RESUME
Rotations.
1871. 9 Superficie moyenne des
taches
1872. i3 Nombre total des taches . . 3o3
» Superficie moyenne
» Jours d'observation
1873. i3 Nombre des taches. . . 2i5
» Superficie
» Jours d'observation
1874. i3 Nombre des taches i59
» Superficie
» Jours d'observation
1875. i4 Nombre des taches 91
» Superficie. . «
» Jours d'observation
1876. i3 Nombre des taches 67
» Superficie
» Jours d'observation
1877. ï3 Nombre des taches 4^
» Superficie •
» Jours d'observation
Moyennes
io4
3oi
Tels sont les faits observés depuis plus d'un demisiècle, comparés ici dans leur ensemble, pour la première fois.
On voit que nous sommes actuellement dans un minimum.
Nous pouvons ajouter à ce tableau les observations de Palerme, intéressantes pour fixer Tépoque précise de ce dernier minimum. Malheureusement, nous ne pouvons pas inscrire ici le nombre des taches observées, paroe que Tacchini compte les mômes taches plusieurs jours de suite, aussi longtemps qu'elles sont visibles, tandis que ce sont seulement les nouvelles qui doivent s^ajouter pour former à la fin de Tannée le total des taches apparues pendant Tannée. Il y a encore ici une différence de méthode qui empêche Thomogénéité de notre examen. Mais nous pouvons former un petit tableau de la fréquence relative des taches , ob* tenue en divisant le nombre total de taches vues chaque mois par le nombre des jours d'observation ; c'est, en somme, l'état de la surface tachée, observée toutes les fois que le temps Ta permis.
Observations relatives au minimum de 1877- 1878.
loors Fréquenee Fréqaetice Fréquence Fréquence Étendue d'ob- des des des des des
serraliob. taches. farules. deux. Jours nuls, taches /!• h c d
Janvier. .
Février. .
MArs* . . •
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ao STATISTIQUE DES TÀCBBS SOIAIUBS.
ioart FréqaeMtt Fr èy i — — FréqMM« Fi iq i —o t Él«ntf«« d'ob- de» 4m en 4m «Im
Mrvalion. UcIm*, hieiilM. 4»mx. Jovnniilt. taeiiM. A A r fl
Avril. . 21 1,76 4,86 6,63 o,a8 6,i4
Mai... ij ' i,4o 4i^9 ^flù <>ii3 ^>07
Juin.... 7-j i,aa 4»44 ^>6^ (>|33 5, 18
Juillet. . 17 o>53 3|06 3,59 ^t^^ ^*^^
AotU.... 38 0,78 1,39 3,10 0,61 1,4^
Sept.... 18 1,33 3,g4 5,iS 0,33 7,83
Oct 10 0,00 0,00 OyOO 1,00 0,00
NoT. ... Il 3»45 4)7^ 7>i^ 0|37 95,64
Dec 10 0,60 0,30 Oj8o o,5o 1,00
Moyenne... (i,i4) (3, 70) {^f^0) (o,4o) (0,34)
Janvier. 5 o,3o o,3o o,.^|0 0,60 o,4o
Février. t8 0,89 3,55 2,94 o,83 0,86
Mars. .. 19 0,95 3,31 ^,16 0,87 3,90
Avril. .. 33 0,00 0,09 0,09 0,91 0,07
Mai 20 0,75 3,40 3,i5 0,70 7»43
Juin.... 2'| 1,25 5,37 6,63 0,4^ it^o
Ces chiffres montrent que le minimum de ractivité solaire, que Ton attendait pour 1877, est plutôt arrivé en 1878. C'est au mois d'avril 1878 qu'il y a eu le moins de taches, le moins do facules, et le plus de jours sans taches et sans facules. Pendant 65 jours entiers, du 20 mars au 24 mai, on n'a aperçu aucune tache. Je n'en ai pas vu une seule non plus du 14 septembre au 25 octobre. Les protubérances ont été également très-rares et très-faibles.
STATISTIQUE DES TACHES SOLAIRES. Sfcl
Il est curieux de remarquer que les deux premiers trimestres de Taunnée 187^8 sont à peu près analogues, les taches et facules ayant augmenté progressivement pendant trois mois, pour recommencer le même mouvement les trois mois suivants.
L'observateur de Palerme fait remarquer que « la granulation a été presque toujours splendide, accompagnée d'un grand nombre de taches et de trous voilés, avec de petites facules, que Ton a vues disparaître dans quelques cas, ou se former dans un temps trèscourt. Un grand nombre des trous et des taches voilés formaient des groupes spéciaux et plus fréquents dans l'hémisphère boréal ; ces phénomènes étaient bien distincts sur toute la surface du Soleil, à cause évidem<^ ment du calme général ; nous assistons au travail élémeataire qui renouvelle incessamment la photosphère à travers Tenveloppe coronale, plus transparente parce qu'on n'y trouve plus cette énorme quantité de vapeurs qui s'élèvent et se répandent à l'époque du maxima des taches. 1
On voit par ces tableaux que la variation ne s'opère pas régulièrement ; soit que l'on considère les nombres bruts, soit que l'on examine la proportion par jour d'observation, les fluctuations sont prononcées. Comme les taches durent généralement plusieurs jours, et souvent des semaines entières, qu'on ait observé le Soleil pendant les 28 jours consécutifs d'une rotation, ou que des lacunes d'un ou deux jours soient semées dans le cours d'une rotation, de manière à ne laisser que 27, 26, 25 ou même 24 jours d'observation, le résultat définitif doit peu différer quant au nombre des taches et
Sia 8TATI8TIQVB DBS TACHES 80LAIBE9.
même quant à leur superficie. Mais il est évident que s'il y a des lacunes de 8 ou i5 jours consécutifs, ou davantage, comme par exemple en novembre et décembre 1Ô74, et de septembre à décembre 1875, le résultat est inférieur à la réalité ; dans ce cas , les nombres de la dernière colonne ont leur importance. On constate, par exemple , qu'il y a un maximum de surface tachée à la' i"* rotation, à la 5', à la i5', à la ai*, à la a4% à la 43% à la <>o*, aux 64* et 65« et à la 87', tandis qu'il y a un minimum non moins évident à la 6% à la io% à la i8% à la ay", à la 34% à la 4i% à la 45% aux 49» et 5o*, ainsi qu'aux 54% 66', 68* et 83». Ce sont là, assurément, de fort curieuses preuves des fluctuations de l'activité solaire.
Les observations solaires faites à Moscou depuis 187a par Brédichin, et que nous avons reçues de cet habile observateur [Annales de robsen>atoire r/e Moscou, t. III), confirment exactement les observations romaines. Depuis le maximum de 1 870 , l'activité solaire (taches et protubérances) a diminué jusqu'il
* Tels sont les faits d'observations relatifs à la variation des phénomènes de la surface solaire.
La périodicité est évidente et incontestable pour les taches. Est-elle aussi évidente pour les protubérances, et les taches sont-elles les formes diverses d'une même activité intérieure de l'astre colossal qui nous éclaire? Rendons-nous compte du second phénomène avec tout le soin que nous venons de mettre à nous rendre compte du premier.
STATISTIQUE DES* ÉRUPTIONS SOIAIftBS. a3
wiTAtvmqwR USB tmxnmoMB muu&bb.
Depuis la mémorable découverte de Janssen, qui permet d'observer constamment les protubérances solaires, au lieu d'attendre les moments si rares et si fugitifs des éclipses totales, on s'est appliqué, principalement en Italie, à vérifier chaque jour le bord du Soleil au spectroscope, et à compter et mesurer les protubérances qui s'y manifestent. Respighi a commencé cette statistique à Rome, le a6 octobre 1869, et le P. Seccbi le a3 avril 1871. Bientôt après, elle était également organisée à Palerme par Tacchini.
Pour l'exposé suivant, qui résume la discussion faite sur ce sujet par Secchi, il faut d*abord distinguer entre le nombre absolu des protubérances et leur nombre relatif. Le premier dépend de l'assiduité de l'observateur, de l'état du ciel, de la bonté de l'instrument et du critérium de l'observateur lui-même; c'est le nombre brut des observations recueillies. Ce nombre doit être modifié par des corrections convenables, pour le rendre comparable aux autres. Ainsi, pendant un beau mois d'été, on recueillera une abondante moisson d'observations, car on peut les faire chaque jour dans des conditions favorables. En hiver, ce sera le contraire : le mauvais temps restreindra beaucoup le nombre des jours d'observations ; on aurait donc tort de juger la fréquence moyenne des protubérances
a4 STATISTIQUE DES ÉRUPTIONS SOLAIRES.
par les chiffres enregistrés : il est évident qu'il faut les rapporter à chaque jour individuel en divisant la somme par le nombre des jours, pour obtenir la fréquence relative ; mais, s'il s'agit d'étudier seulement la distribution de ces objets sur le bord solaire, cette opération n'est pas nécessaire, car (pourvu que les bords soient complets) le nombre, pour une certaine partie du contour, sera toujours relatif au total noté.
Dans le tableau précédent (p. i5 à 18), on a résumé : d^abord la date approchée du commencement de la rotation, en prenant la durée synodique de vingt-sept et de vingt-huit jours alternativement; ensuite, dans la eolonne 3, le nombre total absolu des protubérances enregistrées, puis, dans la colonne 4, le nombre des jours d'observation pour chaque rotation. Dans la seconde partie de ce môme tableau, on a enregistré le nombre des groupes nouveaux de taches qui ont paru dans chaque rotation; mais, comme la quantité des taches est évaluée trop arbitrairement par ce nombre, on en a donné la superûcie telle qu'elle est mesurée sur les dessins journaliers , l'unité de surface étant un carré de 8" de côté ; suit le nombre des jours d'observation des taches, et enfin leur superficie divisée par le nombre des jours d'observation, comme nous l'avons vu.
L'examen de ce tableau conduit aux conclusions suivantes :
i"" Si nous considérons le nombre moyen des protubérances visibles sur le bord solaire, sans aucune distinction de grandeurs, nous voyons que ce nombre varie beaucoup avec le temps; il y a à certaines époques
STATISTIQUE DBS ÉMIPTIQNS BOIAIIEB. a5
une diminution très-sensible, qui arrive presque à une
Fig. 3, — Variation de* protubériinteB.
bien celle diminution esl progressive. IM|à, ù la ao' rotalion, le nombre des protubérances ett réduit à un liers, et de i5 il est descendu à lo. Cette diminution continue toujours, et â la 5o' et à la 60' rotation nous sommes au-dessous du tiers. Cette diminution est frap-
a6' STATtSTiQtK DES ÉRUPTIONS SOLAIRES.'
pante si Ton considère les jours isolés. Au commencement, on avait souvent jusqu'à quarante protubérances séparées, et dans les derniers jours on en a eu quelquefois deux ou trois seulement. Cette diminution est encore plus frappante après l'évaluation de leur superficie. On trouve, par exemple, les valeurs sui- .v^ntes.; .
Rotation.- Suporflcle.
3« '. ii634
20* . ia22
2** Si nous considérons uniquement les protubérances dont la hauteur dépasse 40", nous trouvons une diminution CApore plus notable à partir de la 6" rotation (septembre 1871)1; cette diminution a continué, sauf de petites oscillations, jusqu'à la fin.
