Partie colorée

2 Raies obscures

Fig. 23. — Renversement des raies.

I. Spectre de la vapeur de sodium. — II. Spectre d'un solide incandesceni devant lequel on a placé une flamme de sodium : deux raies noires correspondant aux raies brillantes de I et se manifestant dans la partie jaune du spectre.

Photographie astrale. — Enfin il convient, dans l'étude de l'Astronomie physique, de faire une place toute spéciale à la photographie. Ses avantages sont de plusieurs sortes. D'abord aucune observation ne peut lutter avec elle pour la précision. La plaque sur laquelle se gravent les traces lumineuses des étoiles ou des planètes peut être quadrillée ; la détermination de l'ascension droite et de la déclinaison d'une étoile peur rapport à d'autres étoiles connues (c'est-à-dire sa longitude et sa latitude) devient alors des plus faciles.

La photographie permet encore de découvrir des étoiles que l'œil, même armé des plus puissants instruments, ne saurait apercevoir à cause de leur faible luminosité. En effet, en laissant un temps suffisamment long la plaque photographique sur laquelle se fait l'inscription, la lumière envoyée par l'astre d'un faible éclat s'ajoute à elle-même et finit ainsi par donner une trace visible.

Enfin on doit à la photographie la découverte de corps, situés dans le système solaire, que leur petitesse et leur faible éclat ne

78 — rASTBONOMIE

permettaient pas de spécifier : ces corps font partie de ce qu'on nomme « les petites planètes ».

L'appareil qui sert à photographier une région du ciel est en général monté sur un instrument équatoriai, c'est-à-dire qu'il suit les étoiles dans leur mouvement. Une étoile s'y inscrit donc nécessairement comme un point; mais supposons qu'une planète se trouve dans le champ de l'appareil ; au bout d'un certain temps, elle se sera déplacée par rapport aux étoiles qui l'avoisinent sur la sphère céleste et se sera inscrite, par conséquent, non comme un point, mais comme un petit trait continu.

Rappelons enfin l'entreprise internationale de la carte photographique du ciel, suscitée par l'amiral Mouchez ; on peut, dès maintenant, se faire une haute idée des progrès que cette carte fera réaliser à l'Astronomie.

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Vin. — LE SOLEIL

Constitution générale. La Photosphère. — Le disque du Soleil, observé à un fort grossissement, ne présente pas un éclat uniforme. On y distingue çà et là {fig. 24) des iplages plus brillantes que le reste, nommées faculea, et des taches plus ou moins étendues, formées d'un noyau sombre et d'une pénombre. On admet, d'après de nombreuses observations, que ces taches ont la forme d'entonnoirs, laissant à découvert la structure profonde du Soleil, qui offre ainsi à l'extérieur une couche assez mince très lumineuse appelée, pour cette raison, la photosphère, et à l'intérieur une masse plus sombre.

Le Soleil a été, au xix» siècle, étudié surtout par le P. Secchi (1), et, plus récemment, par Janssen (2).

« Les grandes images solaires qui ont été obtenues dans ces dernières années, à robservatoire de Meudon, dit Janssen, ont révélé des phénomènes de la surface du Soleil que ne peuvent montrer nos plus grands instruments d'observation et qui ouvrent un champ nouveau à ces études. Par leur aide nous connaissons enfin la véritable forme de ces éléments de la photosphère sur lesquels il avait été émis tant d'assertions différentes et contradictoires. Ces éléments sont constitués par une matière fluide qui obéit avec facilité h l'action des forces extérieures. Dans les points de calme

(l) Directeur de l'observatoire du Collège Romain, auteur d'un ouvrage sur le Soleil (Paris, Gauthier- Villars, 1870).

(«) Janssbn (Pierre), né à Paris en 1824, mort en 1907. — De 1865 à 1871, il professa un cours de physique générale à TÉcole spéciale d'architecture. Il fut chargé de oombreuses missioDS scientifiques au Pérou, en Italie, pour étudier les raies telluriques du spectre solaire, etc. En 1868, pAr l'observation d'une éclipse de Soleil, il découvrit la nature des protubérances. En I87l, il constata l'existence d'une nouvelle et dernière enveloppe gazeuse du Soleil, qu'il nomma atmosphère corouale. Il fonda, à Meudon, un observatoire d'Astronomie physique. Il fut élu membre de T Académie des sciences en 1873. Ses travaux se rapportent surtout à l'analyse spectrale et à l'étude physique des astres. On lui doit un instrument, le compas aéronautique, qui permet de fixer à chaque instant, sur la cane, la posL< uon d'un aérostat.

relatif, la matière photo sphérique prend des formes qui se rapprochent plus ou moins de la sphère, et l'aspect est celui d'une granulation générale. Au contraire, partout où régnent des courants et des mouvements de matière plus violents, les éléments granulaires sont plus ou moins étirés et prennent des aspects qui rappellent des formes de grains de riz, de feuilles de saule ou même de véritables filaments.

i< Mais ces régions, où la photosphère est plus agitée, forment des plages limitées. Dans les intervalles, c'est la forme

- Couronna blanëKS"

î^ig. !4. — Coupe tliéoriqua du Soleil.

granulaire qui s'observe (^j. 26). Il résulte de cette constitution particulière que la surface du Soleil offre l'aspect d'un réseau dont les mailles seraient formées par des chapelets de grains pins ou moins réguliers, montrant dans les intervalles des corps étirés, allongés dans toutes les directions {p.3. 27). »

Chromo aphère et ProtubéraDces. — Les éclipses nous ofErent

un remarquable moyeu d'observation. Elles ont permis de reconnaître que la surface du Soleil, loia d'être rigoureusement sphérique, est hérissée de dentelures ou protubérances {/îj, 24 et 25). Aussitôt, en effet, que le disque du Soleil est entièrement recouvert par celui de la Lune, on voit apparaître » ces protubérances d'un rose corail qui se détachent sur le fond d'une auréole doucement lumineuse, de couleur blanche mate et comme veloutée u. Ces flammes s'élèvent parfois â des hauteurs égales à 10 fois le diamètre de la Terre. Ces protubérances font partie d'une couche rose

qui entoure le Soleil, et qu'on nomme à cause de sa teinte la chromosphère {fig. 24) : sorte d'atmosphère peu .élevée sur la plus grande partie de la surface solaire, sauf aux points où elle s'est soulevée pour former les flammes qui constituent la protubérance.

