APPLICATIONS A LA SURFACE ET AU RAYONNEMENT

DE l'astre.

Propriétés nouvelles de la lumière qui décèlent à distance la composition chimique des corps et leur mouvement radial. — La lumière est le messager envoyé par les astres qui nous annonce leur présence et leur état; elle est le lien de communication presque unique (*) avec ces objets éloignés. Aussi l'Astronomie a-t-elle profité largement de tous les progrès dans la connaissance de la lumière et des admirables découvertes de la physique moderne sur sa nature et ses propriétés.

La lumière émanée d'un corps nous révèle sa forme et sa couleur; or cette lumière a encore d'aulros propriétés, récemment reconnues (en

(*) Il faut dire presque unique, parce que, probablement, la liaison avec les astres se fait par d'autres moyens. Ainsi l'action des taches sur l'aiguille aimantée terrestre est attribuée par certains à des jets de particules électrisées, repoussées par le Soleil avec une grande vitesse. Il faut ajouter que ces jets de particules, s'ils existent, doivent, vraisemblablement, être arrêtés par les couches supérieures de notre atmosphère et ne pas atteindre le sol. Leur action serait seulement indirecte.

i86o); elle porte en elle-môme la marque distinclivc de la composition chimique du corps, de son état physique, et même de son mouvement par rapport à l'œil sur la ligne de visée. Mais, pour fournir tous ces résultats nouveaux, jusqu'alors jugés inaccessibles, elle doit subir l'analyse spectrale, être décomposée en ses radiations élémentaires par un prisme, un réseau, ou un appareil interférentiel, et être examinée ainsi dans ce qu'on appelle son spectre.

L'analyse spectrale révèle ù distance la nature chimique des vapeurs incandescentes, et, parfois, plus aisément que l'analyse chimique ordinaire; elle est employée couramment à cet usage dans les laboratoires. De plus, elle décèle la vitesse radiale de la source lumineuse ou la vitesse d'éloignement et de rapprochement par rapport à l'observateur, lorsque cette valeur est assez grande et comparable à la vitesse de la lumière.

Ces méthodes nouvelles ont donné en Astronomie des résultats qualifiés justement de merveilleux. Le grand éloignement des astres apparaît d'abord comme un obstacle absolu à la reconnaissance d'éléments tels que la composition chimique et le mouvement radial. Le dernier élément, comme on sait, n'est pas fourni par les observations ordinaires avec la lunette seule, observations qui ne décèlent que les mouvements perpendiculaires au rayon visuel, et encore seulement lorsque l'astre est relativement rapproché. Or l'application des méthodes

nouvelles esl indépendante de la distance; il suffit que la lumière soit assez intense pour supporter Tétalement par le prisme, et le nouveau domaine qui s'ouvre à Tactivité des astronomes apparaît en quelque sorte illimité. L'analyse spectrale et l'invention des lunettes, complétée par la photographie, sont les assises fondamentales de l'astronomie physique.

Recherches sur la polarisation de la lumière, — La lumière est due à une variation périodique, à une sorte de vibration, qui, comme la vibration sonore, se propage par ondulations. La vitesse de propagation est énorme, à peu près Sooooo''"» par seconde, dans le vide et dans l'air; elle est notablement moindre dans les corps transparents liquides et solides. Mais la période de la vibration est excessivement courte, puisque la longueur d'onde (qui est le produit de la période exprimée en secondes, par la vitesse de la lumière) est encore très petite, i millième de millimètre ou oK-, 5 pour la lumière verte dans l'air.

La vibration lumineuse est perpendiculaire au rayon, et, lorsque le corps qui l'émet est incandescent, comme le Soleil, cette vibration prend rapidement toutes les directions dans le plan normal au rayon. La lumière envoyée a les mêmes propriétés tout autour du rayon, elle se réfléchit également bien dans toutes les directions, elle est dite naturelle ou ordinaire. Mais, si cette lumière n'est pas une lumière

propre, si elle est réfléchie ou diffusée, comme cela est le cas avec la Lune et les planètes, elle per-i le caractère précédent, elle se réfléchit mieux dans certaines directions particulières; elle est polarisée en totalité ou en partie.

