ASTRONOMIE

Le Soleil.

L'activité solaire, très remarquable l'année dernière, est passée par un très grand maximum pendant ces derniers mois, et l'on peut citer l'année 1905 comme exceptionnelle à ce point de vue.

Peu de jours ont été sans taches et les taches enregistrées ont atteint d'énormes proportions.

C'est d'abord la tache du mois de janvier qui a duré trois rotations successives, passant au méridien central le 8 janvier, le 4 février, le 4 mars et le 1" avril. Le 5 février, d'après les mesures prises à l'observatoire de Bourges par l'abbé Moreux, la tache présentait un diamètre 'de 175600 kilomètres, et le inur précédent 180 000 kilomètres.

En 1898, le même observateur avait signalé une tache 3 160000 kilomètres, mais ce qui distinguait la formation de

vrier, c'était que la surface tachée atteignait le chiffre de

• milliards de kilomètres carrés !

' a plus grande tache observée dans les annales de l'astrono-

LANMit SClLNJlilQUL. 1

mie mesurait, en 1858, le chiffre respectable de 230000 kilomètres, mais sa largeur était minime en comparaison, si bien que la première tache de cette année tient le record sans conteste. Cette immense formation a été étudiée en détail par l'abbé Moreux, qui a suivi de près ses évolutions et en a tiré des conséquences fort intéressantes à propos du mécanisme des taches,

Tache solaire du 3 février 1905, 13 heures. Objectif Schaer. Grosseur, 325. (Dessin de l'abbé Th. Moreux.)

qui seraient d'après lui des régions de haule pression sur le soleil, avec hyperthermie locale.

Nous citerons, parmi les observateurs assidus du soleil cette année, M. Gaston Hanetde Paris, Mme Blain-Déjardins, M. SchmoU, M. Tabbé de France, MM. Bruguière, Raijricli, Tremblay, M. Tabbé Marchand, M. Maquaire, etc. Nous ne pouvons donner tous le" noms des amateurs qui observent assidûment le soleil, mai nous devons les féliciter de la tâche entreprise. Sous ce rapport la Société astronomique de France doit recevoir aussi tous le éloges, et la création d'une commission solaire semble avoir fai faire un grand pas à Tobservation du soleil.

COSMOIOGIE: ASTRONOMIE. 3

En même temps, les observatoires où Ton a entrepris la photographie quotidienne du soleil se multiplient à l'en vi. Sans parler des grands observatoires de physique solaire établis en Amérique, de Tobservatoire de South Kensington à Londres, où l'on centralise les clichés obtenus à Maurice et au Cap, et du nouvel observatoire de physique cosmique du P. Cirera en Espagne, nous

Tache solaire du 2 février 1905, 14 liciires. (Dessin de l'abbé Moreux.)

sommes heureux de pouvoir citer des observatoires parliculieis qui apportent leur contribution à l'œuvre commencée.

De cenombre sont les observatoires de Juvisy, avec M. Flammarion, de Nanterre, avec M. Quénisset. Ce dernier a donné, avec de modestes instruments, des iiholographies très remarquableb 'e la surface solaire; ses agrandissements de taches ou de roupes peuvent être cités comme les meilleurs du genre, et euvent^ rivaliser, au point de vue delà netteté, avec les snper- 2s photographies obtenues autrefois à Meudon par M. Janssen. a photographie solaire a été aussi entreprise parTaûbé Moreux Bourges, par l'abbé de France à Versailles, par M. Raurich à

Barcelone. Les clichés offrent un grand avantage sur les dessins de position et rendent au point de vue statistique des services inouïs. Malheureusement, pour les détails, le dessin reste encore très supérieur, et rien ne donne une idée des bouleversements de la surface photosphérique comme les magnifiques sépias que l'abbé Moreux a présentées cette année à l'Académie des Sciences, et qui ont obtenu un immense succès.

Presque toutes les grandes taches de 1905 ont donné lieu à d'importantes perturbations magnétiques, enregistrées simultanément par différents observatoires du monde entier, et particulièrement par celui duVal Joyeux, succursale du parc Saint-Maur, sous la direction de M. Th. Moureaux.