« Au Soleil d'Herschel et d'Arago, formé d'un noyau central et d'une enveloppe lumineuse nommée la photosphère, vient s'ajouter une couche formée principalement d'hydrogène incandescent. Cette couche, en contact immédiat avec la photosphère , est très mince ; elle a seulement 8 à 12" d'épaisseur (1); elle est le siège de petites éruptions de vapeurs métalliques provenant de la

photosphère et où dominent le sodium, le magnésium et le calcium. Mais fréquemment, surtout à l'époque où les taches solaires deviennent abondantes, s'élèvent du globe solaire de formidables éruptions d'hydrogène, qui traversent cette même enveloppe, la chromosphère, et s'élèvent jusqu'à vingt et trente mille lieues de hauteur. Ces éruptions, ce sont les protubérances des éclipses totales, dont la nature est ainsi révélée et les formes parfaitement expliquées. »

Ces indications si précises sont dues à l'emploi du spectroscope. En effet le spectre fourni par la lumière solaire n'est pas continu : il contient un très grand nombre de raies noires. Ces raies ont été soigneusement étudiées et classées; on en compte aujourd'hui 20 000, fixées toutes, à un dix-millionième de millimètre près, au moyen des spectroscopes à très grande dispersion. Ces raies ne sont autres que celles du spectre renversé d'un certain nombre de métaux connus, et on admet alors l'hypothèse suivante :

La phptosphère, formée de matières liquides incandescentes, don-

Fig. Î5. — Protubérance solaire en forme de flamme, observée le 15 août 1890.

(1) On sait que le diamètre apparent du Soleil mesure 1 920''.

nprait, si elle était seule, un spectre continu ; mais la chromosphère, formée de vapeurs incandescentes, absorbe certains rayons, exactement comme dans l'expérience de Foucault que nous avons citée plus haut, et des raies noires apparaissent alors dans le spectre à la place même des raies brillantes qu'offrirait le spectre de la chromosphère seule. On peut donc connaitre par ce moyen la constitution de l'atmosphère solaire. Il s'y trouve de l'hydrogène, du sodium, du magnésium, du carbone et beaucoup d'autres métaui.

D'autre part.

l'or, le platine, J ânssea a ré ussi à observer, au moyen duspec-

protubèrances, m ème en detiors du phéjiomène des éiflipses.

Pour cela il di- ^"'^ rigéait la' fente'

du. spectro's-

, „ , ., . cope.surlebord.

du Soleil et son instrument ne recevait ainsi que la lumière fournie par la chromosphère. Voici comment il eipose les principes de sa' méthode :

« Le jour de l'éclipse, le Soleil brilla dès son lever, bien qu'il fût encore dans une couche de vapeurs ; il s'eii dégagea bientôt; au moment où nos lunettes nous signalaient le commencement de l'éclipse, il brillait de tout son éclat.

B Bientôt le disque solaire se trouve réduit à une mince faucille lumineuse. On redouble d'attention. Les fentes spectrales sont tenues en contact avec la portion du limbe lunaire qui va éteindre les derniers rayons solaires, de

manière que ces fentes seront amenées par la Lune ellemême dans les plus basses régions de l'atmosphère solaire, quand les deux disques seront tangents.

i< L'obscurité a lieu tout à coup et les phénomènes spectraux changent subitement d'une manière bien remarquable.

« Deux spectres formés de cinq ou six lignes très bril-, lantes, rouge, jaune, verte, bleue, violette, occupent le champ spectral et remplacent l'image pris- ■ matique solaire qui vient de disparai tre. Ces spectres, hauts

nune

minute, se Fig- «.- Tiche» nuire».

correspondent raie pour raie : ils sont séparés par un espace obscur, où on ne distingue aucune raie brillante. Le chercheur montre que ces deux spectres sont dus à deux magnifiques protubérances, qui brillent maintenant & droite et à gauche de la ligne des contacts oii vient d'avoir lieu l'extinction. L'une d'elles surtout, celle de gauche, est d'une hauteur de plus de trois minutes; elle rappelle la flamme d'un feu de forge, sortant avec force des ouvertures du combustible, poussée par la violence du vent. La protubérance de droite présente l'aspect d'un massif de montagnes neigeuses, dont la base reposerait sur le limbe de la Lune, et qui seraient éclairées par un soleil couchant.

(•Témoin de l'éclat des lignes des protubérances et comme inspiré par la beauté du phénomène que j'avais devant les yeux, je dis aux observateurs qui m'entouraient : « Je ver- « rai ces lignes-là en dehors des éclipses. i> Si le temps l'eût

84 — L'ASTBONOMIE

permis, j'aurais tenté immédiatement de les suivre après la réapparition du Soleil ; mais le ciel se couvrit après l'éclipsé. Pendant la nuit du 18 au 19 août, la méthode pour retrouver ces lignes et en déduire la forme et la situation des protubérances se formule nettement à mon esprit. Levés ft 3 heures du matin, M. Redier et moi, nous fimes rapidement les quelques préparatifs indispensables, et, vers 10 heures, je retrouvais, dans les régions protubérant! elles de la veille, les lignes de leur spectre. M. Redier les vit et fut initié à la méthode et aux conséquences que je comptais en tirer.

" Considérée dans son principe, la nouvelle méthode repose sur la différence des propriétés spectrales de la lumière des protubérances et de la photosphère. La lumière photosphérique, émanée de particules solides ou liquides incandescentes, estincomparablement plus puissante que celle des protubérances due & un rayonnement gazeux. Aussi a-t-il été jusqu'ici à peu près impossible d'apercevoir les protubérances en dehors des éclipses; mais on peut renverser les termes de la question en s'adressant à l'analyse spec- P^iui,*«^e*'"ta1™. ^^^^^- ^'^ ^^^*' •* lumière solaire se iH»m*ur = 3iidiMm*i™ distrlbue par l'analyse, dans toute l'élïiTc.ire.j. tendue du spectre, et par là s'affaiblit

beaucoup; les protubérances, au contraire, ne fournissent qu'un petit nombre de faisceaux, dont l'intensité reste très comparable aux rayons solaires correspondants. C'est ainsi que les raies protubéranti elles sont perçues très facilement dans le champ spectral, sous le spectre solaire, tandis que les images directes des protubérances sont comme écrasées par la lumière éblouissante

de la photosphère. Uae circonstance fort heureuse pour la nouvelle méthode vient s'ajouter à ces données favorables. En eflfet, les raies lumineuses des protubérances correspondent à des raies obscures du spectre solaire. Il en résulte que, non seulement on les aperçoit plus facilement dans le champ spectral sur les bords du spectre solaire, mais qu'il est même possible de les voir dans l'intérieur de ce spectre,

Fie- *»- — SpBcirohcIiographe de Halo.

et par conséquent de suivre la trace des protubérances sur le globe solaire même.

ic Le lendemain 19, levé à 3 heures du matin, je fis tout disposer pour de nouvelles observations.