Inversement, l'étude de la polarisation fournit des indications utiles sur l'origine do la lumière émise par les corps ; et le grand Arago, qui, vers 1810, a découvert dans le laboratoire plusieurs propriétés importantes des rayons polarisés, a étudié à ce point de vue toutes les lumières célestes.

La lumière de notre atmosphère est polarisée, de même aussi celle émise par la queue des comètes; la partie supérieure de l'atmosphère solaire, dont il sera question dans les Chapitres suivants, est également polarisée.

Recherches spectrales. Divlùon en radiations simples. Raies noires du spectre solaire. — L'analyse spectrale fournit des renseignements et des résultats encore plus précieux. Elle est basée sur ce fait que la lumière, comme le son, est en général complexe et formée par la réunion de nombreuses radiations appelées simples j qui ont des périodes et des longueurs d'onde différentes. Ces radiations traversent le verre et les substances transparentes avec des vitesses diff'érentes, et se séparent pour cette raison. La séparation est forte avec l'appareil spécial nommé spectroscope, qui comprend comme organes essentiels un prisme de verre (ou un

réseau) et une fenle étroite par laquelle entre la lumière à analyser. Chaque radiation simple en sort avec une direction différenle, et donne dans le champ de la lunette du spcctroscope une imago dislincle de la fente, qui a reçu le nom de raie; le spectre est formé par Tensemblo de ces raies.

Newton, qui a fait do si belles études sur le spectre solaire, a reconnu le premier une propriété caractéristique de la radiation simple. Envoyée sur un autre prisme, dans un autre speclroscope, elle conserve sa couleur et n*est plus divisée et dispersée comme le rayon solaire primitif.

Newton a décrit la belle série de couleurs du spectre solaire qui s'étend du violet au rouge, le passage d'une couleur à la suivante ayant lieu par gradations insensibles. Mais il n'a pas observé les solutions de continuité, cependant très nombreuses, qui existent dans ce spectre, et sont les raies noires du spectre solaire, raies non absolument noires et seulement moins brillantes que le fond continu, réparties irrégulièrement et très variables de largeur et d'aspect.

Les raies noires ont été reconnues par Wollastonen 1802, et, douze ans plus tard, par l'opticien de Munich, Frauenhofer, qui, disposant d'appareils plus parfaits, a laissé un beau dessin du spectre solaire, et a désigné les raies noires principales par les lettres de l'alphabet, encore employées de nos jours; mais il n'a donné aucune explication du phénomène, qui est resté

pendant do longues années une énigino indéchiffrable.

Etendue du spectre solaire lumineux. Extension au delà du violet et surtout au delà du rouge, — Entre temps, Fresnel (1819) donnait des preuves décisives do la nature ondulatoire de la lumière, et mesurait les longueurs d'onde des principales couleurs. Il a trouvé pour le violet extrême environ ol^, 4 et 01^,8 pour le rouge. La lumière comprend donc une octave entière et rien de plus ; si l'on rappelle que le son forme plusieurs octaves, cette limitation imposée à la lumière paraît assez étrange; elle est due probablement à des causes physiologiques et n'est pas encore expliquée.

Le rayonnement solaire total, comme il est a priori naturel, est beaucoup plus étendu; il comprend d'autres rayons invisibles pour l'oeil et signalés déjà avant Fresnel.

Les uns, au delà du violet, appelés ultraviolets, agissent sur la plaque photographique et sont étudiés aussi facilement que les rayons lumineux.

Les autres, au delà du rouge, exigent l'intervention assez compliquée d'une pile thermoélectrique ou d'un appareil similaire; ils représentent une part notable do l'énergie rayonnante du Soleil.