3** Si l'on considère les protubérances dont la hauteur dépasse 64", la diminution est encore plus frappante à partir de la 5* rotation. Il y a donc eu un maximum d'activité entre la 1" et la 5* rotation, c'està-dire depuis le mois d'avril jusqu'au mois d'août 1 871 ; ce maximum a été suivi d'une époque de calme relatif dans la force qui produit les protubérances. Ce calme a progretpjié jusqu'à la fin.
4° 'Avec la diminution du nombre, nous devons encore signaler le défaut presque absolu d'éruptions vives et {donnant des spectres métalliques, et l'absence presque générale de l'inclinaison accentuée et de la cottrbùte (tes j^ts.
A la courbe des protubérances; dans la fi^, 3, on a ajouté la courbe A'B'C'D' de l'étendue moyenne dans chaque rotation de la superficie des taches; on voit que les deux courbes marchent dans le même sens, mais sans qu'il y ait proportionnalité. La courbe des taches présente plus d'irrégularité et de saccades. Si nous tenions compta seulement du nombre des groupes, le résultat serait faussé en partie ; car, dans la dernière période, la surface totale des taches est singulièrement réduite, quoique leur nombre n'ait pas diminué d'une manière très- sensible.
Les faits observés montrent que :
Les protubérances, les taches et les facules les plus brillantes, et surtout les éruptions, se produisent principalement dans les mômes régions solaires.
Les maxima de ces phénomènes se produisent aux mômes époques. Cette dernière loi cependant n'est vraie qu'avec quelques restrictions : le maximum des protubérances dure plus longtemps que celui des taches.
Cette coïncidence ne se vérifie que si l'on examine les durées entières de la rotation du Soleil ; pour les observations individuelles, elle semble être en défaut, l>arce que les taches et les protubérances ne peuvent 8 observer simultanément, les taches n'étant visibles que dans l'intérieur du disque, tandis qu'on ne peut suivre les protubérances que sur le contour.
De tous ces faits, nous devons conclure qu'il existe une relation étroite entre ces deux ordres de phénomènes.
Les périodes de minimum des taches et des protubérances ne représentent pas, naturellement, un état
de mort pour le Soleil, ni môme un état de sommeil, mais seulement un état de repos relatif. C'est ce que met parfaitement en évidence la série suivante de comptes rendus solaires envoyés à TÂcadémie des Sciences pendant Tannée 1877, sur cette période que nous pourrions appeler le repos solaire de 1877.
A la séance du 16 avril, M. Janssen lut la Commu* nication suivante :
( J'ai l'honneur de présenter à l'Académie deux photographies solaires obtenues à l'Observatoire de Meudon, et qui présentent un intérêt particulier. Ces photographies montrent qu'une tache solaire très-importante s'est formée sur le Soleil du 14 au i5 avril.
» En effet, dans la photographie du 14 (vers 8** du matin, temps moyen de Paris), la surface solaire est absolument exempte de taches. Or, sur cette photographie, le diamètre du disque est de 0^,30, et les granulations de la surface sont d'une telle netteté qu'un noyau de tache, n'eût-il que 1" à 0." de diamètre, y serait aisément perceptible. Mais la photographie du jour suivant, dimanche i5, à la même heure, présente dans l'hémisphère sud, près de la ligne des pôles, un peu à l'occident et dans la région élective, en un mot près du centre du disque, un espace de près de 2' de diamètre couvert de taches. Les plus considérables de ces taches présentent des noyaux de iS* et 20" de diamètre (') avec de larges pénombres de figures trèstourmentées.
) Vue du Soleil, la Terre présente un diamètre de
'y iy«
âTAtlSTlQUfi HES ERUPTIONS SOLAIRES. 29
» Mon objet n'est pas de décrire ces taches : je ne m'occupe ici que de l'importance du phénomène qui s'est produit d'une manière aussi subite. II est de l'ordre des grands phénomènes de taches que nous présente le Soleil à l'époque d'un maximum, et il montre qu'on ne s'était pas fait jusqu'ici une idée exacte de l'état de la surface photosphérique quand l'astre est dans une période de minimum. On admet généralement que la photosphère est alors dans une sorte de repos, et que la rareté de^^ taches est due à cette absence d'activité. Des faits déjà nombreux, et qui viennent de recevoir du remarquable phénomène de dimanche dernier une confirmation et une extension considérables, montrent que ces idées sont inexactes. Nous sommes conduits à admettre que, si dans ces périodes les taches sont rares, c'est qu'il y a alors une tendance très-marquée à la dissolution, à la disparition des phénomènes dès leur naissance. Déjà, depuis le peu de temps que nos séries d'images solaires sont commencées, nous avons pu constater des laits nombreux de petites taches apparaissant et disparaissant dans l'espace de un à deux jours.
» Quant au phénomène du i5 avril, nous croyons pouvoir lui prédire une prompte extinction ; sa configuration va changer rapidement, les noyaux se segmenteront pour disparaître peu après. Il ne serait pas surprenant que les taches actuelles, qui à l'époque d'un maximum eussent pu accomplir plusieurs rotations solaires, soient presque disparues avant d'avoir atteint, samedi prochain, le bord occidental du disque.
» Si notre climat était plus beau, il eût été bien in-
3o STATISTIQUE DBS ÉBUPTIONS 80LAIBES.
téressant de prendre des photographies très-fréquentes qui eussent permis de suivre pas à pas les transformations successives du phénomène jusqu'à sa disparition. On en eût tiré sans doute de nouvelles lumières sur les causes encore si peu connues qui amènent ces grandes déchirures de la photosphère.
» Quoi qu'il en soit, on voit combien sont importantes ces séries photographiques. Dès leur début, elles nous donnent des faits importants touchant la constitution du Soleil. Or, en Astronomie physique, je crois que nous devons nous attacher fortement et pour longtemps à Tétude du Soleil. Cet astre est pour nous comme un résumé de la forme stellaire, et sa grande proximité nous fournit les moyens les plus faciles et les plus précieux d'étudier les problèmes qui se rapporlent à la constitution de l'Univers. >
Le P. Denza ajouta à la Communication précédente les remarques qui suivent (séance du 3o avril); elles es confirment entièrement :
c Déjà depuis quelques années nous observons régulièrement les taches solaires, entre midi et i'', heure moyenne de Rome, tous les jours que le temps nous le permet. L'image du Soleil se dessine, au moyen d'un excellent réflecteur de Fraunhofer de 4^' d'ouverture , sur un disque dont le diamètre est de loS"™ et qui est divisé en petits carrés dont le côté est de i"". Nos observations sont publiées par M. Rudolf Wolf, de Zurich, dans ses AstrononiischeMittheiliingen et dans notre Bulletin météorologique de l'Observatoire de Moncalieri.
» Or, depuis le 22 mars jusqu'au i5 avril, la saison
STATISTIQUE DES ÉRUPTIONS: SOLAIRES. 3l
nous a permis d'observer le Soleil penidant treize jours. Pendant tout ce temps» la surface solaire se montra entièrement privée de taches; une tache excessivement petite, qui s'était produite du 5 au 6 sur le bord oriienîtal, se laissa voir jusqu'au 8 ; le 12, elle avait déjà disparu.
» Le i5, au contraire, à micii 46'", heure moyenne de Rome, nous observâmes le beau groupe de tach^ que vous avez indiqué. Nos observations combinées avec les vôtres font voir que les taches se sont formas pendant Taprès-mididu i4, ou pendant les premières heures du matin du i5. La région qu'occupait le groupe de taches se trouvait dans l'hémisphère austral, à Toccident de la ligne des pôles, de sorte que son bord oriental- était presque tangent à cette ligne, et son bord septentrional arrivait à environ 2' Se" d'arc au s^d de la ligne de l'équateur. Le groupe se trouvait donc au milieu de la région des taches. Son étendue était de ï'5o' en largeur et de i'i5'' en hauteur. Nous comptâmes douze taches dans ce groupé ; la plus grande, qui avait environ 17" de diamètre, avait deux noyaux très-distincts et entourés d*une belle pénombre.
> Le mauvais temps ne nous a plus permis de conlinuer nos observations ; nous n'avons pu les reprendre que le 20 ; à ce jour, le groupe déjà observé se trouvait alors au bord sud-est, entouré de clartés trèsiuisantes, tandis qu'un autre groupe moins important avait commencé à paraître au bord nord -est. Le 21, le premier groupe avait complètement disparu. Pendant leç mois dernièrement écoulés, nous avons aussi observé , plusieurs fois la formation ou la disparition de taches
au beau milieu du disque solaire ; mais, en général, ces taches étaient de petite grandeur. »
Le 10 juin suivant, le P. Secchi écrivait, à son tour, à l'Académie :
< En attribuant à l'atmosphère solaire actuelle un état de calme, je n'ai pas entendu que le Soleil fût frappé tP immobilité absolue; il est clair qu'on ne peut indiquer qu'un calme relatif.
» Les signes caractéristiques de cette activité me paraissent pouvoir être réduits aux suivants :
» I** Le nombre des taches; 2° leur étendue; 3° le nombre et l'étendue des protubérances; 4** la quantité des facules ; 5'' le mouvement des jets gazeux qui sortent de l'astre.
» Le nombre des taches ne suffit pas. En effet, dans le calcul du nombre des taches, les divers observateurs suivent des règles très-différentes : les uns considèrent chaque point noir comme une tache, sans distinction de grandeur, d'autres marquent seulement les groupes indépendants, d'autres enfin ne comptent que les grandes taches.
» La méthode que j'ai adoptée pour éviter toute confusion est la suivante : j'applique un chiffre progressif seulement aux groupes indépendants. De plus, j'ajoute l'aire occupée par la tache ; chaque millimètre de l'image correspondant à 21 ,56 millionièmes de la surface de projection du disque solaire entier. \
» Outre les taches, il faut encore noter, comme caractères de l'activité solaire, les protubérances observées au spectroscope et marquer leur nombre et leur étendue. Bien que l'observation ait déjà constaté
une relation entre ces deux classes de phénomènes, ils ne suivent pas rigoureusement les mêmes lois. Ainsi les protubérances hydrogéniques s'étendent à tous les points du Soleil, tandis que les taches se bornent à des zones définies ; celles-ci paraissent bornées seulement aux protubérances nommées par nous métalliques. Il est certain qu'à l'époque actuelle le nombre des protu* bérances est considérablement diminué et que leurs dimensions sont très-réduites.
» On doit encore mettre en ligne les facules. Hn 1870, elles se rencontraient sur presque tout le pourtour du disque ; actuellement, elles ne se trouvent que sur un arc de très-petite étendue, situé près de l'équateur.
» Le calme actuel de l'atmosphère solaire se reconnaît immédiatement à la direction des jets sortis de la chromosphère. Autrefois ces jets étaient plus ou moins inclinés, ce qui prouvait l'existence de courants violents dans cette couche. Actuellement ces jets sont droits, et perpendiculaires au bord solaire, malgré leur hauteur considérable.