« Le Soleil se leva très beau. Aussitôt qu'il fut dégragé des plus basses vapeurs de Tborizon, je commençai à l'explorer. Voici comment je procédai : par le moyen du chercheur de ma grande lunette, je plaçai la fente du spectroscope iîur le bord du disque solaire, dans la région même où, la veille, j'avais observé les protubérances lumineuses. Cette fente. placée en partie sur le disque solaire et en partie en dehors, donnait par conséquent deux spectres, celui du Soleil et celui de la région protubérantielle. L'éclat du spectre solaire était une grande difficulté ; je la tournai en masquant dans le spectre solaire le jaune, le vert et le bleu, les portions les plus brillantes. Toute mon attention était dirigée sur la

ligne C, obscure pour le Soleil, brillante pour la protubérance, et qui, répondant à une partie moins lumineuse du spectre, devait être beaucoup plus facilement perceptible.

Il J'étais depuispeu de temps occupé à étudier la région protuhérantielle du bord occidental, quand j'aperçus tout à coup une petite raie rouge, brillante, de 1 à 2 minutes, formant le prolongement rigoureux de la raie obscure C du spectre solaire. En faisant mouvoir la .fente du spectroscope de manière à balayer méthodiquement la région que j'explorais, cette ligne persistait, mais elle se modifiait dans sa longueur et dans l'éclat de ses diverses parties, accusant ainsi une grande ' variabilité dans la hauteur et dans le pouvoir lumineux des diverses régions de la protubérance.

« Cette exploration fut

Fig, an. — Specirohiliographe montrant faite à trois reprises difla ligna K «Hr 1. diaquB « 18 bord ïolairt. férenteS, et tOUJOUrS la

ligne brillante apparut dans les mêmes circonstances. Peu après je constatai que la raie brillante F se montrait en même temps que C. ,

Il Dans l'après-midi je revins encore à la région étudiée le matin; les lignes brillantes s'y montrèrent de nouveau, mais elles accusaient de grands changements dans la distribution de la matière protubérantielle ; les lignes se fractionnaient quelquefois en tronçons isolés qui ne se réunissaient pas à la ligne principale, malgré les déplacements de la fente d'exploration. Ce fait indiquait l'existence de nuages isolés, qui s'étaient formés depuis le mâtin. Dans la

région de la grande protubérance, je trouvai quelques lignes brillantes, mais leur longueur et leur distribution accusaient, là aussi, de grands changements.

« Ainsi se trouvait démontrée la possibilité d'observer les raies des protubérances en dehors des éclipses, et d'y trouver une méthode pour l'étude de ces corps.

« Ces premières observations montraient déjà que les coïncidences des raies C et F étaient bien réelles et, dès lors, que l'hydrogène formait en effet la base de ces matières circumsolaires. Elles établissaient, en outre, la rapidité des changements que ces corps éprouvent, changements qui ne pouvaient être pressentis pendant les si courtes observations des éclipses.

« En suivant avec beaucoup d'attention les lignes protubérantielles, j'ai quelquefois observé qu'elles pénètrent dans les lignes obscures du spectre solaire, accusant ainsi un prolongement de la protubérance sur le globe solaire luimême. Ce résultat était facile à prévoir, mais l'interposition de la Lune eût toujours rendu la constatation impossible pendant les éclipses. »

La Couronne. — Enfin on aperçoit des jets de lumière s étendant beaucoup plus loin que la chromosphère, assez semblables aux pétales d'une fleur, et que l'on nomme la couronne ou atmosphère coronale. Son éclat est plus faible que celui de la chromosphère ; aussi n'a-t-on pas pu encore l'observer en dehors des éclipses. Son existence ne peut s'expliquer par un simple rayonnement du Soleil, comme le montre l'étude de son spectre ; on y découvre en outre une raie spéciale, indiquant l'existence dans la couronne d'une substance nouvelle nommée hélium, qui suffit à la caractériser.

Voici, d'après Janssen, les résultats de quelques remarquables observations de la couronne solaire :

.« On sait que le phénomène des éclipses totales emprunte principalement sa splendeur, non aux protubérances, mais à la magnifique auréole qui entoure l'astre éclipsé. Cette auréole ou couronne, avec ses rayons en gloire, ses gerbes et tous ses appendices lumineux, paraît quelquefois occuper dans le ciel un espace trois à quatre fois plus grand que celui du Soleil lui-même.

« Mais ce phénomène est aussi énigmatique que ravissant. Chaque fois qu'une éclipse totale a permis de l'étudier, il s'est présenté avec ' des apparences si irrégulières, si bizarres, si changeantes, qu'il a été impossible, avec les ressources ordinaires de l'optique, d'en découvrir la cause. C'est l'analyse spectrale, combinée avec la méthode polariscopique, qui nous a permis de pénétrer, en grande partie du moins, l'énigme de la couronne solaire.

« La couronne fut particulièrement étudiée, avec le spectroscope, en 1869 et dans les éclipses suivantes.

« En 1869, l'éclipsé avait lieu dans l'Amérique du Nord. Les savants américains recueillirent alors des faits très importants, parmi lesquels il faut citer plusieurs photographies de la couronne qui montraient le pouvoir actinochimique du phénomène et la constatation de cette raie verte qui paraît caractériser le spectre coronal. »

Observation de 1870, — « L'année suivante, le 22 décembre 1870, une nouvelle éclipse avait lieu dans le bassin méditerranéen. Cette fois, la plupart des nations savantes prirent part aux observations. De nombreuses commissions vinrent s'échelonner sur l'étroit parcours du phénomène, en Sicile, en Afrique et en Espagne.