Cette extension du rayonnement, évidemment fort importante, sera examinée de nouveau plus loin. Dès à présent l'œil humain apparaît comme

un organe incomplet pour l'élude du rayonnement solaire total.

Fondation de l' analyse spectrale par Kirc/thoff. — Dans la première moitié du dernier siècle, d'autres observateurs reprennent après Frauenhofer l'étude du spectre, et examinent dans le laboraloire les lumières terrestres ; ils trouvent soit un spectre absolument continu, soit des raies fines brillantes, c'est-à-dire tout autre chose que le spectre solaire, et aucune conclusion nette et définitive n'est formulée.

L'explication simple et la liaison de ces phénomènes ont été trouvées plus tard, en 1859, par le physicien Kirchhoff, qui a su déchiffrer le premier ce que Miss Clerke a appelé si justement les hiéroglyphes du spectre solaire. Aidé par le chimiste Bunsen, il organise un spectroscopo simple et pratique pour les mesures, et, après avoir étudié lo spectre des métaux dans les flammes, il formule les lois suivantes :

Les corps portés à l'incandescence ont un spectre continu s'ils sont liquides ou solides; et, s'ils sont à l'état de gaz, ils ont un spectre discontinu, formé seulement de raies brillantes fines. Chaque corps simple a ses raies particulières qui occupent toujours la môme position dans le spectre, et sont distinctes des raies émises par les autres corps. Le spectre du corps simple est donc un caractère distinctif, qui permet de le reconnaître entre tous.

Ils publient les spectres des métaux alcalins

- il -^

destinés à Tanalyse chimique des solutions, et, poursuivant leurs recherches dans cet ordre d'idées, ils rencontrent des raies nouvelles non rapportées encore à un corps connu. Aidés par cet indice qui les guide, ils découvrent deux corps simples nouveaux, le rubidium et le cœ-sium. L'analyse spectrale était fondée, et au premier essai montrait toute sa puissance.

application au Soleil, Xature de sa surface. Composition chimique de ses vapeurs. — Kirchhoff s'attaque ensuite au spectre solaire et trouve un accord complet entre les raies brillantes de plusieurs métaux et certaines raies noires du spectre solaire.

Pour expliquer le renversement des raies, il présente Texpérience de la vapeur de sodium depuis devenue classique, et si facile à répéter dans le laboratoire. Une lampe d'alcool salé émet la raie jaune D, qui est brillante; placée sur le trajet d'un faisceau de lumière intense à spectre continu, elle apparaît encore dans ce dernier spectre, mais à Fétat de raie noire.

D'où la loi générale énoncée en ces termes :

Une vapeur incandescente absorbe les radiations qu'elle émet et tend à substituer son intensité propre à celle de la lumière qui la traverse.

Le spectre spécial du Soleil est alors facile à expliquer. Le fond continu implique une surface solide ou liquide (^) incandescente, qui est ou une

(') Un gaz illuminé à des pressions fortes et crois-

— kl -

mer liquide ou une mer de nuages, formée de particules liquides ou solides, la seconde alternative étant (ic l)eaucoup la plus vraisemblable. Au-dessus de celte mer se trouvent des vapeurs incandescentes qui absorbent leur lumière particulière, et laissent ainsi dans le spectre par les raies noires la marque de leur présence.

Cette explication, si simple et si bien adaptée aux faits, fut acceptée aussitôt presque universellement. Quelques-uns cependant objectèrent que les vapeurs brillantes supposées devaient être visibles au delà du bord, et que, en réalité, on n'apercevait rien de semblable. Cette objection, comme on verra plus loin, a été levée plus tard.

Les découvertes de Kirchhoff apportent» à la connaissance du Soleil une contribution exceptionnelle. Elles nous font connaître les conditions de la matière à sa surface et la nature chimique de cette matière ; elles ont permis d'affirmer aussitôt dans le Soleil la présence de corps simples, très répandus sur la Terre, tels que le sodium, le calcium, le magnésium, le fer, etc. Le fer, en particulier, présente plus de deux mille coïncidences avec les raies noires du spectre.