Nous signalerons aussi la grande tache de juillet, photographiée par M. Quénisset, et visible à l'œil nu comme celle du mois de février.

Enfin, en octobre dernier, est apparu le plus grand groupe qu'on ait enregistré depuis qu'on fait des observations solaires. L'observatoire de Bourges a évalué sa grandeur à 195 000 kilomètres, avec une- superficie de 11 milliards de kilomètres carrés. Ce groupe a été signalépourla première fois parle P. Rodriguez,^ directeur de l'observatoire du Vatican, et a été photographié plus particulièrement par M. Raurich, 'de Barcelone, qui a obtenu des épreuves d'une grande finesse. Quelques amateurs l'ont dessiné, entre autres, M. et Mme Touchet de Paris, ainsi que M. Jarson, M. Van der Gratch de la Haye, etc....

Le 23 octobre, une autre tache formidable apparaissait: c'était la sixième visible à l'œil nu cette année, donnant lieu, comme les taches de février, à des aurores boréales visibles même en France.

V éclipse totale du 50 août 1905. — Mais le phénomène solaire qui sans contredit a attiré le plus l'attention du monde astronomique a été la longue éclipse du 30 août. La durée moyenne de la totalité dépassait 3 minutes, temps suffisant pour faire et mener à bonne fin les opérations les plus compliquées.

La trajectoire de l'éclipsé s'étendait du Labrador à l'Arabie, traversant l'Espagne, la Tunisie et l'Egypte. Un grand nombre de missions s'étaient installées sur la ligne centrale de totalité.

Les missions du Labrador eurent mauvais temps et ne puren

voir le soleil. En Espagne,^ quoique plus favorisées, la plupart cependant n'ont eu que des éclaircies, et en général les observations laissent beaucoup à désirer. Wous citerons les principaux travaux, dont les résultats ne sont pas d'ailleurs complètement connus à l'heure actuelle, en passant sous silence les missions qui n'ont pu réaliser leur programme en raison des nuages. A Burgos, M. Meslier, de l'Université de Montpellier, a fait des

Grande tache solaire du 20 octobre' 1905, 1^,48. Observatoire de Nanterre. (Photographie de M. Quénisset.)

mesures relatives à la polarisation de la couronne. 11 résulte de ses chiffres que la polarisation était la même à peu près aux pôles et à l'équateur du soleil à quelques minutes des bords, la proportion étant de 50 pour 100 environ, chiffre déjà trouvé en 1900 par M. Landerer en Espagne.

Dans le voisinage de Burgos, certains observateurs ont été moins bien partagés. Une mission du Bureau des Longitudes installée à Villargamar, non loin de la ville de Burgos, n'a pu observer que pendant une minute ; cette mission était dirigée par M. Deslandres de Meudon. M. Fabry a pu cependant fairedes mesures photométriques. A 5 minutes du bord solaire, la lumière de la couronne représentait 28 centièmes de l'éclat intrinsèque

moyen de la surface lunaire pendant la pleine lune. M. Turner avait trouvé déjà en 1893 un éclat égal à 25 centièmes de celui de la lune. Ces résultats sont donc concordants.

MM. d*Azambuja et Sausot ont pu prendre des mesures dans le spectre calorifique de la couronne avec deux appareils différents.

M. Kannapell a obtenu des épreuves photographiques de la couronne polarisée par réflexion. 11 a aussi obtenu une image de la couronne avec un spectrographe, en isolant la raie verte 2530, image qui donne cette couronne aux pôles du soleil, et qui, à ce point de vue, est nouvelle.

M. Blum, toujours de la même mission, a pu obtenir deux belles épreuves de la couronne intérieure avec des écrans colorés, qui ne laissent passer aucune radiation gazeuse des protubérances.

Le but était de reconnaître si les protubérances émettent réellement un spectre continu plus intense que les régions voisines. La comparaison de ces épreuves avec d*autres épreuves ordinaires permettra de résoudre la question.