<( Quant à la France, elle était alors envahie et Paris assiégé. Plusieurs de mes amis d'outre-Manche, désireux de me voir prendre part aux observations, avaient eu la généreuse pensée de demander à M. de Bismarck ma libre sortie de Paris, et leur demande allait être accordée, mais je m'étais mis en mesure de me passer de la générosité de nos ennemis. Avec le concours du Gouvernement, et sous les auspices de l'Académie des sciences, j'avais préparé une sortie de Paris par la voie aérienne. Un ballon (le Volta)y semblable à ceux que le Gouvernement faisait construire pour le service des dépêches, fut mis à ma disposition. J'emportai un télescope d'un modèle nouveau, qui devait donner de l'auréole un spectre quinze ou seize fois plus lumineux qu'une lunette astronomique ordinaire et permettait en conséquence de lever les principales difficultés qui avaient été rencontrées dans l'analyse du mystérieux

phénomène. Ce télescope, dont le miroir avait 0™,40 de diamètre, était plutôt un instrument d'observation que de voyage et la voie que j'allais suivre ne semblait guère en permettre le transport; mais je m'assurai que ces difficultés n'étaient pas insurmontables. Le corps de l'instrument pouvait être remplacé, pour une courte observation, par un corps provisoire construit en Algérie où j'allais observer. J'emportai donc seulement le miroir monté et tous les organes. Ces diverses pièces furent emballées et réparties dans quatre caisses pleines de rognures de papier qui servirent à les coussiner de telle sorte que les chocs les plus violents n'auraient pu les endommager. Les caisses, cerclées de fer et rembourrées extérieurement, furent distribuées autour de la nacelle de l'aérostat.

« Je partis le 2 décembre, à 6 heures du matin, le jour même de la bataille de Champigny. J'étais accompagné d'un marin pour m'aider dans les manœuvres, mais je conduisais moi-même. Nous traversâmes les lignes ennemies à 800 mètres ; mais bientôt le Soleil agissant sur le gaz de l'aérostat, nous nous élevâmes progressivement jusqu'à 2 000 mètres. La boussole indiquait la route de Brest. A 11 heures, nous étions à l'embouchure de la Loire, en face de l'Océan. Une descente rapide nous fit atterrir à temps. Nous avions parcouru la distance de Paris à Nantes en cinq heures. Un train spécial nous conduisit à Tours, où je vis les membres du Gouvernement et M. Thiers, alors de retour de sa patriotique tournée en Europe. De Tours, je me rendis à Marseille et à Oran, où je devais observer. J'avais choisi une station aux environs de la ville, à la Tour-Combes. Une mission anglaise, comptant parmi ses membres MM. Huyghens, Tyndall, l'amiral Onnaney, était venue également à Oran pour observer l'éclipsé.

« Plusieurs jours avant le phénomène, le télescope était muni d'un corps nouveau et tout était disposé pour l'observation. Mais la fortune ne souriait pas alors à notre cher et malheureux pays; la pluie tombait à Oran depuis assez longtemps déjà et d'une manière tout à fait exceptionnelle. Cependant, pour augmenter nos chances, j'avais envoyé des

observateurs dans les provinces d'Alger et de Constantine, mais ce fut en vain; le jour de l'éclipsé (22 décembre 1870), le ciel fut couvert presque partout en Algérie et il fut impossible de faire aucune observation nouvelle.

« En Sicile et en Espagne, quelques observations furent faites à travers des éclaircies du ciel. Les résultats furent analogues à ceux de l'année précédente. Il convient de citer spécialement la belle observation du professeur Young, qui constata le renversement du spectre à la base de la chromosphère.

« Cependant, ces observations laissaient encore la nature du phénomène indécise. Presque tous les observateurs avaient trouvé le spectre coronal continu, ce qui indiquait une couronne produite par des matières solides ou liquides, et cette opinion fut nettement avancée. D'un autre côté, la présence d'une raie lumineuse et celle de la polarisation, incontestablement constatée, accusaient, au contraire, un phénomène de nature gazeuse.

« Tel était l'état de la question en 1871, en préséance d'une nouvelle éclipse qui devait avoir lieu en Asie et en Australie. Le phénomène excita une vive émulation en Europe. La France, l'Angleterre, l'Italie, la Hollande, reprirent une part active aux observations.

« J'eus l'honneur d'être désigné par le Gouvernement français et le Bureau des Longitudes. »

Observation de 1871, — « J'observai cette éclipse à Shoolar, dans les monts Neelgherry (Hindoustan), et je fus favorisé par un ciel d'une pureté que je n'ai jamais vue, ni avant, ni depuis.

« La totalité approchait. Je m'étais immédiatement trac-é un programme, car l'éclipsé totale était seulement de deux minutes; on ne pouvait songer qu'à quelques observations, mais tellement choisies qu'elles pussent lever définitivement les doutes qui planaient encore sur la nature de la couronne.

« Je devais m'attacher surtout à bien déterminer la véritable nature du spectre coronal, et si, comme je le croyais, il présentait les caractères d'un spectre de gaz, déterminer

quels sont ces gaz et quels rapports de nature ils présentent avec ceux des protubérances, terminer en examinant si les données de l'analyse spectrale s'accordent avec celles de la polarisation. Mais, avant tout, je devais consacrer quelques

secondes à l'examen de la couronne dans la lunette pour me former une idée exacte du phénomène et arrêter les points où l'étude spectrale devait porter,

" Cependant, le Soleil va être complètement éclipsé : il est actuellement réduit k un mince filet lumineux qui, bientôt, se résout en grains séparés. Je fais tomber le verre obscur de la lunette et la couronne apparaît dans toute sa splendeur.

« Autour de la Lune brillent plusieurs protubérances, d'un rose corail, qui se détachent sur le fond d'une auréole lumineuse, de couleur blanche, mate et comme veloutée.

« Les contours de cette couronne sont ir réguliers, mais assez nettement terminés. La forme générale est celle d'un carré curviligne centré sur le Soleil et débordant celui-ci d'un demi-rayon dans les parties les plus basses et de plus du double vers les angles. Aucune diagonale n'a la direction de Féquateur solaire. Cette couronne présente une structure très curieuse dont on peut se servir pour résoudre plusieurs points de théorie. On y distingue plusieurs traînées lumineuses .qui, partant du limbe lunaire, vont se rejoindre dans les hautes parties de la couronne. L'apparence est celle d'une ogive ou d'un pétale de fleur de dahlia. Cette structure se répète tout autour de la Lune et, dans son ensemble, la couronne figure comme une fleur lumineuse gigantesque dont le disque noir de la Lune occuperait le centre.

