentiellement d'aspect, mais il ne présente que les raies noires dues ^ \a couche atmosphérique, laquelle est désormais distincte du corps même de Tastre : le spectre des Wda diffère notablement du spectre central par le nombre et l'obscurité des raies. Puis viennent les phénomènes de l'extinction définitive. C'est là la phase

Ce tableau ne serait*-il pas la première ébauche, encore bien grossière sans doute, d*une réponse rationnelle à cette question franchement posée par M. Carrington : W^hat is the Sun? ou à cette autre plus générale : What is a star?

Arrètons-uous un instant au début de la troisième phase, c'est-à-dire à la période de liquidité. Cette pénode est purement transitoire ; elle ne saurait avoir une longue durée, tandis que la deuxième phase, pendant ^uelle presque toute la masse contribue à l'émission de lumière et de chaleur qui s'efiectue par la photosphère, peut durer des millions d'années si la masse est considérable comme celle de notre Soleil. 11 parait donc physiquement impossible que les étoiles, eussent-elles ^té formées au même instant, soient aujourd'Imi par«

aïO DBBNIKRS TRÀTAinL DB L'ASTBONOMfB.

venues toutes à la fois à cette période très-parfâc de liquidité si voisine de Textinction définitive, merci I la création entière n'est pas menacée d'une j si prochaine.

sua Uk liUME. I£ CfflUkTÈBE BB 1J3ÊMÈ.

Jusqu'à notre époque la Lune a été générale) considérée par les astronomes comme un corps mi d'où la vie serait absolument éteinte. À de rares in valles, on avait cru pouvoir signaler des marques mouvements survenus à sa surface, comme W. Heiil chel, le 19 avril 1787 ; comme Wilkins, le 3 mars 1794} comme Lalande et Laplace, qui croyaient à rezistenca de volcans en ignition à la surface de la Lune ; et comma plus récemment M. Robert Hart, le 27 décembre i854, et MM. Webb et Birt, le 4 mai 1864. Nous n'avions pas cru devoir accepter ces rares témoignages avant que des observations très-précises ne vinssent les coq* firmer (*). Mais voici une nouvelle observation quia fait pencher plusieurs astronomes en faveur de lavi« lunaire. Un changement paraît être survenu dans un petit cratère.Nousravonsspécialementétudié, en même temps que plusieurs observateurs, et nous avons présenté nos observations à llnstitutpar la communication suivante :

« Le fait d'un changement réel, survenu actuellement à la surface de notre satellite, m'a paru assez

(*) Voir Études et Lectures sur V Astronomie, 1. 1, p. 93»