Une autre mission du Bureau des Longitudes, comprenant les astronomes de l'observatoire de Bordeaux, n*a eu que de courts intervalles pour l'observation de l'éclipsé. Néanmoins, M. Courty a obtenu de bonnes images photographiques de la couronne. M. Traschel a eu beau temps, et a pu faire d'intéressantes observations. 11 a constaté la courbure des rayons N. E. Les rayons S. 0. atteignaient une longueur double du diamètre du soleil. L'aspect de la couronne n'a pas varié pendant la totalité.

La Société belge d'astronomie s'était aussi installée dans la même région sous la direction de M. Damry. On a pu faire des mesures photogéniques et des photographies.

A AImazan,M. Flammarion, l'éminent directeur de l'obsen'atoire de Juvisy, s'était installé avec un matériel complet, ayant pour astronomes adjoints MM. Quénisset et Penso.

Le ciel s'est montré, hélas, presque constamment couvert. Cependant, au travers d'une éclaircie, on a pu observer et dessiner des protubérances; on a aussi constaté une obscurité moins complète qu'en 1900. Vénus seule a été aperçue.

A Alcosebre où s'étaient rendus MM. Janssen, Millochau, Stephanick et Pasteur, de l'observatoire de Meudon, on put étu-

dier Téclipse dans de bonnes conditions. M. Pasteur a obtenu trois photographies de la couronne avec un grand objectif. M. Millochau a pris des spectrographies de la couche renversante et de la couronne, et M. Stephanick a observé le spectre visuellement.

Sur la côte Est d'Espagne, nous trouvons de nombreuses missions. A Vinaroz, le P. Cortée, qui a pris des photographies à grande échelle ; à Tortosa, le P. Cirera, qui n'eut point besoin de transporter le matériel de l'observatoire de l'Ebre, puisque l'éclipsé passait au-dessus de la contrée. Accompagné d'un personnel nombreux, il a pu obtenir d'intéressantes photographies, ainsi qu'un grand nombre de mesures relatives à l'électricité, au magnétisme et à la météorologie.

Pour apprécier la durée de la totalité, les PP. Wulf et Lucas ont appliqué une nouvelle méthode qu'ils avaient imaginée et qui est fondée sur les propriétés électriques du sélénium.

La djurée observée a été de 2 minutes 48 secondes, tandis que la durée calculée était de 2' 50'. 2. L'appareil à sélénium a donné une durée de 2' 51" 3.

La raie du coronium a été aperçue nettement pendant une éclaircie. On a pu prendre quelques photographies et dessins de la couronne, oii l'on aperçoit très nettement les protubérances. A 50 kilomètres de là, et à plus de 1000 mètres d'altitude, des astronomes de l'observatoire n'ont pu cependant, malgré un ciel clair, apercevoir les protubérances — fait très curieux qui s'explique probablement par la grande luminosité de la couronne.

Les franges d'ombre ont été aperçues un peu partout dans toutes les missions, mais tandis que, de tous côtés, on les a signalées comme distantes entre elles de 20 à 30 centimètres et peu rapides, à l'observatoire de l'Èbre, ces mêmes franges étaient animées d'une grande vitesse, et la partie obscure comme la «arlie claire n'avait que 4 centimètres de largeur.

Ces franges, ainsi que l'a fait remarquer le D' Zona de Palerme,

it probablement une origine atmosphérique.

Les courbes magnétiques, a>sez troublées ce jour-là, ont ma-

festé la tendance à revenir au zéro.

Le potentiel atmosphérique a baissé sensiblement, et l'enre-

streur d'ondes hertziennes a montré pendant Téclipse une

sensibilité différenle à intervalles symétriques par rapport à la totalité, phénomène jusqu'ici inexplicable.

A Alcala de Chisverl, nous citerons la mission de. M. de la Baume Pluvinel, qui a eu un temps assez favorable.

A l'île Majorque, les nuages furent très localisés. A Palma, où s'était établie la mission de sir Norman Lockyer, on a pu cependant obtenir quelques résultats relalivemenl à l'extension coronale et à la couronne intérieure. La mission du P. Algue a eu très beau temps et a pu faire de bonnes photographies.

En Afrique, le ciel a été en général très pdr.