« Je m'arrache à l'extase dans laquelle cet incomparable phénomène m'avait jeté un instant pour accomplir mon programme. J'examine si la couronne présente des diff^érences essentielles au point de contact et au point opposé. Je ne trouve point de différence. Je suis alors quelques instants le phénomène, afin de voir si le mouvement de la Lune va apporter quelques changements importants dans la structure initiale de la couronne ; or, rien de semblable ne se produit. Ces épreuves me donnent la conviction complète que j'ai devant les yeux l'image d'un objet réel situé au delà de notre satellite, et dont celui-ci découvre les diverses parties par les progrès de son mouvement.

« Ayant terminé cet examen, je reviens aux éléments lumineux du phénomène. Ma vue ayant encore toute sa sensibilité, je commence par l'examen du spectre des parties les plus hautes et les moins lumineuses de la couronne. Je place la fente du spectroscope à deux tiers de rayon environ du bord lunaire. Le spectre se montre beaucoup plus vif que je ne m'y attendais à cette distance, résultat qui tient évidemment au grand pouvoir lumineux de l'instrunient et à l'ensemble des dispositions adoptées. Ce spectre n'est pas con-

tinu : je reconnais de suite les raies de l'hydrogène et la raie dite verte. C'est un premier point très important. Je déplace la fente en restant toujours dans les hautes régions de la couronne : les spectres présentent toujours la même constitution. Partant d'une de ces positions, je descends peu à peu vers la chromosphère, examinant très attentivement les changements qui peuvent se produire. A mesure que j'approche de la Lune, les spectres prennent plus de visibilité et paraissent s'enrichir, mais ils restent semblables à euxmêmes comme constitution générale. Dans les hauteurs moyennes de la couronne, de trois à six minutes d'arc, la raie obscure D se perçoit ainsi que quelques lignes obscures dans le vert; mais celles-ci sont à la limite de visibilité. Cette observation prouve la présence dans la couronne de la lumière solaire réfléchie ; mais on sent que cette lumière est noyée dans une émission lumineuse étrangère et abondante.

« J'aborde alors l'observation très importante qui doit me donner les rapports spéciaux entre la couronne et les protubérances. La fente est placée de manière à couper une portion de la Lune, une protubérance et toute la hauteur de la couronne.

« La protubérance donne un spectre très riche et d'une grande intensité ; je n'ai point le temps d'en faire une étude détaillée. Le point capital, ici, est de constater que les principales raies de la protubérance se prolongent dans toute la hauteur de la couronne, ce qui démontre péremptoirement l'existence de l'hydrogène dans celle-ci.

« La raie verte, si vive dans le spectre de la couronne, parait s'interrompre dans le spectre de la protubérance, résultat très remarquable. Je donne encore quelques instants pour bien constater la correspondance exacte des raies de la couronne avec les principales raies de l'hydrogène dans la protubérance.

« Ainsi, les deux analyses spectrale et polariscopique, bien interprétées, s'accordent sur cette double origine^ de la lumière coronale, et toutes les observations se réunissent pour montrer l'existence de ce milieu circumsolaire.

« La densité de l'atmosphère coronale doit être extrême-

94 — UASTHONOMIE

ment faible. En eflfet, on sait que le spectre de la chromosphère, dans ses parties supérieures, est celui d'un milieu hydrogéné excessivement raréfié ; or, comme le milieu coroual, d'après les indications spectrales, doit être infiniment moins dense encore, on voit à quelle rareté ce milieu doit atteindre. Cette conclusion est encore corroborée par des observations astronomiques. La science a enregistré le passage de comètes à quelques minutes seulement de la surface du Soleil ; ces astres ont dû traverser l'atmosphère coronale, et, cependant, malgré la faiblesse de leur masse, ils ne sont pas tombés sur le Soleil. »

Conclusion. — « Pour résumer les conquêtes de l'analyse spectrale, relativement aux enveloppes gazeuses solaires, disons que l'application de cette méthode a permis d'en reconnaître trois bien distinctes, en laissant pour le moment de côté la lumière zodiacale, dont l'origine et la nature ne sont pas encore bien connues.

« Immédiatement au-dessus de la photosphère, qui est l'enveloppe dont le pouvoir émissif l'emporte sur tous les autres et qui donne à l'astre son pouvoir rayonnant, nous voyons d'al^rd une couche très basse, de quelques secondes à peine, formée de vapeurs métalliques, incandescentes, plus légères que celles que l'on trouve dans la photosphère ; audessous vient la chromosphère, dont la hauteur véritable est de 8 à 12 secondes, couche encore très chaude où domine l'hydrogène avec de fréquentes injections de vapeurs métalliques de magnésium; enfin, V atmosphère coronale, atmosphère très rare, très haute, beaucoup moins chaude,très tourmentée, atmosphère qui est rarement en équilibre et où déjà doivent se faire sentir ces phénomènes que la matière cométaire éprouve quand elle s'approche du Soleil. Toutes ces causes, associées à la présence au moins fréquente d'anneaux de météorites, concourent pour donner à cette enveloppe solaire cet aspect et ces formes bizarres qui ont défié pendant si longtemps la sagacité des astronomes. »

JX. — LES PLANÈTES

Constitution des planètes. — La constitution des planètes est aujourd'hui assez bien connue, grâce à l'emploi des instruments puissants dont disposent les astronomes modernes et surtout du spectroscope. En général, elles sont formées des matières, que l'on rencontre sur la Terre et sur le Soleil, portées à des températures diverses, ce qui tendrait à confirmer les vues de Laplace touchant une origine commune de toutes les planètes, issues d'après lui de la substance du Soleil, comme nous l'avons indiqué plus haut.

Les planètes sont-elles habitées ? Telle est la question qui intéresse aujourd'hui le plus Ifes personnes étrangères à l'Astronomie, car, pour les astronomes, cette question apparaît comme tellement insoluble à l'heure actuelle qu'il ne faut pas songer à la traiter avjec quelque apparence de rigueur scientifique. On a démontré en effet que pour pouvoir découvrir des êtres vivants de l'ordre de grandeur de ceux que nous connaissons, sur un astre tel que la Ltme, il faudrait des grossissements bien supérieurs à ceux que l'on peut espérer réaliser d'ici longtemps encore. En fait, la question est donc insoluble ; mais théoriquement peut-on admettre la possibilité de la vie sur les planètes que nous connaissons ? Le problème est encore très complexe ; si l'on suppose que la vie n'est possible que sous une forme analogue à ^ celle que nous connaissons sur la Terre, la question peut entrer dans le domaine de la discussion : c'est ce qu'a tenté Faye, et on lira plus loin les considérations auxquelles il a été conduit. Mais cette supposition n'est pas la seule que Ton puisse faire. Hé quel droit affirmer qu'il n'est qu'une forme possible de la vie? Peut-être la Nature est-elle capable de réaliser sur une planète brûlante comme Jupiter des êtres sentants et pensants, formés sans doute d'une façon et de matières différentes de celles que nous constatons sur la vie terrestre. Cette hypothèse n'a rien en soi de contradictoire, mais il faut avouer que nul ordre de faits n'en rend pour nous la discussion abordable.; aussi sort-elle du domaine proprement scientifique.