» Ces caractères nous ont permis d'affirmer que l'époque à laquelle le Soleil présente un minimum de taches est une époque d'activité minima. Cependant M. Janssen croit qu'il est inexact de considérer la surface solaire comme se trouvant dans un calme relatif; d'après lui, une telle différence < paraît due à une » tendance à la dissolution de toute tache qui vient à » se produire plutôt qu'à un repos réel de la couche « photosphérique. »
» Cette distinction subtile, indiquée par le savant
académicien, et qu'il se réserve de mieux développer, me parait supposer une fausse opinion sur la structure des taches, à savoir qu'elles pourraient se maintenir longtemps sans la continuation de l'éruption. Ori d'après mes longues observations, les taches ne subsistent que très-peu de temps après que l'éruption a cessé de fournir de. la matière, de sorte que leur peu de durée nous indique aussi une courte durée de l'éruption, et par là une faible activité solaire. Les observations antérieures à l'invention du spectroscope nous avaient déjà prouvé que la tache pendant sa durée n'est jamais parfaitement immobile ; elle se modiGe con* tinuellement , de sorte qu'elle est alimentée par une action continue provenant du fond du Soleil : après des mesures micrométriques rigoureuses, nous avons prouvé qu'ehes changent de dimensions et se renouvellent de temps en temps et que, si ce renouvellement se ralentit, la tache disparaît bientôt. Le spectroscope a confirmé cette conjecture, car une tache qui se présente sans être accompagnée d'une éruption se ferme bien vile, à moins qu'il n'y ait un renouvellement discontinu, rendu sensible par d'autres caractères de ses formes.
> De plus, dans mes discussions sur la nature et l'origine des taches, lorsqu'on m'objectait que les masses rejetées de l'intérieur à l'extérieur devaient bientôt se dissoudre, j'ai toujours répondu que cette dissolution avait certainement lieu, mais que la matière dissoute était remplacée par une nouvelle matière qui sortait et que la tache se trouvait renouvelée au fur et à mesure qu'elle était alimentée par l'éruption. Cette
conviction a été produite en moi par la comparaison prolongée des phases des taches et des éruptions visibles aux bords solaires. Or, s'il en est ainsi, il est évident que la courte durée des taches suppose aussi une courte durée dans l'éruption, et par là l'activité solaire serait déjà accusée par cette dissolution rapide des taches.
» Ajoutons qu'en général les taches se dissolvent plus vite aux époques de grande activité : c'est ce qu'avaient déjà constaté les anciens observateurs; ainsi nous n'avons aucune preuve que cette dissolution soit réellement plus rapide dans les époques de minimum. S'il y a une règle pour le temps de cette dissolution, c'est que la durée d'une tache est proportionnelle à sa grandeur; et c'est pour cela que la tache observée le 1 5 avril a duré quelque temps, car elle était un peu plus grande que les autres taches parues dans l'époque actuelle. L'éruption durait encore à l'époque où cette tache s'était couchée le 21, comme nous l'avons constaté, par une petite éruption qui couronnait la place où elle avait disparu. »
Tacchini envoyait en même temps à l'Académie le tableau statistique complet de la fréquence des éruptions métalliques solaires observées à Palerme depuis 1871 jusqu'en avril 1877, c'est-à-dire dans un intervalle compris entre un maximum et un minimum de taches. C'est la première fois que les spectroscopistes observent les protubérances et les autres phénomènes solaires pendant un minimum de taches. Voici, ce tableau. Ces éruptions sont indiquées suivant leur distance au pôle nord du Soleil.
o ^ o De o à 10... o o o o o
De 10 à 20... o o o o o o o
De 20 à 3o... I o i o o o o
De 3o à 4o*»' 2 i o o o "o
De 4^ ^ ^o... i3 4 2 o
De 5o à 6o... 23 4 ^ ^ o o o
De 60 à 70... 34 14 il 19 o o o
De 70 à 80... 40 20 23 25 3 i
De 80 à 90... 27 21 19 ai 3 o o
Pe 90 à 100... 23 23 26 20 I 7 o
De 100 à iio... 3i 18 24 19 2 7 o
De iio à 120... 22 7 i3 9 o i o
De 120 à i3o... 8 o o 3 o o o
De i3o à i4o... 0000000
De i4o à i5o... o o o o o o o
De i5o à 160... 0000000
De 160 à 170... o 0.0 o Q o
De 170 à 180... 0000000
Un simple coup d'œil sur les chiffres ci -dessus suffît pour reconnaître que, dans cette période d'observation, les éruptions dans les années de maximum ne sont pas confinées dans des zones spéciales, mais s'étendent sur une large zone dans les deux hémisphères, avec une diminution de fréquence de Téqualeur aux pôles, tandis qu'à partir du maximum des taches pour arriver au minimum, la zone des éruptions s'est considérablement rétrécie, de manière que si, en 1871, elle était comprise entre -f- 70** et — 40" de latitude, en 1875 elle était déjà réduite entre h- 20* et — 20', en 1876 seulement entre zéro et -* 21°, et dans
les quatre premiers mois de 1877 réduite pour ains dire à zéro, c La surface du Soleil, ajoutait Tacchini, se trouve dans un état calme ou de repos relativement aux grands phénomènes observés à l'époque du maximum des taches solaires. On arrivera à cette conclusion même avec les photographies de M. Janssen, s'il peut les continuer jusqu'au nouveau maximum en 1882, quoique les photographies soient insuffisantes pour donner une idée exacte du mouvement des enveloppes solaires; ces enveloppes sont si intimement reliées entre elles, que les phénomènes que nous observons dans la chromosphère ne seront jamais indépendants de ceux de la photosphère, comme semble le supposer M. Janssen. En effet, pour Tétude de la photosphère, il s'en tient à présent uniquement à ses photographies, tandis que d'un autre côté il rappelle la dépendance entre la présence des taches et des protubérances; mais encore, s'il arrive à exécuter une série assez étendue d'observations spectroscopique^du bord, il se convaincra que ladite dépendance n'est pas de rigueur, comme l'indique son télégramme de Simla, et que tous les phénomènes solaires doivent être pris en considération pour bien juger du mouvement à la surface de l'astre.
1 A répoque du minimum actuel, le seul phénomène qui reste encore est presque aussi actif et presque aussi étendu qu'à l'époque du maximum : c'est la circulation du magnésium et de la raie 1464K, c'est-à-dire Ift circulation ou éruption élémentaire qui renouvelle continuellement la photosphère en forme de granulations. Quand ce travail redeviendra plus actif, aux
simples grains s'ajouteront beaucoup de facules, des protubérances non reliées aux taches : la chromosphère sera plus vive ; d'abord on aura des éruptions lentes, puis des taches et des protubéilances d'éruptions métalliques nombreuses, enfin des phénomènes secondaires et tout ce qui constitue le maximum ; il y aura certainement correspondance du maximum des aurores boréales et des perturbations magnétiques à la surface de la Terre, correspondance qui a lieu même à présent pour le minimum. »
Sans entrer en ce moment dans aucune discussion de détail , le point intéressant pour nous était de constater d'abord ici que l'activité du Soleil se manifeste sous diverses formes, mais] qu'elle est soumise à une variation périodique incontestable.
SIATUaS B&8 TACHBS 80X.AZR88.
Le temps est-il enfin venu de nous former une opinion bien fondée sur la nature de ces taches? Maintenant que nous connaissons leur manière d'être et leurs rapports avec les autres formes de l'activité solaire, pouvons-nous établir leur théorie définitive ?
« Tant que l'observation des taches est restée limitée à l'examen des noyaux et des pénombres, dit Secchi, la question n'a fait que peu ou point de progrès : c'était comme si l'on avait étudié une fabriquèen n'examinant que son plan sans connaître son élévation. On pouvait bien examiner les changements de forme, la distribution, les périodes d'activité et de calme, etc.; mais, étant toujours dans la plus grande ignorance sur tout ce qui se passait au-dessus d'elles, on restait sans renseignements sur leur origine et leur mode de formation. Si l'on risquait une explication, elle était purement hypothétique; ce n'était jamais ce que doit être une théorie physique, l'expression d'un fait bien constaté. Le spectrosco{)e nous ayant révélé l'existence des éruptions métalliques et le fait matériel de leur coexistence avec les taches, nous trouvons là un point d'appui solide, et la question se trouve actuellement ramenée à relier entre eux deux faits parfaitement incontestables l'un et l'autre, et à mettre en évidence les liens intimes qui les unissent.
4o NATURE DES TACHES SOLAIRES.
» La conviction à laquelle nous sommes arrivé après cette longue série d'études est celle-ci : La tojcJie est formée par la matière même que l^ éruption projette sur le disque solaire ; la région obscure est due à Vabsorp^ tion exercée par les vapeurs qui sont sorties du sein du corps solaire et qui s^ interposent entre V observa" teur et la photosphère. »
Pour prouver cette thèse, il faut d'abord observer que, comme l'éruption se voit sur le bord, ainsi elle doit naturellement continuer quelque temps après, même lorsque la rotation du Soleil a porté sur le disque les points qui étaient sur le bord. La permanence de l'éruption est constatée par le fait que les raies lumineuses partent souvent des noyaux et vont rejoindre celles qui brillent hors du limbe lui-même.
Cette masse ainsi projetée se trouve alors placée entre la photosphère et l'observateur, et elle doit exercer une absorption élective selon la nature des gaz. Or on trouve une preuve évidente de cette absorption dans cette remarque, que les mêmes raies qui sont brillantes dans les protubérances sont aussi celles qui deviennent plus sombres et plus larges dans les taches. C'est donc la même substance qui agit dans les deux circonstances; seulement, dans le premier cas, nous voyons le spectre direct, tandis que dans le second nous observons le même spectre renversé par l'absorption. C'est ainsi que les mêmes métaux, sodium, magnésium, calcium, fer, etc., qu'on observe plus habituellement dans les protubérances éruptives, sont aussi ceux qui produisent à l'intérieur des taches la dilatation des raies noires.
Ce point, une fois admis, il est très-facile de concevoir comment une éruption peut donner naissance à une tache. La matière soulevée au-dessus du niveau général, par une cause ou par une autre, rayonne directemrat vers nous tant qu'elle est sur le bord oriental en dehors du disque et qu'elle se projette pour nous sur le ciel : c'est alors une protubérance. Mais la rotation solaire la déplace et l'amène en un point où elle s'interpose entre la photosphère et l'œil de l'observateur; elle doit alors absorber les radiations photosphériques, donner naissance à des raies obscures et diminuer l'éclat visible de la partie du Soleil sur laquelle elle se projette : c'est une tache; elle doit produire pour le sipdium, par exemple, l'effet qu'on observe quand on brûle du sodium devant la fentQ du spectroscope dirigé sur le Soleil : les raies du métal paraissent diffuses et élargies sur le disque solaire. Comme' la masse éruptive renferme un grand nombre de substances, elle doit absorber non-seulement les raies métalliques, mais aussi des rayons dans toutes les parties du spectre, et c'est ce qu'on reconnaît dans l'observation spectrale en voyant le champ de l'instrument devenir plus sombre dans la région correspondante.
Ainsi donc, dans l'opinion du regretté Directeur de l'Observatoire du Collège romain, cette particularité fondamentale qui relie le phénomène des taches à celui des éruptions est parfaitement certaine, et elle est absolument indépendante des hypothèses que l'on peut émettre pour expliquer le soulèvement des masses éruptives. Telle est la partie essentielle de sa théorie;
il ne reste plus qu'à rendre compte de certains détails intéressants.
Comment se fait-il que les taches ne soient pas toujours accompagnées d'éruptions? L'observation directe nous avait déjà appris, indépendamment de l'analyse spectrale, que chaque tache traverse dans son existence deux périodes bien nettement tranchées : la première est celle de la formation, où l'agitation est à son comble ; la seconde est une période de tranquillité et d'épuisement, où les mouvements sont beaucoup moins violents. Cette seconde phase est surtout caractérisée par la figure ronde et l'aspect cratérifor^ie que présente la tache.
Cette remarque rend facile la réponse à la question que nous venons de poser. Si une tache se présente au bord du disque pendant qu'elle est encore dans la période déformation et d'agitation, on devra constater l'existence de masses éruptives, tandis qu'il n'y aura rien de semblable si elle v arrive dans la seconde phase.