Travaux ultérieurs sur le spectre solaire.

santés a dos raies qui s'élargissent et finalement se transforment en un spectre continu. Mais le fond continu du spectre solaire ne peut être attribué à un gaz, parce que les raies noires ne sont pas élargies.

Conséquences générales. -^Lg travail de Kirchhoff a été repris et complété par d'autres physiciens, qui ont publié après lui des spectres solaires de plus en plus riches en détails, et ont noté avec une précision croissante les coïncidences des raies noires avec les raies brillantes des éléments terrestres.

Il faut citer après lui Angstrom, qui a publié le premier (en 1862) un spectre normal, c'està-dire exprimé en longueurs d'ondes, lequel a été complété en 1875 par Cornu pour la région ultraviolette et en 1880 par Abney pour la première partie du rayonnement infra-rouge (jusqu'à iH',4)-

A l'heure actuelle, le travail le plus complet sur la matière est dû à Rowland, qui, après avoir réalisé une vis parfaite, a construit des réseaux de beaucoup supérieurs à ceux de ses devanciers.il a obtenu parla voie photographique un spectre solaire lumineux et ultraviolet qui comprend plus de vingt mille raies noires, et dont les planches ont un développement de 20™. 11 a comparé aussi avec le même puissant appareil les spectres de presque tous les éléments connus au spectre du Soleil. Ses conclusions sont les suivantes :

Presque tous les corps de poids atomique léger (inférieur à 120), et les métaux en particulier se retrouvent dans le Soleil. Les métalloïdes, d'autre part, si l'on excepte Thydrogène, le silicium et le carbone, ne montrent pas de coïncidences, sans que l'on puisse d'ailleurs

affirmer leur absence ; ils offrent en effet, la plupart, la propriété de donner difficilement leurs raies caractéristiques, lorsqu'ils sont mêlés aux métaux. De toute façon, les corps légers retrouvés dans le Soleil sont, d'une manière générale, ceux qui composent l'écorcw terrestre, les proportions d'un corps à l'autre étant aussi à peu près les mêmes; car, le plus souvent, les raies noires fortes correspondent aux corps simples terrestres les plus importants. Aussi Rowland a pu écrire que la Terre échauffée à la température du Soleil donnerait le môme spectre.

Tous ces faits sont favorables à l'hypothèse si bien développée par Laplace qui ramène les planètes et le Soleil à la condensation progressive d'une môme nébuleuse.

D'ailleurs, les étoiles dîtes jaunev, qui forment à peu près le tiers des étoiles du ciel, ont le môme spectre que le Soleil, et donc aussi la même composition que la Terre, au moins à la surface. Les autres étoiles, qui ont des spectres difFérenls, offrent aussi de nombreuses coïncidences avec les éléments terrestres, et il a été possible de proclamer l'unité de la matière dans tout l'univers.

D'autre part, il faut méditer la remarque suivante : Sur les vingt mille raies du spectre de Rowland, un tiers seulement a pu être identifié avec les éléments terrestres connus, et les astres autres que les étoiles jaunes ont aussi un nombre important de raies dont l'origine est

encore indéterminée. On peut en inférer que la nature offre de nombreux corps simples, que nous n'avons pas encore reconnus, et qui probablement existent sur la Terre en quantité plus ou moins grande. Une autre explication est cependant possible: la matière, dans le Soleil, les étoiles et les nébuleuses, est soumise à des conditions qui sont différentes de celles de la Terre et même différentes d'un astre à un autre; elle peut avoir, dans ces cas très divers, des vibrations différentes ou encore se dissocier en éléments plus simples, suivant l'hypothèse soutenue brillamment par Lockyer. Toutes ces questions que soulève l'analyse spectrale touchent aux plus hauts sommets de la philosophie naturelle ; elles sont posées simplement et non résolues.