Les astronomes s'accordent aujourd'hui à penser que la Lune n'est pas habitable. D'abord elle ne possède pas d'atmosphère, ou, si cette atmosphère existe^ elle doit être très raréfiée : voici les principales raisons qui fondent cette hypothèse.

Quand une étoile vient à passer derrière le disque solaire, elle

disparait subitement : si la Lune était entourée d'une atmosphère, la lumière ne s'éteindrait que progressivement. De même les extrémités du croissant, au lieu de se prolonger par une lueur crépusculaire, qui serait due Ë l'écUirement de l'atmospiière, apparaissent comme très nettes.

Enfin on ne constate, lors des éclipses de Soleil, aucune auréole

Fig. a

— La LuDfl dana deu

phfls.

lumineuse; et le spectre de la lumière lunaire n'est autre que celui de la lumière solaire, sans raies atmospliériques d'aucune

L'eau doit également faire défaut à la surface de la Lune, car elle produirait des ouages capables de modifier l'éclairement du disque lunaire; or celui-ci demeure constant.

11 Le résultat de cette enquête est (1), comme on le ■voit, défavorable à l'existence actuelle, en quantité appréciable, de l'eau, de l'air et de la glace sur la Lune. Les conditions climatériques ne sauraient donc y être que très âpres, non seulement dans la région polaire, à peine touchée d'un Soleil rasant, mais dans les zones équatoriales. Privées du manteau protecteur que nous font l'air et la vapeur d'eau.

(IJ LŒVÏ

[, £l\tit d< la IV

LES PL ANÈTES — 97

elles subissent avec aggravation le même régime que les plus hautes montagnes terrestres : sécheresse extrême, rayonnement nocturne intense, température moyenne très basse. On ne saurait guère imaginer de milieu plus défavorable pour la vie; et comme les formes organisées, même les plus rudimentaires, Manquent sur la Terre aux grandes altitudes, il est impossible de concevoir celles qui pourraient s'adapter à la Lune dans son état présent.

<i La même solution semble valable, si haut qu'on veuille remonter dans le passé.

Sans doute les éléments de notre atmosphère ont existé sur notre satellite ; l'eau y a exercé, sous forme de vapeur, une action énergique et créé un relief plus accusé, dans l'ensemble, que celui

de la Terre; mais elle Fig. 33.- L» planée Salurno et bod aDnean.

y était déjà rare quand

Ja température superficielle est descendue au point de condensation, presque entièrement absente quand elle s'est abaissée au point de congélation. Les conditions d'humidité et de température exigées par le développement des organismes terrestres ne se sont donc jamais trouvées réunies sur la Lune. Soiï histoire offre des traits communs avec l'évolution primitive de la Terre, aucun, à ce qu'il semble, avec la période contemporaine. La Lune nous apparaît donc comme un monde frappé d'un arrêt prématuré dans son développement, fixé sous sa forme définitive et devenu spectateur immuable de nos agitations. »

L'examen du disque luoaire nous montre que le sol y est fort accidenté et que la Luoe a dû être, lors de sa formation, le siège de violentes convulsions géologiques. Ses montagnes, que l'on mesure au moyen de leurs ombres projetées, sont considérables relativemerit à son volume ; les plus hautes (8 300 m.) atteignent le 1/200 de son rayon, tandis que sur la Terre l'Himalaya (8 840 m.J ne représente que le 1/720 du rayon terrestre (fig. 33).

On peut apercevoi

posent les Observatoires modernes e l(iO kilomètres, de longues raies blanchâti fonds. On leur a donné le nom de rainure; foisjusqu'à des centaines de kilomËtres, a^ mètres et une profondeur de 500 mètres.

11 ne saurait donc y avoir de vie sur no'

i, avec les puissantes lunettes dont di.i-

approchent la Lune à

il de

e satellite. En < même dans te reste de notre système solaire ?

Voici quelques explications de Faye à ce

«Lorsque l'Astronomie présentait la Terre comme le globe central autour duquel tous les astres étaient distribués à leur rang: et à leur place ; lorsque l'univers était figuré comme une vaste sphère

Fig. M, - La planète Jupiter, avBC m» bsodea creUSC entourant

soml>re8, formées probable tnani pat dei nuage» , , . . ,

dont la cocflguratioii est variable. DOtrC glODe, Centrée

sur lui, tournant régulièrement autour de lui avec son Soleil, sa Lune, ses planètes et ses étoiles, pour lui ménager toutes les conditions de la vie, la chaleur, la vicissitude des saisons, etc., l'homme pouvait se croire le centre de l'univers et le but unique de la création. Au xvii' siècle, toutes ces illusions ont disparu pour faire place au sentiment de notre isolement et de notre insigniiiance matérielle en face des masses écrasantes de l'univers.

« Mais la satisfaction d'apprendre que deux ou trois esprits supérieurs avaient deviné le secret de notre isolement et de notre faiblesse était, il faut l'avouer, une maigre compensation pour tant d'illusions perdues. De là l'idée de la pluralité des mondes habités, avec laquelle Fontenelle et ses contemporains tâchent de dédommager les lettrés en leur

présentant l'univers comme un vaste ensemble de mondes indépendants qui assurent spontanément à la vie, dans toute sa plénitude et sous toutes ses faces, un développement illimité. La science actuelle, prise à la surface, semble confirmer ce courant d'idées médiocres qui a succédé effectivement aux doctrines de Vancienne philosophie.