Mais nous pouvons compléter cette explication en entrant dans des détails plus circonstanciés, c Dans les bouleversements solaires, comme dans les phénomènes que présentent nos volcans, après la première période de grande activité, où de grandes quantités de vapeurs sont lancées dans l'atmosphère, l'éruption continue d'une manière plus calme et sans mouvements violents ; puis l'orifice se ferme progressivement et complètement. II y a donc une première phase plus ou moins violente qui lance la matière chromosphérique audessus du niveau ordinaire ; elle est caractérisée par
des tourbillons et par des jets paraboliques. Â cette éruption active succèdent des émanations paisibles et tranquilles qui produisent des flammes, des amas brillants, des cônes et des rayons. L'observation prouve que ces éruptions moins violentes se manifestent de préférence au-dessus des taches rondes : parvenues à la période de tranquillité qui précède leur disparition, elles sont encore couronnées de facules ; mais, lorsque celles-ci disparaissent, les taches, en arrivant au bord, ne présentent plus que des flammes chromosphériques à peine visibles ; quelquefois même on n'aperçoit rien qui ressemble à une protubérance. Enfin, toute proéminence peut disparaître, car la nappe absorbante ne reste pas toujours suspendue comme un nuage dans l'atmosphère qui environne le Soleil ; elle descend par son poids et s'appuie sur la couche brillante comme une masse d'huile sur l'eau : la masse d'huile forme dans la couche liquide située au-dessous d'elle une cavité dans laquelle elle semble reposer comme dans un vase : il en est de même de la nappe absorbante, dont le poids produit dans la photosphère une dépression bien marquée, une espèce de cuvette qui la limite et la contient. »
La seconde objection est plus sérieuse. De ce que nous venons de dire, il semble résulter que les taches devraient toujours être, comme les brouillards et les nuages, plus denses au centre et plus diffuses sur les bords : c'est ce que disait Galilée; or c'est précisément le contraire qui a lieu, car la ligne de séparation entre le noyau et la pénombre est parfaitement tranchée, ainsi que celle qui limite extérieurement la pénombre*
Cette objection nous parait facile à réfuter; maïs avant tout, il est nécessaire de préciser les faits.
Nous avons déjà fait observer que, si la limite entre le noyau et les courants qui envahissent l'intérieur de la tache est très-tranchée, il n'en est pas tout à fait ainsi de la limite entre )a pénombre et la photosphère. Le spectroscope nous montrait les raies sur ces taches effilées près du bord de la pénombre extérieure; et, à mesure qu'on emploie de plus forts grossissements, cette limite devient toujours moins tranchée. La Pho« tographie est venue enfin confirmer cette remarque. Nous reproduisons ici la photographie d'une tache prise le 23 avril 1872, à Lisbonne, et envoyée au P. Secchi par M. Capello. .
À son bord extérieur la tache est donc tout juste aussi tranchée que peut l'être une masse de vapeurs ou un nuage. Voici maintenant comment on peut se rendre compte de sa constitution intérieure.
Nous savons que les taches qui sont irrégulières à la première époque de leur existence se transforment progressivement; leurs noyaux sont souvent multiples, déchiquetés, de forme polygonale; ils se régularisent peu à peu et finissent par devenir ronds et cratériformes. Nous avons vu quel est le mécanisme par lequel s'accomplit cette régularisation : c'est un afflux de la matière photosphérique ambiante qui se précipite dans la cavité. Si cette cavité était vide, l'afflux aurait lieu avec une vitesse immense ; mais, la cavité étant remplie de vapeurs, celles-ci opposent une résistance aux progrès des courants ; celte résistance cependant n'est pas indéfinie. Ces masses ont été lancées en haut
KATUHE DBS TACHES SOLAIRES. 45
par l'éniptioD, elles se sont refroidies par leur dUatation, et ausai parce qu'elles sont arrivées à la surface eîWrieure libre qui raj-oone vers l'espace, DaBS
Fig. 4. -- Tache aolaira du gS avril 187a.
l'inlérieur de la tache, il y a donc une résistance venant de celte masse refroidie, et une autre qui vient de la force mécanique de projection du 'dedans au dehors, que possède la matière lancée dessus. Cela
explique le rebroussement des langues et le désordre des courants dans Tintérieur de la tache; mais, lorsque l'éruption diminue d'intensité (au moins par intervalles), ces masses refroidies et plus lourdes commencent à descendre dans la photosphère, et alors celle-ci les envahit.
Dans cette considération du phénomène, chaque tache suppose une éruption de l'intérieur à l'extérieur, de matières gazeuses et métalliques. Tant que dure la période violente de l'éruption, des masses lancées se croisent dans toutes les directions, et elles sont mêlées de filets de matière photosphérique, qui constituent les courants et les ponts et donnent aux taches des formes bizarres et irrégulières; pendant cette période, les pénombres sont mal définies, et toutes les théories rendent également bien compte des phénomènes. Mais, lorsque cette première effervei:cence est apaisée, commence un double travail : i" la masse projetée se refroidit par la dilatation qu'elle éprouve et par son séjour dans une région où la température est moins élevée; elle retombe alors, tend à se réunir et à s'enfoncer dans la photosphère, de manière à rétablir le niveau qui a été dérangé dans la période précédente ; 2° il résulte de là un mélange de la substance gazeuse refroidieavec la matière photosphérique qui l'environne. Alors, au mouvement confus et désordonné de la première phase, succède un afflux plus ou moins régulier de la matière photosphérique qui se précipite sous forme de langues pour aller remplir le vide dû au refroidissement des vapeurs métalliques : tel est, en effet, l'aspect détaillé de la pénombre.
NATUllE DES TACHES SOLAIRES. 47
Encore deux mots pour Texplication des facules. La plus simple est celle qui résulte du fait que ces taches blanches sont des élévations de la photosphère. Par suite de cet exhaussement, la photosphère se soulève au-dessus de la couche absorbante, qui est assez mince, et les crêtes de ces vagues, échappant à l'extinction de la lumière, paraissent plus lumineuses. Cette élé* vation est souvent mesurable; mais la couche, fortement absorbante, est si mince qu'une élévation qui échappe à nos mesures, toujours difficiles près du bord, est suffisante pour produire cet effet. Cela explique pourquoi les facules forment souvent autour des taches un bourrelet bien sensible; elles peuvent résulter de la force éruptive qui, agissant au centre pour y accumuler des quantités croissantes de matière, repousse et relève sur Àes bords la matière photosphérique ; elles peuvent provenir aussi de Tagitation qui accompagne nécessairement le mélange de deux masses de température différente. Ces soulèvements ne constituent pas une éruption proprement dite, mais c'est une phase des phénomènes dus à l'activité solaire; du reste, autour des régions qui paraissent ainsi plus lumineuses, on remarque constamment une plus grande vivacité dans l'éclat de la chromosphère.
Mais il y a une autre manière de concevoir la production d'une facule. Une simple éruption d'hydrogène doit creuser en dessous la couche métallique absorbante et mettre à la place une couche hydrogénée : celle-ci étant transparente pour la plus grande partie des rayoDs ( car elle n'absorbe que ses quatre raies ) doit laisser voir la photosphère plus brillante qu'auparavant.
Il est très-difficile de constater avec exactitude les relations locales qui existent entre les deux phénomènes, lorsqu'on les observe à une époque de grande activité, à cause de la complication que présentent les protubérances, mais il n'en est pas de même aux époques de calme. En observant alors avec beaucoup de soin et de précision, l'astronome romain a remarqué de petites éruptions hydrogéniques non métalliques sur le bord oriental; le lendemain, au point correspondant du disque, il constatait la présence d'une facule trèsvive qui, le jour suivant, présentait souvent un point noir en son centre. Il est impossible après cela de révoquer en doute la relation qui existe entre ces phénomènes.
Évidemment les facules ne sont dues qu'aux éruptions d'hydrogène, et en sont une conséquence soit directe, soit indirecte.
Les observations conduisent donc, en définitive, à l'opinion suivante sur le Soleil :
1° Les taches, les facules, les éruptions et les protubérances sont des phénomènes qui dépendent de l'activité intérieure du Soleil ; ils sont donc plus ou moins intimement liés ensemble et sont la représentation de vastes perturbations intérieures qui se manifestent par des éruptions et des agitations de la photosphère. La région sombre qui constitue le noyau d'une tache, malgré sa structure si frappante, n'est qu'un phénomène secondaire de la crise générale : elle est produite par l'absorption due aux vapeurs érupives interposées entre la photosphère et l'observateur. . 2^* L'activité du Soleil ne se manifeste pas éga-
lement sur toute la surface de cet astre : il y a deux fflaxima constants de part et d'autre de Téquateur entre i&* et 3o° de latitude. Cette région est celle des taches et des éruptions métalliques proprement dites. Les régions des taches et des protubérances ont des mouvements de transport à longue période vers les pôles. 11 parait que toute la masse solaire est engagée dans cette circulation gigantesque, de sorte que la moitié de son volume, comprise entre -f- So* et — 3o* de latitude, formerait un énorme courant ascendant, et Tautre moitié qui comprend les pôles, le contrecourant descendant.
Z** Au delà de cette zone principale, on en |trouve une seconde où les taches et les éruptions se produisent d*une manière intermittente; ses limites varient avec l'activité solaire : elle s'étend quelquefois jusqu'aux pôles et présente alors un maximum à 60^ ou 70"" de latitude. C'est à cette même région que l'atmosphère solaire éprouve une variation brusque dans sa hauteur, ainsi que nous le savons par l'observation des éclipses totales. Quelquefois cette zone descend plus bas, et le maximum semble s'arrêter vers 4^*" de latitude. Ces variations n'ont pas encore été étudiées d une manière assez suivie pour qu'on puisse en rccoonaitre les lois. Seulement il est constant que dans cette zone ne se trouvent jamais ces éruptions métalliques si remarquables qui sont fréquentes dans les régions équatoriales.
« L'éclat particulier des facules peut être dû à une double cause : une élévation locale du niveau de la photosphère, qui dépasse la couche absorbante, mais
Fhtmmarion, — IX. 3
OM peut aussi l'expliquer par le refoulement de cette couche que produiraient les jets hydrogénés au point de leur sortie, où ils sont plus condensés (*). »
Telle est la théorie que l'observateur romain a conclue de ces longues observations. Un astronome françans, qui s*est beaucoup occupé de la théorie du Soleil, M. Faye, pense, au contraire, que les taches solaires sont produites par des tourbillons descendant des hauteurs de la chromosphère, comme des cylindres de gaz trouant l'atmosj^hère et arrivant jusqu'à la surface. Les taches seraient ainsi des sortes de cyclones circulaires et tournants. Les savantes recherches de M. Faye sont dignes de toute notre admiration, mais ne sont-elles pas plus théoriques que pratiques ? L'i^inent académicien observe-t-il lui-même le Soleil? Pour moi, je l'avoue, j'examine toujours avec intérêt, et je dessine souvent avec plaisir, depuis Tannée 1867, les taches solaires, et, malgré toute la bonne volonté que j'y ai mise, je n'ai encore pu arriver personnellement à une opinion définitive sur la nature de ces taches. La première impression qui m'a frappé dès mes premières observations est toujours restée aussi vive, et je ne l'ai pas encore trouvée en défaut : elles ressemblent à des scories flottant sur une surface de métal en fusion, ne présentent qu'en des cas assez rares la forme circulaire d'un tourbillon, sont ordinairement groupées et soudées, d'une façon irrégulière, se déchirent, se segmentent ('), diminuent, dispa-
(*) Secchi, le Soleil, !!• Partie, p. 223.