M. Nordmann observait l'électricité atmosphérique àJPhilippeville.

A El-Arrouch, M. Audoyer, de Paris, prit de nombreuses photographies.

A Constantine, le phénomène fut observé en ballon par M. le comte de la Vaulx et M. Jaubert. Aucun résultat sérieux n'a pu être déduit d'ailleurs de cette observation.

A Guelma se trouvaient réunies la mission allemande, avec un formidable instrument de 20 mètres de distance focale, et émission de l'observatoire d'Alger, sous la direction de M. Trépied, qui a pu obtenir des clichés montrant une grande extension coronale. La mission anglaise de M. Dinwiddie a pris des clichés d'une très grande finesse.

A Robertville, M. Salet, de l'observatoire de Besançon, a pu faire des mesures de polarisation.

A Souk-Aliras, une autre mission allemande, dirigée par le professeur Scharr, de Hambourg, a obtenu des images des plus faibles étoiles autour de la couronne, qui serviront à élucider les problèmes des planètes intra-mercurielles.

A Sfax, nous trouvons quatre missions. Mission de l'observation de Greenwich, sous la direction de sir E. Christie qui a pris des clichés de la couronne et des différents spectres. Mission de l'observatoire de Palerme, dirigée par M. Zona. Mission du du Bureau des Longitudes de l'Observatoire de Paris, ayant à sa tête M. Bigourdan : cette mission a obtenu la raie du coronium sur tout le pourtour de la couronne, et a pris quelques clichés de la couronne intérieure et des photographies spectroscopiques avec M. Dehalu , Garrissen et Eysseric. Enfin une .seconde mission du Bureau des Longitudes, dirigée par l'abbé

rossriiUitirE t astiîonosiik. ^

IBrëux, de rnlisr^rvatoire do Itourges, avec MM. Salles, pliy*iicinii an Lab<*rntoiro <lu Collèj^e de France, rabbé Mârchund,

(IMiotograpliie de fn Mission hi Muirux » à Sfax {Tunisie). Pose 8 secondes.

Maqiiaire et Baudun. Cette mission a obtenu des clichés monlrant une très grande extension coronale, la plus forte enregistrée an cours de l*éclipse du 30 aoùL La couronne iulérieure a donué des rayons s'étendant jus(|u*â

quatre diamètres solaires ; elle était ti*ès développée aux pôles du soleil et présentait quelques rayons courbes. La couronne extérieure offre la forme sur les clichés d*un ellipsoïde grossier, dont le grand axe ne mesure pas moins de 13*5, soit près de 24 fois le diamètre du soleil, avec un petit axe ayant environ 8 degrés. Le soleil n'occupe ni le centre, ni l'un des foyers de l'ellipsoïde, dont l'excentricité est voisine de 0,156. Le grand axe de cet ellipsoïde coïncide à peu près avec le plan de l'écliptique, ce qui confirmerait la communauté d'origine de la couronne avec la lumière zodiacale. On a pu aussi tracer les courbes isophotiques de la couronne. Dans la couronne intérieure, l'éclairement diminue à peu prés en raison inverse du carré de la distance, mais cette loi n'est plus vraie pour la couronne extérieure.

M. Salles a fait des mesures d'électricité atmosphérique pendant la totalité; le potentiel est passé lentement de 185 volts à 85 volts, puisa 50 volts. Après un saut brusquejusqu'à 125 volts, il a repris sa- marche normale.

On pense que Tagitation violente de l'air a empêché de constater des résultats très nets et a influencé le collecteur à radium.

A Tripoli, une mission italienne ayant à sa tête M. Pallazo, directeurdu Bureau central météorologique italien, s'est occupée particulièrement de météorologie et d'électricité atmosphérique.

Le professeur Todd a pris un nombre considérable de photographies avec un appareil de son invention rappelant le cinématographe.

A Asouan, en Egypte, nous trouvons un grand nombre de missions russes, américaines et anglaises. Le temps fut très beau, et l'on a pu recueillir une ample moissons de photographies. Les résultats ne sont pas encore connus.