Conditions de température. — «'Mais en y regardant de plus près, on verra que la science actuelle a d'autres tendances. Tâchons de les mettre en relief en examinant les conditions astronomiques de la vie, telle que l'analyse spectrale et l'étude approfondie de la constitution des astres ] nous permettent de dit

les concevoir aujour- (^^ '"rtM"tîtil'wrai^i":iïVtt^Wo''J'd° «'''rai'ù'n d'bui; et partant de donbr» «td» lumièrt.)

cette idée simple, que

ces conditions prises dans leur g-énéralité doivent être partout les mêmes, considérons tout d'abord la première qui est relative à la température. Les g'ermes quelconques ont besoin, pour conserver leur vie latente, que la température ne dépasse pas 60° et, pour se développer, qu'elle ne descende pas jusqu'à la congélation de l'eau. Sur la terremême, où les eaux, le sol et les airs sont si largement peuplés, il y a des régions où la vie disparait par un petit abaissement de température, et d'autres où quelques degrés de plus la feraient également disparaître par un excès de chaleur.

« I^ condition de température exclut immédiatement tous les corps qui brillent de leur propre lumière, c'est-à-dire tous les astres que nous voyons au ciel (sauf les planètes). Depuis qu'on connaît mieux notre Soleil, personne ne rêve

plus d'étoiles habitées. Les nébuleuses ne comptent pas davantage, puisque le spectroscope nous y révèle les raies de l'hydrogène et de l'azote incandescents. Évidemment la vie ne peut se rencontrer que sur un globe déjà froid associé à un autre corps chaud, plus ou moins voisin, qui lui fournit à dose modérée la chaleur indispensable, sans le faire sortir de limites très étroites. Les soleils jouent précisément ce rôle-là par rapport à leurs planètes, et, chose sin-

Fig. 36. — La comète de Halley.

Visible en 1910, elle le sera de nouveau dans 12 ant.

gulière, en vertu de leur isolement caractéristique, ils ne sauraient jamais être appelés eux-mêmes à recevoir la vie, même à l'époque de leur refroidissement.

« Et pourtant il s'en faut que les soleils soient propres à entretenir autour d'eux la vie. Excluons d'abord les étoiles variables, comme O de la Baleine, qui brille pendant quelque temps d'un éclat très vif {étoile de 2* grandeur), puis s'affaiblit peu à peu et reste invisible (réduite à la 14* grandeur) pendant une longue série de mois (période de 330 jours). Excluons aussi les étoiles trop faibles, déjà refroidies, ou de trop petite masse pour avoir jamais possédé une haute température, celles où l'analyse optique nous révèle, par les cannelures de leurs spectres, l'existence de combinaisons chimiques, car il est évident qu'un Soleil ne saurait entre-

tenir la vie qu'à la condition de n'en posséder lui-même aucune trace. Puis les étoiles colorées en rou^e, en bleu ou en bleu verdâtre, dont la lumière manque de certaines radiations nécessaires au développement des Êtres organisés. Excluons surtout les étoiles condensées par centaines et par milliers dans des espaces plus ou moins resserrés, où la température doit s'élever bien au delà des limites admissibles, n nous reste bien des étoiles qui peuvent jouer le rôle de soleils en vertu de leur isolement, de l'intensité, de la nature et de la constance de leur radiation. Pour que des globes depuis longtemps refroidis soient placés et maintenus sous l'influence d'un de ces soleils, il faut qu'ils se meuvent autour de lui dans des orbites à peu près circulaires. Des orbites très excentriques, comme celles des comètes [fig. 36), produiraient des variations inadmissibles.

K La question se trouve ra- Pie- "• - Comèle : traînés obscurs.

menée à l'examen de systèmes analogues au nôtre : systèmes où nous allons rencontrer de nouvelles restrictions. En premier lieu, la condition de température exclut ces planètes dont l'axe de rotation serait trop peu incliné sur le plan de l'orbite : Uranus, par exemple, dont chaque hémisphère voit le Soleil pendant une demi -révolution à peu près (quarante-deux ans) et est plong^é dans la nuit pendant la révolution suivante. Déjà, pour Vénus, l'inclinaison de son axe de rotation (37°) sur le plan dç l'orbite est trop faible et doit donner lieu à de grandes variations de température. I! faut exclure encore les globes dont la rotation trop lente (la Lune) laisserait trop d'influence à la radiation nocturne, et ceux qui, comme Saturne, sont entourés d'anneaux opaques dont l'ombre, portée sur les régions les plus favorables au développement

de !a vie, y produit çà et là périodiquement des éclipses continuelles.

" Mais ces conditions astronomiques seraient absolument insuffisantes, même au seul point de vue de la température,

si ces globes n'étaient entourés d'une atmosphère capable d'absorber et de modérer la chaleur pendant le jour, et de s'opposer au refroidissement pendant la nuit. La Lune nous ' montre assez que cette condition peut n'être pas remplie. Il faut donc exclure, dans tout système, les planètes qui n'ont pas du tout ou assez d'atmosphère; et même une enveloppe formée exclusivement de gaz permanent ne suffirait pas : elle serait trop permiîable à la chaleur; toute action modératrice serait trop limitée. Ce n'est que par la présence de l'eau à l'état liquide et par l'énorme quantité Fig. as. — Comtieda isiî. de calorique que ses change-

ments d'état sont susceptibles d'absorber ici, pour la rendre libre plus loin, qu'une atmosphère peut remplir son rôle,

" Résumons ces premières conditions qui traduisent celles de la température. Il faut, pour qu'un globe soit habitable, qu'il fasse partie d'un système isolé et stable ; que l'astrç central soit pourvu d'une photosphère à radiation complète et constante ; que la rotation de ce globe et même sa distance au Soleil satisfassent à certaines conditions assez étroites; qu'il soit entouré d'une enveloppe gazeuse et en partie recouvert d'une certaine quantité de liquide dont les changements d'états ne s'écartent pas notablement des limites de température admissibles; enfin qu'il possède une masse bien supérieure à celle de ces cent trente-cinq

LES PLANÈTES — IO:i

petits globes qui se meuvent entre les orbites de Mars et de Jupiter, sur lesquels une pierre lancée par la main d'un enfant pourrait devenir aussitôt un corps étranger, un satellite circulant indéfiniment autour de sa plancte. »

Conditions géologiqueB. — <- Viennent maintenant les conditions géologiques. La masse des eaux ne doit pas recouvrir entièrement le globe ; il faut des espaces suffisants de terrain solide émergé. Il faut, de plus, que l'équilibre des mers ainsi formées soit stable, c'est-à-dire que leurs mouvements se réduisent à de simples oscillations dans des bassins fixes.