(*) Voir notamment la segmentation d'une tache solaire que -j'ai observée en 1868, t. III, p. 120, de ces Études*
NATURE BBS TACHES SOLAIRES. 5t
raissent comme si ces pellicules étaient peu à peu déformées par le mouvement de l'océan solaire et rongées par la chaleur. Il me paraît même difficile que l'idée de cyclone ait pu sortir de Tobservation directe de ces objets.
Loin de moi la prétention de comparer cette simple impression aux savantes théories des Paye, des Secchi, des Tacchini , d'autant moins que j'avoue que ce n'est là qu'une impression. J'ai au contraire voulu pjrésenter intégralement à mes lecteurs la théorie tout entière du laborieux observateur romain.
Mais avouons que le problème solaire est loin d'être résolu.
L'électricité ne joue-t-elle pas un certain rôle dans ces curieux phénomènes?
La forme des taches solaires a été reproduite d'une manière fort ingénieuse par M. Gaston Planté dans ses expériences électriques.
Une feuille de papier à filtrer, humectée d'eau salée, est mise en communication avec le pôle négatif d'une batterie secondaire de 4oo éléments. A peine le fil positif touche-t-il la surface humide, qu'il se produit, au-dessous de ce fil, avec dégagement de lumière et projection de vapeur, une cavité en forme de cratère hérissé, sur ses boi:ds, d'innombrables filaments desséchés et enchevêtrés les uns dans les autres [fig. 5). Le fil positif se trouve en même temps recouvert d'un magma formé par la pâte de papier transportée ; des débris filiformes adhèrent aussi à l'électrode sur une longueur de lo à 1 5 centimètres. Les extrémités des filaments sont dirigées vers l'électrode positive, de sorte
que, si l'on place cette électrode au-dessous du papier, on n'observe point de cratère saillant à la surface supérieure, mais une simple excavation dont les rebords
Fîg. 5. — Effet produit par un courant électrique.
filamenteux sont comme aspirés et rentrés en dedans vers le point d'où sort l'électricité positive (Jig, 6). Quelques filaments, par suite de leur grande longueur
Fig. 6. — Deuxième effet.
et de leur dessiccation instantanée, se recourbent en crochet à leur extrémité. IJàJig. 7 représente les détails de ces perforations électriques, en grandeur naturelle.
NÀTVKB DBS TACHES SOLAIRES. 53
n est impossible de ne pas âtre frappé de l'analogie [le cette structure avec celle des taches solaires, assi-, milées à des brins ou à des fagots de chaume, à des Ûlaments recourbés, tordus ou entrelacés, etc.
Ces apparences bizarres des taches solaires, si difficiles à expliquer par des actions mécaniques ordi-
F'C- 7- — image cloctriquu cics taches solaires.
naires, se comprendraient par l'intervention de l'éieciHcilé, dont le caractère est de cliver, de façonner w pointes ou de diviser en fils toute matière opposéo à son pasriâge, pour se frayer les voies multiples qui ^inblenl nécessaires à son rapide écoulement.
L'ingénieux électricien ajoute que les taches solaires peuvent être des cavités produites par des éruptions ïssentielleraent électriques; que, par suite, la mas^ interne du Soleil doit être fortement charjjiie d'éleciricité; et que, d'après le sens des excavations dont li^i talus ûlameoteux sont rentrés vers l'intérieur de
l'astre, Télectricité qui s'en échappe doit éire positive. ^ Il a été conduit ainsi à étudier les phénomènes présentés par les globules incandescents qu'on obtient en fondant de gros fils métalliques à l'aide d'un puissant courant électrique de quantité. Voici les effets qu'il a observés sur des globules de fer et d'acier de ^mm à S™*» de diamètre.
1° Leur surface liquide incandescente parait agitée, ondulée, et parsemée de taches de toutes dimensions, produites par des bulles gazeuses qui viennent de l'intérieur du globule, où elles causent aussi une vive effervescence ; 2** ces bulles se développent si rapidement, qu'il est difficile de saisir leurs diverses phases; on y distingue néanmoins des ombres, des pénombres et des parties brillantes ; 3** elles finissent par percer l'enveloppe liquide, en projetant des parcelles incandescentes; 4** les globules refroidis présentent une surface ridée et mamelonnée ; ô* on reconnaît qu'ils sont creux^ et que leur enveloppe est d'aut^^nt plus mince, que le métal renfermait plus de gaz en combinaison.
Il en conclut : i** que le Soleil peut être considéré comme un globe creux électrisé, plein de gaz et de vapeurs, recouvert d'une enveloppe liquide de matière fondue et incandescente ; 2** que les rides ou lucules de sa surface donnent naissance à des ondulations de cette enveloppe liquéfiée ; 3° que les taches sont produites par les masses de gaz et de vapeurs électrisées, venant de l'intérieur de l'astre, perçant l'enveloppe fluide et donnant aux rebords des cavités, ainsi qu'il a été dit plus haut, les formes qui caractérisent le passage de
NATURE DES TACHES SOLAiaES. 55
l'électricité positive; 4° que les f acides semblent être une phase brillante dans l'évolution des masses gazeuses, lorsqu'elles se rapprochent de la surface avant leur éruption ; 5* que les protubérances sont formées par les gaz eux-mêmes, sortant de l'intérieur de l'astre à une température plus élevée et, par suite, plus lumineux que ceux qui forment l'atmosphère de sa surface.
On peut objecter à ces conclusions que les globules métalliques dont il s'agit sont produits entre les deux pôles d'un appareil et traversés par un courant électrique, tandis que le Soleil est isolé dans l'espace ; mais on peut concevoir la production de sphéroïdes électrisés, entièrement détachés de la source d'où ils émanent. De plus, si, dans l'expérience actuelle, on laisse fondre le fil auquel le globule adhère, le courant s'interrompt ; le globule reste suspendu à l'un des pôles, et pendant le court instant qu'il se maintient incandescent, on voit encore des taches se produire, et des bulles se dégager à sa surface. Si ce phénomène dure un temps appréciable avec une aussi petite masse de matière, on Comprend qu'elle durée il peut avoir quand il s'agit du globe immense du Soleil. Le mouvement vibratoire électrique communiqué persiste, à l'instar du mouvement mécanique, avec les effets physiques et chimiques qui lui sont propres. Ainsi, le Soleil ne crée point l'électricité qu'il possède, non plus que la chaleur et la lumière qui en sont la transformation : c'est une provision qu'il a reçue de l'anneau nébuleux dont il n'est qu'une particule brillante, destinée à s'éteindre un jour; cet
56 NATVBE DBS TACHES SOLAIRES.
anneau nébuleux dérive d'une autre onde électrisée, et ainsi de suite, jusqu'à la cause première, créatrice de toute force et de tout mouvement. £n se plaçant à ce point de vue, l'incandescence du globe solaire, prolongée pendant une longue série de siècles, n'est elle-même qu'une étincelle de courte durée dans Tinfini du temps et de l'espace.
Comme nous le disions tout à l'heure, la constitution physique du Soleil est un problème ouvert. Essayons de l'élucider un peu plus.
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On sait que la surface solaire, loin d'être parraitement unie, présente une apparence irr^ulière el gra-
Fig. 8. — Aspect de lu surface solaire.
nulée. Déjà, dans son Ouvrage suric Soleil, leP. Secchi avait appelé l'attention sur ce fait. On reconnaît cet aspect lorsqu'on observe le Soleil avec un oculaire
puissant, dans les instants assez rares où Fatmosçhère est parfaitement calme, et avant que l'objectif commence à s'échauffer. Alors on voit que la surface est recouverte d'une multitude de petits grains, ayant presque tous les mêmes dimensions, mais des formes très-différentes, parmi lesquelles l'ovale semble dominer. Les interstices très-déliés qui séparent ces grains forment un réseau sombre sans être complètement noir. Nous reproduisons [fig, 8 ) un dessin du P. Secchi, dans lequel l'observateur romain avait essayé de faire une esquisse qui représentât l'aspect caractéristique de la surface, car les^ détails sont impossibles à reproduire : « Il nous semble difficile, disait-il, de trouver un objet connu qui rappelle cette structure; on obtient quelque chose d'analogue en regardant au microscope du lait un peu desséché, dont les globules ont perdu la régularité de leur forme ». Ce dessin représente les grains, ainsi que les interstices qui les séparent, tels qu'on les voit avec un fort grossissement, dans des circonstances atmosphériques exceptionnellement avantageuses. Le plus souvent, en faisant usage de faibles grossissements, on aperçoit une multitude de petits points blancs sur un réseau noir. Cette structure est très-apparente dans les premiers moments de l'observation , mais elle ne tarde pas à devenir moins distincte, parce que l'œil se fatigue, en même temps que l'objectif s'échauffe, ainsi que l'air qui est contenu dans le tube.
Quelquefois l'aspect est un peu différent, et aux points blancs et brillants se trouvent mêlés de petits trous noirs. La comparaison des différents dessins fait
apprécier les différences d'aspect que présente la photosphère, suivant les époques où Ton observe et peutêlre suivant les observateurs et les moyens qu'ils emploient. Les grains paraissent comme suspendus d^s un réseau noir, et entremêlés de nœuds plus ou moins sombres, plus ou moins larges. Ces grains se réunissent quelquefois en petits groupes et forment alors une masse plus brillante.
Hâtons-nous de dire que cette structure de grains ou de feuilles ne peut être observée qu'avec des instruments à large ouverture, car, les grains ayant de très-faibles dimensions, la diffraction, en les amplifiant et les faisant empiéter les uns sur les autres, produit nécessairement une confusion générale. Les dimensions réelles de ces grains ne sont pas faciles à déterminer, à cause de la difficulté de les fixer individuellement sous le fil du micromètre. On ne peut y réussir qu'en comparant leurs diamètres à ceux des filé micrométriques, et on les évalue à { ou | de seconde.
Ces grains, que nous pouvons à peine mesurer à cause de leur petitesse, ont un diamètre de 200 à 3oo kilomètres au moins.
Or, des masses d'une telle étendue ne peuvent avoir une lumière uniforme : elles doivent être irrégulières et mamelonnées. Si donc on les observe avec des instruments plus puissants, on devra reconnaître qu'elles sont, composées de points distincts qui se confondent lorsqu'on emploie un grossissement insuffisant, mais qu'un grossissement plus considérable parvient à séparer les uns des autres.
La surface du Soleil est quelquefois tellement recou-
6o SVRFACB SOL.iIHE.
verte de ces granulations, le réseau est tellement prononcé, qu'on serait tenté de voir partout des pores et des rudiments de taches. Mais cet aspect n'est pas constant, et il faut en chercher la cause non-seulement dans les variations de notre atmosphère, qui rendent quelquefois des observations difficiles, mais aussi dans les modifications qu'éprouve le Soleil.