Raies et bandes telluriques. Absorption cornvlexe du rayonnement solaire par notre atmosphère, — Cependant les raies noires du spectre ne sont pas toutes d'origine solaire ; quelquesunes, appelées raies telhiriques, sont dues à l'absorption exercée par l'atmosphère terrestre. Ces dernières se distinguent par l'élargissement plus grand qu'elles subissent, lorsque, le Soleil s'abaissant, l'épaisseur d'air traversée par les rayons est constamment croissante.

Elles ont été signalées par Brewster et leur origine terrestre a été démontrée nettement par Janssen à l'aide d'expériences directes sur les lumières terrestres. Les raies dues à l'oxygène

et à la vapeur d'eau ont été reconnues dans le spectre lumineux, et Egoroff a montré que 80" d'oxygène, à la pression atmosphérique, produisent déjà une absorption appréciable dans le rouge extrême. Les raies de la vapeur d'eau varient avec Tétat hygrométrique de l'air, et fournissent des indications précieuses sur la quantité totale de vapeur contenue dans l'atmosphère.

Mais l'atmosphère terrestre n'intervient pas seulement pour les petites raies et bandes telluriques, elle intervient surtout par l'absorption générale, beaucoup plus importante, qu'elle exerce sur l'ensemble du spectre lumineux et du spectre total. Cette absorption tient aux gaz et aussi aux petites particules en suspension qui diffusent et dispersent la lumière solaire et constituent ce que Ton a appelé justement la vase atmosphérique . C'est ainsi que le Soleil, à l'horizon, subit un changement de couleur et une forte diminution d'éclat.

Dans la partie ultraviolette, l'atmosphère limite à une demi-octave le spectre solaire, alors que les sources terrestres s'étendent à une octave entière, et à deux octaves si l'on opère dans le vide. Même limitation aussi dans l'infrarouge, qui offre en plus de très larges bandes d'absorption, qui sont de véritables brèches, et sont rapportées en partie à la vapeur d'eau et à l'acide carbonique. La proportion de la chaleur solaire arrêtée par notre atmosphère, lorsque, l'épaisseur traversée est la plus faible, c'est-

- kl —

à-dire lorsque le Soleil est au zénith, a été estimée par Rosetti, en 1879, à 9.9 pour 100, en 1890, par K. Angstrôm à 64 pour 100, par Langley successivement à ^i pour 100, 3o pour 100 et tout récemment à 20 pour 100.

Les écarts des nombres précédents font ressortir la difficulté de mesurer exactement le pouvoir absorbant total de l'atmosphère, variable d'ailleurs avec les lieux, les jours, les saisons et les années, et, par suite, de mesurer la constante solaire (0 qui est, comme on sait, la quantité d'énergie envoyée par le Soleil aux limites de notre atmosphère.

Depuis la découverte de la périodicité des taches, cette constante est supposée, en réalité, quelque peu variable; mais on comprend que la vérification de cette idée {voir p. 9.9), n'ait pas encore été possible. La question est, en effet, très complexe et présente des faces multiples; elle est exposée magistralement dans un Mémoire récent de Violle, auquel je renvoie le lecteur désireux de connaître son état actuel (*).

( ^ ) La constante solaire est exprimée par le nombre de petites calories que le rayonnement solaire, aux limites de notre atmosphère, apporte en i minute à l'unité de surface ( i centimètre carré). Elle est comprise entre 3 et 4 calories. Le nom de constante solaire a été adopté avant la découverte de Schwabe, et a été conservé depuis.

( 2) Le Mémoire de Violle a été présenté au Congrès de Météorologie qui s'est tenu à Innsbriick, en igoS.