En résumé, les documents sur l'éclipsé, grâce aux missions africaines, sont très nombreux, et il faut espérer qu'on en saura tirer parti et qu'on en déduira des conclusions nouvelles au sujet de la connaissance de l'astre du jour dont nous savons encore si peu de chose.

La parallaxe solaire, — On sait que la parallaxe du soleil est l'angle sous lequel un observateur placé dans le soleil verrait le

[ rayon de la terre. La valeur de cet angle, qu'on peut calculer

par des méthodes indirectes, est absolument nécessaire pour déterminer la question si importante de la distance du soleil à 1 la terre, unité de mesure des astronomes.

I La discussion des observations du passage de Vénus en 1882

n'avait donné que des résultats assez discordants, tous voisins cependant de la valeur 8"80

Plus récemment, M. Chandler, à la suite d'études approfondies sur la constante de l'aberration, avait trouvé le chiffre plus faible de 8"78. M. B. Weinberg d'Odessa a réuni, ces dernières années, environ 130 des valeurs les plus sérieuses de la parallaxe obtenues par diverses méthodes et par différents observateurs depuis 1825, et il a trouvé comme valeur finale pour cette constante 8"804 ±: 0"002 43.

Tel était l'état des choses, quand M. Witt découvrit Eros, cette minuscule planète qui gravite entre la Terre et Mars.

Or,. tout corps proche de la terre peut servir, par sa parallaxe, à trouver celle du soleil. Mars et Vénus avaient déjà donné quelques résultats, mais la première de ces deux planètes est encore, au moment où elle s'approche de la terre, à 56 millions de kilomètres, et la seconde à 40 millions; tandis qu Eros en esta peine éloigné de 29 millions. On conçoit toutes les espérances que fondèrent les astronomes sur l'astre nouveau.

Dans une conférence internationale tenue à Paris, et à l'instigation de M. Lœwy, l'éminent directeur de l'Observatoire, on décida d'employer toutes les bonnes volontés pour les observations d'Eros en vue de la détermination de la parallaxe solaire. 47 observatoires se déclarèrent prêts et ont déterminé la trajectoire de la planète. En même temps, on dressait une liste de plus de 700 points placées près de celte trajectoire et qui devaient servir comme étoiles de repère. Treize observatoires calculèrent la position exacte de ces étoiles à l'aide de la vision directe ; on prit une foule de clichés, et, grâce à ces travaux, on put calculer dans la suite la position exacte d'Eros.

Les photographies demandent encore un examen complémentaire, mais à l'heure actuelle le travail est déjà très avancé.

Dans son rapport annuel pour les travaux de l'Observatoire de Paris, M. Lœwy a rendu compte de ce gigantesque travail en ces termes :

(( Nous sommes parvenus à terminer la mesure et la réduction de la masse énorme des documents se rapportant à la campagne internationale de 1900<190i concernant la parallaxe du soleil.

(( Tous ces résultats figureront en grande partie dans la W* circulaire, dont l'impression est en cours d'exécution. L'Observatoire de Paris était particulièrement tenu, dans cette circonstance, à s'acquitter sans délai des engagements contractés à la conférence internationale de 1900, et à fournir à l'œuvre commune la contribution la plus efficace. L'inspection du tableau qui, dans cet ordre d'idées, résume notre activité, permettra au conseil de juger que nous ne sommes pas restés audessous de notre tâche :

« 46f»l observations méridiennes pour déterminer les positions des étoiles de repère destinées à faire connaître les coordonnées célestes qui correspondent aux images stellaires contenues dans les clichés.

(( 10 858 observations photographiques des étoiles de coinparaison, des étoiles de repère et d'astres voisins de la trajectoire d'Eros.

(( 284 positions équatoriales de la planète obtenues à l'aide . des équatoriaux à vision directe.

(( Le vaste ensemble de positions de la planète Eros, émanant des divers observatoires associés, et obtenues, soit par des mesures micrométriques directes, soit par l'emploi de la méthode photographique, où, dans les deux cas, les astronomes se sont efforcés d'atteindre le plus haut degré d'exactitude, fournira une occasion exceptionnelle de se rendre compte de la valeur relative de ces deux modes d'opération.