De cette exposition, il faut conclure que la photosphère ne se compose pas d'un fond brillant recouvert de points noirs, mais d'une multitude de points lumineux disséminés sur une espèce de réseau plus sombre ; les nœuds de ce réseau s'élargissent quelquefois au point de former des pores ; les pores, en s'élargissant davantage, finissent par donner naissance à une tache. Tel est l'ordre dans lequel se succèdent ordinairement ces phénomènes ('). •
A l'Observatoire de Meudon, M. Janssen est jlarvenii à photographier tous ces détails sur des clichés qui ne mesurent pas moins de 3o centimètres de diamètre en un instant de pose qui varie entre Ym et j|^ de seconde. Ces photographies montrent la surface solaire couverte de la fine granulation générale dont nous venons de parler. La forme, les dimensions, les dispositions de ces éléments granulaires sont très- variées. Les grandeurs varient de quelques dixièmes de seconde à 3" et 4". Les formes rappellent celles du cercle et de l'ellipse plus ou moins allongée, mais souvent ces formes régulières sont altérées.
Cette granulation se montre partout , et il ne parait
(*) Secchi, te Soleil, t. I, p. 09.
SITRFACB SOLAIRE. 6l
pas tout d'abord qu'elle présente une constitution différente vers les pôles de l'astre. Il y aura cependant à revenir sur ce point.
Le pouvoir éclairant des éléments granulaires con* aideras séparément est très-variable ; ils paraissent situés à des profondeurs différentes dans la couche photosphérique. Les éléments granulaires les plus lumineux, ceux dans lesquels réside surtout le pouvoir lumineux de la photosphère, n'occupent qu'une petite fraction de la surface de l'astre.
(( Mais le résultat le plus remarquable, et qui, dit M. Janssen, est dû exclusivement à l'intervention de la Photographie, c'est la découverte Am réseau photosphérique. L'examen attentif de ces photographies montre que la photosphère n'est pas une constitution uniforme dans toutes ses parties; mais qu'elle se divise en une série de figures plus ou moins distantes les unes des autres, et présentant une constitution particulière.
)) Ces figures ont des contours généralement arrondis, souvent assez rectihgnes et rappelant des polygones. Leur dimensions sont très-variables. Elles atteignent quelquefois une minute et plus de diamètre.
D Tandis que, dans les intervalles des figures dont nous parlons, les grains sont nets, bien terminés, quoique de grosseur très-variable, dans l'intérieur, les grains sont comme à moitié effacés, étirés, tourmentés ; le plus ordinairement même, ils ont disparu pour faire place à des traînées de matière qui remplacent la granulation. Tout indique que, dans ces espaces, la matière photosphérique est soumise à des mouvements violents qui ont confondu les éléments granulaires.
» Le réseau photosphérîque ne pouvait être découvert par les moyens optiques qui s'adressent à la vision du Soleil. En effet, pour le constater sur les épreuves, il faut employer des loupes qui permettent d'embrasser une certaine étendue de l'image photographique. Alors, si le grossissement est bien approprié, si l'épreuve est bien pure, et surtout si elle a reçu rigoureusement la pose convenable, on voit que la granulation n'a pas partout la même netteté que les parties à grains bien formées dessinent comme des courants qui circulent de manière à circonscrire des espaces où les phénomènes présentent l'aspect que nous avons décrit. Or, pour constater ce fait, il faut, comme nous disons, embrasser une notable portion du disque solaire, et c'est ce qu'il est impossible de réaliser quand on regarde l'astre dans un instrument très-puissant, dont le champ est, par le fait même de sa puissance, trèsrestreint. Dans ces conditions, on peut bien constater qu'il existe des portions où la granulation cesse d'être nette ou même visible ; mais il n'est pas possible de soupçonner que ce fait se rattache à un système général.
» Déjà l'examen des photographies embrassant un petit nopnibre de mois montre des différences dans la constitution du réseau photosphérique, différences qui vont nous instruire sur les variations dans les formes de l'activité solaire.
» Je signale encore ce fait très-important, mis en évidence d'une manière très-certaine par les photographies, celui de points nombreux très-obscurs se montrant dans les régions à granulation régulière, et qui
indiquent que la couche pbotospfaérique doit avoir une épaisseur extrêmement faible.
i> Aussi, la photographie solaire est placée dès maintenant daùs les conditions où elle peut nous révéler les faits les plus importants sur la constitution du Soleil. C'est une méthode nouvelle qui s'ouvre devant nous, et dont nous pouvons associer les efforts à ceux de l'analyse spectrale et de l'ancienne optique, pour résoudre enfin définitivement les grands problèmes que soulève l'astre du jour. »
La planche photographique ci-jointe [fig. 9) est une photographie d'une portion de la surface solaire, faite à l'Observatoire de Meudon.
Cette photographie résulte d'un grandissement au triple d'une portion d'une épreuve originale de 3o6"*" de diamètre. Le cliché de ce grandissement a servi à
faire un contre-type, qui a ensuite été reproduit par la photoglyptie.
Ce qui est ici d'un haut intérêt, c'est que la main humaine n'est intervenue en rien pour la production de cette image, qui est entièrement due à l'action de la lumière.
f Le jour que j'étais à Meudon, écrit à ce propos M. de la Rue au journal anglais the Astronomical Registery M. Janssen, qui m'attendait, avait préparé son appareil pour prendre quelques photographies en ma présence, mais des nuages l'empêchèrent de le faire. Toutefois, deux photographies venaient d'être prises tout juste avant mon arrivée, et, en regardant l'une d'elles, je fus fortement impressionné de ce que vous me permettrez d'appeler, en langage simple et familier.
64 SUftPACE SOLAIRE.
une malpropreté. Mais je ne voulus pas dire : c Pourf quoi votre plaque a-t-elleété mal nettoyée? » Je dis simplement : f Voulez-vous me permettre de voir la f deuxième photographie ?» Je la regardai, et précisément ces parties du disque qui paraissaient être souillées sur une plaque étaient souillées sur Tautre ; dans la réalité, la photographie avait rendu évidents des mouvements tourbillonnants dont nous ne saurions nous former une idée quelconque en les comparant aux orages et aux cyclones de la terre. La photosphère avait été bouleversée violemment en tourbillons sur différents points du Soleil et sur une grande partie de la surface. On voyait tout de suite que ce devait être là l'origine des protubérances lumineuses qui nous sont maintenant familières. M. Janssen et moi, en parlant de cela, ne pûmes nous empocher de dire simultanément, ce que j'avais souvent dit auparavant, que le retour périodique des taches solaires ne peut être considéré, en aucune manière, comme le plus important des phénomènes du Soleil. Il y a des changements qui se produisent d'un jour à l'autre, d'une heure à l'autre, dans quelques cas, je pourrais dire presque d'une minute à l'autre, et qui transforment complètement l'aspect des diverses parties du Soleil, montrant une si grande activité, qu'il est extrêmement nécessaire de l'étudier pour pouvoir se rendre compte des phénomènes solaires. Je reviens donc à mon ancienne thèse, à l'importance d'observer le Soleil dans ce qui a été tant décrié, dans un observatoire physique, consacré spécialement à cette fin et muni d'instruments, nonseulement pour prendre des images qui nous donneront
la position des taches du Soleil, mais des images sur une telle échelle, que nous puissions les étudier minutieusement et surveiller les changements qui se produisent continuellement à la surface du Soleil. »
La chromosphère, qui enveloppe tout le globe du Soleil, est la cause vraisemblable des granulations visibles à sa surface. L'épaisseur de cette couche hydrogénée n'est point constante, et elle varie de jour en jour au dedans de certaines limites; mais à aucune époque elle n'est apparue aussi mince que pendant l'année 1875, tout spécialement entre le 10 juin et le 18 août.
Cette circonstance était plus intéressante à constater avec une lunette ordinaire, sans le secours du spectroscope, et elle permettait de mieux discerner la structure de la photosphère sous-jacente. Les gaz de la chromosphère ont, en efiet, une certaine transparence, qui augmente notablement à mesure que leur épaisseur diminue.
Durant cette période d'affaissement général, les granulations ont paru plus petites et plus distantes qu'à l'ordinaire, et par conséquent le fond gris clair, sur lequel elles semblent projetées , était plus distinct et occupait plus de place que précédemment. L'observalion de ce fond gris clair, avec des instruments de grande ouverture, le montre tout autrement qu'uniforme dans les intervalles des granulations. Â côté des très-petits points noirs appelés pores, des flocons d'un gris plus foncé sont répandus irrégulièrement sur toute la surface du Soleil. Ces flocons foncés ont été trèsapparents pendant la phase récente d'abaissement de la
66 SUEFACE SOLAIRE.
chromosphère : on pouvait les discerner, en faire le croquis et les reconnaître après plusieurs heures d'intervalle. On a pu môme comparer leur nombre aux différentes latitudes héliographiques, et constater qu'ils deviennent plus grands et plus compliqués lorsqu'on approche de Téquateur. Leur caractère le plus marqué est d'avoir des contours très-vagues, peu accusés, ternes et diffus, comme s'ils étaient vus à travers un brouillard. Le milieu au travers duquel ils sont vus n'est autre que la chromosphère, dont les gaz interposés forment comme un voile au-dessus d'eux. Aussi M. Trouvelot, de Cambridge, États-Unis, qui a fait ces observations , propose-t-il de les appeler des taches solaires voilées.
Il a vu les granulations de la chromosphère projetées sur les taches voilées comme partout ailleurs; mais elles n'y paraissent pas aussi régulièrement distribuées, quelques-unes étant serrées ensemble , tandis que d'autres sont clair-semées. De petites facules sont souvent ainsi formées par l'agrégation de plusieurs granules en une seule masse. Un jour ces granulations parurent comme sous l'influence d'une force motrice qui les rangeait en files régulières ; d'autres fois suivant des figures capricieuses très-remarquables.
Souvent les granulations projetées au-dessus des taches voilées ont une mobilité extraordinaire, qu'on ne trouve nulle part dans les phénomènes solaires, excepté peut-être dans le voisinage immédiat de taches ordinaires en pleine activité de formation, démontrant évidemment l'existence de forces immenses en conflit au-dessous de la chromosphère.
 plusieurs reprises, dans les régions équatoriales du Soleil, il a pu s'assurer que les taches noires devenues visibles se voilent ensuite par Tinterposition de matières chromosphériques, en sorte que les taches ordinaires et les taches voilées sont de même essence. Mais les taches voilées se retrouvent à des latitudes beaucoup plus élevées que les autres, parfois accompagnées de facules. D en a observé jusqu'à 6 ou 8 degrés des pôles. Elles ne dififèrent alors des taches ordinaires que par leur grandeur et leur activité. Si quelques taches noires se montrent momentanément dans ces parages, elles ne élurent pas, comme si les forces nécessaires pour balayer au-dessus les gaz chromosphériques n'étaient pas suffisantes.
L'impression résultant pour Tauteur de ces phénomènes est que les taches voilées sont des fissures ou de réelles ouvertures dans la photosphère, vues à travers les gaz imparfaitement transparents de la chromosphère, et remplies, de vapeurs expulsées par les forces intérieures de la fournaise solaire. Dans les régions équatoriales seulement, ces forces sont assez grandes pour percer et écarter les matières de la couche supérieure interposée. L'observation directe lui indique que la chromosphère est empêchée, par une force émanant de l'intérieur, de se précipiter dans l'ouverture produite par la tache. Aussitôt que cette force perd de son énergie , la chromosphère tend à couvrir la tache, et elle y fait irruption aussitôt que la force cesse. 11 a vu fréquemment l'ombre et la pénombre paraître comme couvertes par une violente chute de neige, dont les flocons sont probablement
les granulations de la chromosphère plus ou moins dispersées, par les forces émanant des taches.