La complexité tient surtout à ce que les différentes parties du rayonnement solaire, séparées dans le spectre, subissent des absorptions très différentes; aussi Langley a conclu à la nécessité de les étudier séparément. Elles ont aussi des propriétés différentes; la partie infra-rouge échauffe seulement, semble-t-il, et est modiâée surtout par la quantité variable de vapeur d'eau traversée. D'autre part, la partie ultra-violette, qui représente une quantité d'énergie beaucoup plus faible, est affectée principalement par les particules; dans sa portion la plus réfrangible, elle est absorbée fortement par une mince couche d'air et n'arrive pas jusqu'à la Terre; elle doit intervenir dans tous les phénomènes de la haute atmosphère et, en particulier, dans les phénomènes électriques.

En résumé, on aura la plus grande peine à reconnaître exactement l'absorption imposée par notre atmosphère au rayonnement solaire et aussi l'influence de cette absorption sur l'atmosphère et la Météorologie terrestre. Le double problème est à la fois très beau et très difficile.

Fariations du spectre solaire. Variations dues à la composition chimique. — Les recherches précédentes sur le spectre solaire ont été faites surtout par les physiciens. Les astronomes, de leur côté, l'ont étudié aux différents points de la surface, et n'ont pas trouvé, en général, de grandes différences, sauf dans l'ombre et la

pénombre des taches. Là, les raies solaires sont souvent ou manquantes, ou modifiées dans leur aspect, ou même renversées. Parfois aussi, des raies et bandes nouvelles apparaissent.

Lockyer a annoncé que les modifications des raies dans les taches sont liées à la période solaire; aussi le spectre des taches est-il l'objet d'une étude systématique avec l'œil ou la plaque photographique dans plusieurs observatoires.

Variations dues au mouvement radial. Me* sures de la vitesse de rotation. — Les spectres des différents points de la surface oflfrent une variation d'un autre ordre et d'un intérêt au moins égal, qui correspond à la seconde propriété fondamentale de l'analyse spectrale, à la propriété de déceler les mouvements de rapprochement et d'éloignement par rapport à la Terre. Cette propriété, annoncée par Doppler et Fizeau, est générale et s'applique à tous les mouvements vibratoires qui se propagent par ondulations. Avec le son par exemple, si l'observateur se rapproche du corps sonore ou le corps sonore de l'observateur, le nombre de vibrations qui arrivent à l'oreille en une seconde, Odt augmenté ; il est diminué dans le cas contraire. De môme, pour la lumière des gaz incandescents, la raie fine caractéristique du gaz est déplacée vers le rouge ou vers le violet selon que la vitesse relative par rapport à l'observateur est une vitesse d'éloignement ou de rap- D. 4

prochement, et le déplcicetnenl est proportionnel à la vitesse relative ( * ).

Les applications de ce principe au Soleil et aux étoiles sont extrêmement étendues. Le Soleil a un mouvement général de relation et des perturbations locales; or, le spectre les enregistre fidèlemenl, ou tout au moiiis enregistre les composantes de la vitesse dans la direction Terre-Soleil. Cette direction privilégiée est peutêtre d'ailleurs la plus intéressante, si l'on considère l'importance accordée par certaines théories à des jets de particules électrisées supposées chassées du Soleil vers la Terre avec une grande vitesse.

Dans le Soleil, tous les points de l'hémisphère Est se rapprochent et ont un déplacement vers

(•) D'autres causes qui ont, il est vrai, un oiTet bien moindre, peuvent aussi déplacer la raie gazeuse. D'après Humphreys et Mohier, la pression du gaz produit un déplacement qui lui est proportionnel, toujours dirigé vers le rouge, variable avec la raie et le gaz, mais très petit, et toujours inférieur (pour ane pression de 12 atmosphères) au déplacement qui correspond à une vitesse radiale de 4*"" par seconde.