(( 11 me semble de toute opportunité de fournir quelques renseignements sur l'état d'avancement de cette importante entreprise internationale, car on n'a pas cessé d'émettre des doutes sur la possibilité de faire paraître dans un délai admissible toute cette quantité énorme de documents accumulés par le travail d'un grand nombre de collaborateurs. L'histoire de la science dans le passé semblait bien en effet autoriser des doutes à ce sujet. Je suis heureux de pouvoir dissiper ces craintes, et d'affirmer que l'apparition de la 11' circulaire va en-

core apporter un nouveau contingent considérable de matériaux homogènes et susceptibles d'être immédiatement utilisés, sans qu'on soit contraint de se livrer à ces longs et fastidieux travaux préliminaires, toujours nécessaires autrefois pour rendre comparables les diverses données. Une seule publication supplémentaire suffira probablement pour mettre à la disposition des savants la presque totalité des travaux effectués dans cette mémorable entreprise, qui a si bien mis encore une fois en lumière Tesprit de solidarité qui, depuis plus d'un siècle, anime les astronomes de tous les pays ».

Et, maintenant, quels seront les résultats ? II serait téméraire de donner des conclusions positives sur la valeur de la parallaxe solaire. Il faut attendre les réductions de toutes les observations, mais, d'ores et déjà, on peut faire quelques prévisions sur les chiffres qu'on obtienflra.

M. Wilson, de Northfield Observatory, a déjà publié les conclusions résultant de l'examen de 67 clichés pris pendant la période de l'automne et de l'hiver 1900-1901. Selon cet astronome, qui ne se prononce pas sur la valeur exacte de la parallaxe, cette valeur serait comprise entre 8"80 et 8"81.

M. Hinks, de Cambridge Observatory, a publié dans Monihly Notices les résultats d'une réduction des mesures de 295 photographies d'Eros fournies par 9 observatoires. Il a obtenu un chiffre se rapprochant de la valeur précédente : 8"7966 ± 0"0047, ce qui donnerait, dans le cas d'rme erreur dans le sens positif, 8"801 . Nous avons vu que la moyenne de tous les résultats sérieux obtenus de différentes façons depuis 1825 donnait aussi 8"80. Ceux du Docteur Gill au cap de Bonne-Espérance, d'après des mesures héliométriques, tendent à la même conclusion.

Il est donc assez facile de calculer entre quelles Hmites reste comprise la distance du soleil à la terre.

En supposant que 6377 kilomètres est la valeur du rayon éqUatorial de la terre, et en adoptant 8"80, on obtient une distance au soleil égale à 149 471 000 kilomètres. Si l'on admet un rayon terrestre égal à 6378 kilomètres, d'après Clarke, la distance deviendrait un peu plus grande, soit : 149 494000 kilomètres.

Une parallaxe de 8"81 donnerait, dan^ l'un et l'autre cas.

une diminution de 170 000 kilomètres. Il y a donc au maximum une incertitude de 90000 kilomètres.

La distance du soleil obtenue à 22000 lieues près est, somme toute un résultat aussi satisfaisant que la mesure de 16'",60 à un centimètre près, ou de 1660 mètres à un mètre près. Cette incertitude sera diminuée de moitié quand nous aurons les résultats complets des observations d'Eros faites pendant la campagne 1900-1901.

Nous connaîtrons alors la véritable distance du soleil à llOOOJieues près. C'est la solution peu banale d'un problème tenté depuis des siècles. .

V Union internationale pour V étude du SoleiL — La réunion de rUnion internationale pour l'étude du Soleil s'est tenue à Oxford, le 27 septembre dernier. L'Institut de France était représenté par M. Janssen, et la Société astronomique de France par MM. Deslandres et de la Baume-Pluvinel. M. Fabry et M. Pérot représentaient la Société de Physique de France.

Les pays représentés étaient : l'Allemagne, l'Angleterre, l'Espagne, les États-Unis, la France, les Pays-Bas, la Russie et la Suède.

Parmi lés 37 délégués présents, se trouvaient M. Weiss, représentant l'Union internationale des Académies.

Les séances ont duré trois jours, et l'Union a voté plusieurs résolutions, dont voici le texte :