Les conclusions de M. Trouvelot sont, on le voit, en grande partie nouvelles, et elles contrarient diversement les'systèmes imaginés pour expliquer les apparences solaires. Ce n'est point ici le lieu ni le moment de les discuter, d'autant plus qu'il annonce de nouvelles communications pour les appuyer. Son Mémoire prouve combien l'étude persistante de la surface du Soleil peut offrir encore de sujets d'investigation , et l'utilité qu'il y a à l'entreprendre avec le secours des puissants instruments de la Science moderne.
On sait que la surface du Soleil ne tourne pas tout d'une pièce, comme celle de la Terre, mais avec une vitesse croissante de Téquateur aux pôles. Il ressort avec évidence du calcul dé toutes les observations que les vitesses varient d'une tache à l'autre, comme l'avait trouvé Laugier, de manière à conduire, pour la rotation du Soleil, à toutes les valeurs comprises entre 25 et 28 jours. Il est bien vrai, comme l'a montré Carrington, que ces vitesses dépendent exclusivement de la latitude de chaque tache, en sorte que la variation de vitesse d'une tache à l'autre est proportionnelle à une certaine fonction de latitude. On a montré de plus, par une discussion complète, que cette fonction n'est autre chose que le carré du sinus de la latitude, absolument comme celle qui exprime la variation de la pesanteur terrestre, lorsqu'on marche de l'équateur vers les pôles. En outre, cette liaison des taches avec la latitude est si intime, que si une tache vient à s'écarter un peu de sa position moyenne, par
une oscillation perpendiculaire à Téquateur, elle prend à chaque instant la vitesse correspondant à la zone où elle se trouve. Rien de plus frappant que le tableau suivant, où Ton a consigné, zone par zone, la durée de la rotation solaire déduite des mouvements des taches correspondantes :
Durée de la rotation solaire sur les divers parallèles
de degré en degré.
Utltad». RoUtlon. LaUmde. RoUtloB.
9 35,3oo 32 36,555
12 35,388 35 26,804 i3 35,423 36 26,891 i4 35, 460 37 26,979 i5 35,5oo 38 26,068
Cette progression doit se continuer jusqu'aux pôles : Lorsque M. Tisserand était directeur de TObservatoire de Toulouse, ii avait organisé Tobservation régulière des positions des taches solaires d'après la méthode de Garrington. Les observations faites en 1874 et 1875 sur 325 taches différentes confirment la formule
Ç = 857',6 — i57',3sin»X,
pour le mouvement diurne des taches, S représentant cette rotation diurne et 'k la latitude.
D'après tout ce qui précède, nous pouvons résumer sommairement ici nos connaissances actuelles à l'égard du Soleil.
Cet astre est un globe dont la densité, moyenne est un peu supérieure à celle de Teau, mais dont les couches extrêmes sont évidemment gazeuses. La surface de ce globe offre, sur un fond relativement obscur, d'innombrables amas de particules incandescentes, solides ou liquides, formant des nuages isolés, très-petits, d'un éclat excessif, à peu près de la même structure et de la même grandeur, mais variant pourtant considérablement d'arrangement et d'aspect. Voilà pour la photosphère. Ce globe parfaitement sphérique tourne autour d'un axe invariable, d'un mouvement de rotation bien différent du nôtre et de celui des planètes de notre système. A sa surface apparaissent de temps en temps des taches noires.
L'énergie et la constance de la radiation du Soleil sont liées à ces granulations de la photosphère. Ces nuages incandescents ne peuvent pas toujours durer.
toujours émettre avec la même intensité de la lumière et de la chaleur : il faut qu'ils se renouvellent sans cesse; mais leur formation et leur reproduction sont encore énigmatiques. Leur fonction doit être d'apporter régulièrement à la surface la chaleur de la masse interne, sans quoi la photosphère, à force de rayonner dans Tespace, finirait bien vite par s'éteindre. De plus, les mouvements occasionnés par le renouvellement per* pétuel de la photosphère doivent modifier la rotation naturelle de l'astre et lui imprimer le caractère tout spécial que nous venons de lui reconnaître.
M. Paye a proposé d'expliquer comme il suit la formation d'une photosphère autour du globe formé de matériaux maintenus par une température excessive à l'état gazeux en totalité ou en partie. Il faut évidem* ment que le mode de formation soit de nature à se reproduire de lui-même avec régularité, et que la sin* gulière rotation que nous venons de décrire en résulte tout naturellement.
Pour fixer les idées, nous supposerons qu'il y ait dans ce globe, parmi les gaz stables, une certaine proportion d'oxygène et des vapeurs de calcium ou de magnésium. Si la température était partout supérieure à celle de la dissociation de la magnésie pour toute pression donnée à l'intérieur, cet amas de vapeurs et de gaz, doué d'un pouvoir rayonnant bien inférieur à celui de particules incandescentes, se disposerait peu à peu en couches concentriques dont la densité irait en décroissant vers sa surface. Cette masse, douée d'un pouvoir rayonnant assez faible, serait bien loin d'avoir l'aspect d'un soleil, et si la loi physique dont nous
yi CONSTITUTION PHYSIQUE DU SOLEIL.
allons parler n'intervenait pas, sa masse interne ne participerait guère au refroidissement superficiel qu'en vertu des petits mouvements de convection destinés à rétablir l'équilibre des couches, quand celui-ci viendrait à s'altérer notablement. Mais les phénomènes de la condensation ou de l'union chimique des vs^urs vont modifier radicalement cet état de choses dès que la température des couches extrêmes, où les vapeurs les plus lourdes sont parvenues par lente diffusion, se sera abaissée au point où les vapeurs métalliques pourront se combiner avec l'oxygène ambiant.
À ce moment, on verra apparaître subitement à la surface de l'astre des nuages de poussières incandescentes, d'un éclat incomparablement supérieur à la radiation précédente : la photosphère se sera formée spontanément par suite de l'abaissement superficiel de la température.
Mais ces particules solides, beaucoup plus lourdes que la couche gazeuse , commenceront à tomber vers le centre de l'astre. Elles en traverseront les couches successives en regagnant peu à peu dans ce trajet la grande quantité de chaleur qu'elles avaient rayonnée tout à l'heure quand elles étaient suspendues dans la photosphère. Elles atteindront enfin, dans l'intérieur du globe solaire, une couche quelconque dont la chaleur achèvera de détruire la combinaison formée malgré la pression ambiante, mettra l'oxygène en liberté et dégagera le magnésium en vapeurs. Or ce développement gazeux ne pourra s'effectuer sans troubler l'équilibre de la couche profonde : une quantité correspondante des vapeurs dont elle est formée devra donc s'élever dans
CONSTITUTION PHYSIQUE DU SOLEIL. yo
les couches placées au-dessus, et finalement atteindre la surface. Là ces vapeurs ascendantes reproduiront le phénomène; elles se combineront de nouveail sous l'influence de la température basse de la surface, et produiront une nouvelle bouffée de molécules lumineuses. N'avons-nous pas touché là le mécanisme de la reproduction incessante de la photosphère ? De tous les points de la surface brillante pieu vent, vers le centre, des molécules solides qui ont rayonné quelque temps à la surface sous forme de nuages incandescents ; dans les couches centrales où cette pluie aboutit, elle se transforme de nouveau en vapeur, en forçant d'innombrables courants gazeux à remonter verticalement, à travers les couches successives, vers la photosphère, s'y condensant et remplaçant les amas épuisés et tombés par de nouveaux amas resplendissants de lumière.
Les courants ascendants, en portant jusqu'à la surface des matériaux animés de vitesses linéaires plus faibles, ralentiront la rotation superficielle, tandis que les courants descendants, formés de particules très-denses, accéléreront, par leur excès de vitesse linéaire, la rotation des couches intérieures. Ces deux sortes de courants opposés qui parcourent la masse solaire dans le sens de tous les rayons ont entre eux une différence capitale. Les ascendants sont formés de matières gazeuses ou de vapeurs qui vont en se dilatant de plus en fius; dans leur passage d'une couche à l'autre, l'im-
iulsion du milieu répare facilement leur défaut de itesse horizontale. C'est donc de proche en proche et è couche en couche que s'opère le ralentissement de Flammarion. — IX. 4
la couche superficielle. Pour les courants descendants, au contraire, formés sans doute de gouttes des matériaux incandescents qui ont brillé à la surface sous forme de nuages, l'excès de vitesse linéaire se conserve bien plus longtemps, à cause de la faible résistance du milieu gazeux, et ne se perd tout [à fait que dans la dernière couche profonde , celle où chaque goutte se décompose et se réduit en vapeurs. Dans cette région-là, l'accélération de la rotation sera donc plus marquée que le ralentissement partagé entre les couches supérieures. Il suffirait que cette ^dernière couche cessât d'être rigoureusement sphérique, qu'elle prit la figure elliptique aplatie vers les pôles, pour expliquer la singulière rotation de la photosphère, et jusqu'à la formule qui la représente si bien.
Cette apparente complication de courants opposés, fonctionnant sans cesse suivant les rayons d'une sphère gazeuse, les uns composés de vapeurs ascendantes, les autres consistant en filets descendants de gouttes liquides ou solides, n'est pas sans analogie dans la nature. Elle se réalise chaque jour sur notre globe oii elle constitue le mécanisme de la circulation aérienne des eaux, entretient notre enveloppe de nuages et fournit la pluie qui retombe sur le sol. Seulement, ici, la cause est externe ; il faudrait remonter aux temps les plus reculés, à l'époque où la croûte terrestre était encore chaude, pour établir une assimilation plus complète. La vapeur d'eau monte, en effet, dans l'atmosphère, se condense en nuages en arrivant dans une couche supérieure, puis de là retombe sous forme de gouttelettes; celles-ci traversent de nouveau, mais en
CONSTITUTION PHYSIQUE DU SOLEIL. y 5
sens inverse, les couches de notre atmosphère, et atteignent le* sol où elles se vaporisent de nouveau. La même chose se passe sur le Soleil, soit par le phénomène chimique de la dissociation, à cause de l'énorme chaleur que possèdent les couches profondes, soit par la volatilisation ordinaire de simples matières métalliques dans les couches intérieures plus chaudes et de leur condensation dans les couches extérieures plus froides de la photosphère.
De la comparaison de la quantité de lumière émise par les différents points du Soleil, M. S.- P. Langley, directeur de l'Observatoire d'Allegheny (États-Unis), déduit les résultats suivants : Les taches solaires sont beaucoup plus brillantes qu'on ne le croit communément; le noyau le plus obscur émet encore une lumière de 5ooo à loooo fois plus intense que celle de la pleine Lune. La lumière du Soleil est beaucoup plus absorbée que sa chaleur par le passage à travers son atmosphère; quant à la chaleur, il n'en passe guère que la moitié, l'autre moitié étant, soit absorbée par l'atmosphère du Soleil, soit réfléchie totalement. L'observation montre en outre que cette atmosphère est comparativement très-peu. épaisse , et M. Langley est disposé à la regarder comme identique à cette couche observée par le professeur Young, de Darmouth^ à la base de la chromosphère, et qui renverse les raies du spectre. Les changements qui peuvent s'accomplir dans cette atmosphère doivent, en faisant varier la quantité de chaleur émise par le Soleil , exercer une influence considérable sur la température de la Terre : à des variations périodiques dans le Soleil correspon-*
(iraient sur notre globe des périodes climatologiques dont la Géologie nous montre peut-être la trace; des phénomènes du même ordre pourraient également être invoqués pour expliquer les changements des étoiles variables.