Récemment, Julius a lait ressortir un effet spécial, dû à la dispersion anomale, qui est très nette dans le voisinage de certaines raies, telles que la raie jaune du sodium. Lorsque la vapeur correspondante, ainsi que dans le Soleil, est en contact avec une surface qui émet un spectre continu intense, la dispersion anomale peut donner lieu à des raies brillantes non négligeables, qui sont en apparence déplacées.

le violet; ceux de l'hémisphère Ouest sont déplacés vers le rouge. Les points qui ont le plus grand déplacement sont les bords équatoriaux (vitesse ± 2^"" par seconde), et si on les juxtapose le déplacement est doublé. Cette juxtaposition des spectres des deux bords a été réalisée souvent aux débuts de l'analyse spectrale, et pour vérifier le principe de Doppler-Fizcau. L'observation était difdcile à cause de l'imperfection des appareils; elle est maintenant facile et précise avec les grands réseaux de Rowland ; même, cette disposition a été adoptée en 1891 par Duner pour vérifier spécialement la loi de Carrington('i;o/r p. 21) sur la rotation des taches, et la croissance de la durée de rotation avec la latitude. La conclusion a pu être étendue à la surface môme du Soleil (*) dans la région des taches, et aux latitudes supérieures à 45°, qui ne sont jamais visitées par les taches. A i5" du

(') La conclusion, en réalité, ne s'applique pas à la surface même, mais à la vapeur productrice de la raie noire déplacée, qui, dans l'expérience de Duner, était une raie du fer. Cette vapeur de fer repose directement sur la surface ; mais elle ne tourne pas exactement comme les taches, car la durée de rotation à l'Equateur est 25^,5 pour la vapeur et 25J pour la tache, et cette différence d'un demi-jour se maintient à toutes les latitudes visitées par les taches.

La rotation du Soleil a été aussi recherchée avec la même méthode par Jewoli, Crew et Halm. Ce dernier a conclu à une variation prohahlc de la vitesse de rotation avec la période solaire.

pôle, Duner a trouvé, pour la surface du Soleil, une durée de rotation de 38,5 jours; alors que, à l'équatcur, elle est seulement do 25, > jours. Les raies noires du spectre ont parfois, surtout autour des taches, des déplacements beaucoup plus forts, qui annoncent une perturbation locale et exceptionnelle do la matière. Ces phénomènes, assez rares d'ailleurs et d'autant plus intéressants pour cette raison, ont été signalés en 1870 par Lockyer. Leur étude est faite, en général, avec l'appareil de grande dispersion qui est organisé pour l'étude du spectre môme des taches et de ses variations.

Importance croissante de la photographie.

Applications multiples au Soleil. — Les recherches précédentes sur la surface du Soleil, commencées en 1610 avec l'invention des lunettes, ont été poursuivies en grande partie avec l'œil seul; car, c'est seulement vers l'année 1860 que la plaque photographique intervient à son tour, ay.mt été rendue suffisamment pratique pour un usage courant. Depuis, elle a reçu des perfectionnements notables et est employée de plus en plus ; même, elle se substitue peu à peu à l'œil dans toutes les observations astronomiques. Pour le Soleil, en particulier, elle est nécessaire; l'étude complète du Soleil, on peut l'affirmer, n'est possible qu'avec la plaque photographique.

L'invention dp la photographie complète heureusement l'inventioli des lunettes ; elle apporte

à la lunelte la rétine qui lui manque, et lui permet de se suffire à elle-même. L'assimilation de la lunette à un œil agrandi, présentée dans un paragraphe précédent, n'est vraiment exacte que lorsque la lunette est photographique.

Les avantages de la plaque sensible par rapport à l'œil sont bien connus, et ont été exposés plusieurs fois dans cet Annuaire. La plaque voit lorsque l'œil est aveugle; elle accumule les impressions en quelque sorte indéfiniment, et conserve une image fidèle de l'objet. Elle a un autre avantage sur lequel on insisle moins en général, et qui, pour le Soleil, est capital. Elle est aussi grande qu'on le veut et enregistre aussi facilement une grande image qu'une petite.