Le caractère essentiel delà théorie précédente est de rattacher la phase solaire à la phase initiale, celle des nébuleuses que Laplace a prise pour point de départ du système solaire, et à la phase finale de l'extinction (les étoiles disparues, le globe terrestre, les planètes, etc.). Telle serait l'évolution complète des grands amas de matière qui dissipent peu à peu dans l'espace leur énergie par voie de radiation lumineuse et calorifique. Elle nous fait envisager, non comme prochaine assurément, mais comme inévitable, la fin du Soleil luimême, qui, après avoir brillé d'un éclat plus ou moins variable pendant des millions d'années, finira par s'éteindre. C'est en considérant cette phase finale qu'on peut se rendre compte du rôle énorme que le Soleil joue dans notre monde solaire, en dehors des actions mécaniques dues à l'attraction des masses. Quand la circulation interne qui alimente la photosphère et régularise sa radiation en y faisant participer l'énorme masse solaire viendra à se ralentir, puis à cesser , la vie végétale et animale, qui aura commencé depuis longtemps à se resserrer vers l'équateur, disparaîtra entièrement de notre globe, si d'autres causes ne l'ont pas fait disparaître plus tôt. Réduit aux faibles radiations stellaires, il sera envahi par le froid et les ténèbres de l'espace; les mouvements continuels de l'atmosphère feront place à un calme complet; les derniers nuages
aaront répandu sur la terre leurs dernières pluies ; les ruisseaux, les rivières et les fleuves cesseront de ramener à la mer les eaux que la radiation solaire lui enlevait incessamment. La mer elle-même, entièrement gelée, cessera d'obéir aux mouvements des marées ; la Terre ne recevra plus d'autre lumière propre que celle des étoiles. Peut-être les alternatives qu'on observe dans les étoiles au commencement de leur phase d'extinction se produiront-elles dans le Soleil ; peut-être le développement de chaleur dû à quelque affaissement de la masse solaire rendra-t-il un instant à cet astre sa splendeur première ; mais il ne tardera pas à s'affaiblir et à s'éteindre une seconde fois, comme les vingt-cinq soleils que l'on a vus palpiter et s'éteindre dans le ciel depuis deux mille ans. Quant au reste de notre petit monde, planètes et comètes partageront le sort de la Terre, tout en continuant à circuler suivant les mêmes lois autour du Soleil éteint.
RSCBfiROBES SUa I.SS CAUSES BB UL VE mOBZOXTÉ BES TACHES SOIiAZUES.
Revenons aux taches du Soleil. Nous avons vu qu'elles varient en nombre de trente à trois cents, plus ou moins, et en superficie totale de 40 à 2000 millionièmes de l'hémisphère solaire, c'est-à-dire dans une proportion considérable ; que d'un minimum au maximum suivant on ne compte que 3*"',7, tandis que pour retomber du maximum au minimum elles emploient 7'"% 4; enfin que la période complète, soit d'un maximum à l'autre, soit d'un minimum à l'autre, est de II'", II.
Cette périodicité est un fait aujourd'hui démontré avec la certitude la plus incontestable. Elle a été découverte par celui qui le premier s'est avisé de compter les taches sur le Soleil, par le baron Schwabe, de Dessau. . Quelle belle leçon pour les amateurs d'Astronomie ! Combien de découvertes peuvent ainsi être faites par la simple curiosité ou par la persévérance? Qu'y avaitil de plus enfantin en apparence que l'idée de s'amuser ainsi à compter chaque jour les taches du Soleil? Cependant le nom de Schwabe restera inscrit dans les annales de l'Astronomie pour avoir découvert ainsi cette mystérieuse période de dix ans dans la variation des taches solaires. Les astronomes patentés ne comprennent souvent rien à ces recherches délicates, et
Delambre, par exemple, dont l'esprit est à la fois si
sévère et si étroit, daignait à peine parler de ces taches ;
encore avait-il soin de ne pas se compromettre en
ajoutant cette profession de foi : c // est vrai qu'elles
sont plus curieuses que vraiment utiles» » Si Delambre
avait compris la grandeur de T Astronomie, il aurait su à
que dans cette Science il n'y a rien à négliger.
L'observateur allemand avait d'abord évalué la période à dix ans. Puis Wolfî, de Zurich, l'a fixée avec précision au chiffre de ii*"%ii. Les astronomes difficiles ont été longtemps à l'admettre; mais aujourjourd'hui les plus récalcitrants sont forcés de la reconnaître.
Il n'y a pas d'effet sans cause. Quelle peut être la cause de ce mouvement de la surface solaire?
La cause peut être intérieure au Soleil. Elle peut aussi lui être extérieure.
Si elle est intérieure au corps solaire, elle ne sera pas facile à découvrir.
Si elle est extérieure, la première idée qui s'impose est de la chercher dans quelque combinaison des mouvements planétaires.
Parmi les différentes planètes du système, il en est une qui par son importance s'offre à nous la première, et il se trouve que précisément la durée de sa révolution autour du Soleil se rapproche beaucoup de la période précédente. Nos lecteurs ont déjà nommé Jupiter. Sa période est de ii'"',85.
Pendant le cours de sa révolution, sa distance au Soleil subit une variation sensible. Cette distance, qui est en moyenne de 5,îio3 (celle de la Terre étant i),
8o PÉRIODICITÉ DES TACHES SOLAIRES.
descend au périhélie à 4)9^0 et s'élève à Taphélie à 5ti56. Là différence entre la distance périhélie et la distance aphélie est deo,5o6, c'est-à-dire d* un peu plus de la moitié de la distance de la Terre au Soleil, ou de 19 millions de lieues environ. C'est assez respectable. £n tournant ainsi autour du Soleil, Jupiter exerce sur lui une attraction facile à calculer et déplace constamment son centre de gravité, qui ne peut, par conséquent, jamais coïncider avec le centre de figure de la sphère solaire et se trouve toujours tiré excentriquement du côté de Jupiter. L'attraction des autres planètes empêche cette action d'être régulière, mais ne peut pas l'empêcher d'être dominante.
Il pourrait se faire que ce mouvement de la masse solaire, tout léger qu'il fût relativement à cette masse énorme, se traduisît pour nous par des taches, et qu'il y eût par exemple un maximum de taches quand Jupiter attire le plus ou attire le moins le centre solaire. Si c'était bien là la cause de la périodicité des taches solaires, cette périodicité devrait être de ri'°%85.
Mais elle est plus courte. Tandis que Jupiter ne revient à son périhélie qu'après ii'"%85, le maximum des taches revient après 1 1"™, 1 1 , c'est-à-dire -^ d'année, ou 270 jours plus tôt. Ce chiffre est très-sûr, car il provient de la discussion de toutes les observations. Existe-t-il dans le système solaire une seconde cause de nature à forcer le phénomène à avancer ainsi sur le périhélie de Jupiter? Vénus tourne en 225 jours autour du Soleil, et tous les 245 jours environ rencontre le rayon vecteur de Jupiter. La Terre tourne en 365 jours, et rencontre le rayon vecteur de Jupiter
PÉRIODICITÉ DES TACHES SOLAIRES. 8l
tous les 400 jours. Ces deux planètes agissent certainement sur le Soleil de la même façon |que Jupiter, mais avec moins d'intensité. Si cette action commune se traduisait par une augmentation de taches, OD devrait voir dans les fluctuations des taches solaires des combinaisons de la période de ii^^^^SS de Jupiter avec celles de i an pour la Terre, et de o ,63 pour Vénus, surtout avec celle-ci, parce que Vénus agit avec plus d'intensité que nous. Malheureusement, cette combinaison ne paraît pas produire l'effet observé.
Que ce soit le périhélie ou l'aphélie de Jupiter qui occasionne les maxima des taches solaires, ces maxima devraient toujours coïncider avec les mômes positions. Mais, au contraire, chaque révolution de Jupiter ajoute la différence de 0,74 que nous venons de remarquer, et au bout d'un certain temps, de i3 à 14 révolutions, les rôles sont renversés. Il nous faut donc, quoique avec regret, renoncer à Jupiter.
C'est ce qu'on peut facilement vérifier en traçant la courbe des taches solaires depuis l'année 1 760, à laquelle on a pu sûrement remonter, jusqu'à cette année 1878, et au-dessous, pour la comparaison, la courbe de la variation de la distance de Jupiter au Soleil. On voit que le premier maximum de la distance de Jupiter a coïncidé avec le premier minimum des taches solaires; mais, lorsqu'on arrive à Tannée i8o3, les rôles sont renversés, et le maximum de Jupiter correspond au maximum du Soleil. Actuellement, le maximum de Jupiter se rapproche de nouveau du minimum du Soleil [voir \^Jfg. 10, p. 84).
Qael que soit le rapport qui existe entre les deux périodes, le rapprochement est donc purement accidentel, car on ne peut logiquement admettre que la même cause produise des effets contraires, et que le périhélie amène tantôt un minimum et tantôt un maximum.
Cependant éloignons l'idée de la variation de distance de Jupiter, et considérons seulement sa révolution, imaginée circulaire. Supposons que la variation de distance n'agisse pas sensiblement. Il n'en reste pas moins le fait de l'attraction jovienne qui fait tourner le centre de gravité du Soleil autour de son centre de figure en ii''°',85. Les taches sont-elles toujours sur le rayon vecteur de Jupiter? Non, car la Terre croise tous les treize mois ce rayon vecteur et ne voit pas plus de taches sur cet hémisphère solaire que sur l'hémisphère vu six mois et demi auparavant. De plus, le Soleil tourne sur lui-même en 26 jours et amènerait ces taches en vue de la Terre, puisqu'elles tournent avec la surface solaire. Sous quelque aspect que nous discutions la question, nous sommes donc toujours conduits bien malgré nous à éliminer l'influence de Jupiter.
Il en est de môme, à plus forte raison, de celle de toutes les autres planètes.
Nous n'avons donc pas à revenir ici (voir t. 'El, p. 116) sur les calculs qui ont été faits relativement à la valeur numérique de l'attraction des planètes sur le Soleil, puisque la période des taches ne correspond décidément pas avec le maximum de cette influence. Mais nous verrons plus loin que peut-être les planètes
influent sur la position des taches et sur leurs dimensions.
Si nous considérons avec attention les variations périodiques des taches, nous ne tarderons pas, du reste, à penser qu'il est difficile de les relier directement avec une fonction astronomique quelconque, car les taches se présentent d'une manière soudaine et irrégulière qui contraste trop manifestement avec Faction continue et progressive des perturbations de la Mécanique céleste. Cependant il. pourrait se faire qu'elles fussent des manifestations visibles de l'activité périodique du Soleil, activité qui dépendrait ellemême de l'action des planètes et de leurs positions relatives. La cause ainsi définie de l'activité du grand astre peut être très-régulière ; cette activité elle-même peut varier d'une manière continue, sans que les phénomènes qui en résultent possèdent la même "Continuité et la même régularité. C'est ce que nous voyons sur la Terre dans la succession périodique des saisons : la position du Soleil et par conséquent sa manière d'agir sur notre globe varient avec une continuité remarquable, et cependant les phénomènes météorologiques qui en résultent sont irréguliers et capricieux. Les taches ne sont sans doute que les effets secondaires produits par des causes plus importantes et plus radicales.
Ainsi la cause de la périodicité des taches solaires ne paraît pas venir des planètes, ni des étoiles à plus forte raison, et être extérieure au corps solaire. Elle doit donc lui être intérieure.
Cetle variation est sans doute du même ordre que
TACHEE
AMPLITUDE ET EPOQUES Dsi