L'œil, au contraire, a une faible capacité, et, placé à l'oculaire d'un grand instrument dirigé vers la Lune ou le Soleil, il n'aperçoit qu'une petite portion de l'image, et demande un temps très long pour l'examen successif de toutes les parties. La plaque, d'autre part, saisit au môme moment, le plus souvent très court, l'image entière. MM. Lœwy et Puiseux, dans leur beau travail sur la photographie de la Lune (voir Annuaire de 1898, p. A. 8), remarquent qu'une pose d'une seconde, faite sur la Lune dans de bonnes conditions, donne plus do détails précis qu'un observateur habile et patient ne peut en dessiner pendant plusieurs années. L'avantage est encore plus grand avec le Soleil ; sa surface n'est pas solide comme celle de la Lune et tou-

jours i^cmblable à elle-niènie; elle varie incessammenl, surtout auprès des taches, et l'œil est absolument incapable de suivre ces changements parfois 1res rapides. La plaque seule permet l'étude continue de la surface entière, et la môme conclusion s'impose plus fortement encore dans l'étude de l'atmosphère solaire, qui a des variations encore plus rapides.

La première photographie du Soleil a été faite en 1 84 5 par Fizeau et Foucaul t sur une plaque daguerrienne; cette épreuve, qui a été conservée, offre des détails intéressants; mais les auteurs, qui étaient plutôt des physiciens, n'ont pas poursuivi ces premiers essais. En 1857, de La Rue organise à Kew, en Angleterre, un appareil permanent, appelé photohéUo*;raphe, pour la photographie journalière du Soleil elle relevé précis des taches. Son œuvre a été reprise eu 1872 et continuée par l'observatoire de Greenwich, qui s'est adjoint les deux observatoires de Tile Maurice et de Dehra Dûn, armés des mômes instruments que lui, pour diminuer le plus possible les jours prives de l'enregistrement photographique du Soleil.

D'autres observatoires ont aussi poursuivi la photographie régulière du Soleil; mais, sans contredit, les plus belles épreuves, les plus riches en détails ont été obtenues par Janssen à Meudon, grâce à un choix judicieux des surfaces optiques et de la plaque sensible. La série, commencée en 1875, a été poursuivie depuis sans interruption. Les images de Meudon montrent

nettement la granulation de la surface solaire; le plus souvent aussi, la netteté et aussi la forme des grains solaires varient d'une partie à Tautre de l'image, et la surface se divise à première vue en plages d'aspect différent. Ce curieux phénomène, appelé réseau photosphérique, est dû très probablement à des variations spéciales de l'atmosphère terrestre ; de nouvelles recherches seront nécessaires pour déterminer sûrement son origine.

La plaque photographique est aussi utilisée de plus en plus dans l'étude spectrale du Soleil. Les premières plaques étaient impressionnées seulement par les rayons du bleu à l'ultra- violet; actuellement le commerce en fournit qui conviennent au spectre lumineux tout entier, et Abney en a fabriqué de spéciales pour les rayons infra-rouges les plus voisins du rouge (deoH-,8 à 11^,4).

Toutes ces plaques sont perfectionnées peu à peu et rendues plus sensibles et de nouveaux progrès sont encore à espérer; car, à tout prendre, la plaque, au moins pour les courtes poses, inférieures à jy de seconde, est encore surpassée par l'œil humain. Les étoiles filantes, si facilement perçues par l'œil, ne sont pas saisies ou sont saisies très rarement par les chambres photographiques, môme munies d'un large objectif, à grande concentration de lumière ; le grain de la rétine est aussi, en général, plus petit que celui de la plaque. Mais l'activité des chercheurs, dans le domaine photographique, est

telle que la plaque semble appelée à suivre une marche toujours ascendante.

En résumé, la photographie, présentée par certains comme un auxiliaire, est, tout au moins, un auxiliaire infmiment précieux. Elle complète l'œil humain imparfait sur beaucoup de points et augmente dans de larges proportions la puissance d'investigation de l'homme. Ses applications s'étendent non seulement à l'Astronomie, mais à toutes les sciences et à tous les actes de la vie courante.