. " Saturne {fig. 33) nous présente un globe où cette dernière condition ne saurait être réalisée, . puisque sa densité moyenne est inférieure à celle de l'eau. Jupiter {fig. 34), bien que sa densité moyenne dépasse un peu celle de l'eau, ne saurait oSrir la réalisation de toutes ces conditions géologiques, car son aplatissement si marqué prouve bien

que la densité superficielle doit mète de ieio : u, le ai jaDvicn être bien inférieure à celle de *■ '« *» janvier.

l'eau, et nous ne connaissons

pas de matériaux capables de former, dans de pai-cilles circonstances, un sol résistant. Mars seul, avec la Terre, sans parler de Vénus {fig. 35) que nous connaissons peu, satisfait à cet ensemble de conditions astronomiques, physiques et géologiques. Encore faut-il avouer que l'aspect invariable de ses continents rouges, contrastant avec ses mers légèrement verdâîrcs, n'est guère favorable à l'idée d'une vie organique largement développée à la surface.

Conditions chimiques. — « Passons aux conditions chimiques que l'analyse spectrale nous rend désormais accessibles. Nous savons aujourd'hui que les éléments nécessaires à la vie sont largement répandus dans l'univers. Bien que l'azote et l'oxygène n'aient point été reconnus dans l'analyse spectrale du Soleil et des étoiles, l'existence du premier

Fig. 40. — Trajeotoires apparentes d'étoiles tilantes, montrant l'existence

du point radiant.

gaz a été constatée ou du moins rendue probable dans les nébuleuses; le second se retrouve jusque dans les pierres météoriques, presque entièrement composées d'oxydes terreux. L'hydrogène existe partout, dans le Soleil, les étoiles, les nébuleuses. Les fers météoriques en contiennent certaines quantités qui ont été absorbées par le métal à l'époque de sa formation et que l'on peut mettre de nouveau en liberté quand on les soumet à l'action de la chaleur. Le cau*bone n'a été retrouvé nulle part au moyen de l'analyse spectrale ; mais les météorites charbonneuses prouvent son existence cos-

inique. Le calcium, et par suite la chaux, est trèsrépandu ; le fer existe partout. Le soufre et le phosphore se retrouvent suffisamment dans' les fers cosmiques. En un mot, les élémentschimiquesdelavie semblent être abondamment répartis. Parmi les composés, nous savons reconnaître la présence de la vapeur d'eau dans les atmosphères de plusieurs corps célestes depuis que Janssen nous a donné son curieux

spectre d'absorption. FIr. «- - Éioila fllunu. i wslofe sLnuoine.

■■ Si cependant on examine les choses de plus près, on trouve que ces conditions chimiques sont bien étroites par certains côtés. D'une part, l'analyse des météorites semble établir que ces corps se sont formés dans un milieu peu riche en oxygène; d'autre part, . roxyg'ène li-

bre ne peut résulter que ' d'un excès de

ce gaz sur l'hydrogène absorbe dans la formation de l'eau. Il peut donc se

I farmo successifs d'une Irslnde former des at-

saHiaoïes. mosphères

pauvres en oxygène ou même totalement privées de ce gaz. Citons, dans notre système, les atmosphères de Jupiter, de Saturne et surtout d'Uranus, comme devant avoir une composition assez éloignée de la nôtre. Leurs spectres, dififérents à certains égards du spectre tcllurique, semblent en effet indiquer le présence de gaz ou de vapeurs composés

exerçant une absorption de nature inconnue pour nous.

Il Si nous comparons la ûa de notre siècle au début du '] XVII' siècle, nous reconnaîtrons dans la science actuelle une toute autre pensée scientifique. Tandis que la première produisait sur la foule surprise le sentiment de notre .insignifiance contrastant avec les lois fatales d'un univers écrasant et à jamais fermé pour nous, la seconde nous fait entrevoir dans cet univers même la trace lumineuse d'une pensée âuprème, au lieu de combinaisons sans objet de forces , inconscientes. " D'ailleurs l'azote, l'oxygène et la vapeur d'eau sont par eux-mêmes absolument insuffisants- Si notre atmosphère et nos eaux venaient à être privées des faibles traces

Mg. 43. - K,oL[e fila«.e â lr«lnÈe fu.iforn^e. j-a^ij^ ^^^t^,

nique qu'elles contiennent, la vie ne tarderait pas à disparaître de la surface de ce globe. Il en serait encore de même si la proportion de ce gaz dépassait certaines limites.

" Plus on s'approche du domaine des sciences naturelles, et plus on voit se Tétrécir les conditions de la vie organique, même à ses degrés inférieurs. Bien loin de pouvoir admettre « priori qu'elles se trouvent naturellement réalisées partout, c'est à peine si l'on peut citer en dehors de la Terre deux planètes de notre système où elles soient seulement probables, et le seul globe sur lequel il soit permis de se prononcer avec une entière certitude, ta Lune, n'en possède aucune. En revanche, cette étude nous montre que ces conditions nous rattachent jusqu'à un certain point à l'univers lui-même. »

Comètes. —

quitè et le moyen âge I

t point l'importance que I

nt attribuée. A'ewlon a

qu'elles décrivent des orbites elliptiques . très allongées (fig. 36). Leur densité est extrêmement faible, à tel point qu'on a pu les appeler des « riens visibles ». Elles subissent de grandes variations de température à mesure qu'elles s'approchent du Soleil et augmentent alors beaucoup de luminosité par suite de la volatilisation de toutes les substances qu'elles renferment. Le spectroscope ip outre qu'elles sont formées de gaz très raréfiés (fig. 38 et 39).

Etoiles filantes. — Les étoiles filantes, dont les essaims reviennent à époques à peu près fixes, ce sont des restes d'anciennes comètes, désagrégées pour une raison ou pour une autre. C'est ce qu'on a pu vérifier pour la comète de Biéla en 1846, en 1872, en 1885. Les fragments assez petits qui les constituent deviennent lumineux en pénétrant dans notre atmosphère à une vitesse qui va parfoig jusqu'à 100 kilômètries à la seconde : le frottement de l'air, considérable à cette vitesse, détermine l'inflammation de la masse. Les étoiles filantes suivent une direction bien déterminée, comme le montre l'existence des points radiants (fig. 40), ou centres d'émanation d'où elles semblent toutes provenir. Leur chute sur la Terre produit les bolides ou aérolithes.

Le^ anciens, comme on le sait, imaginaient les étoiles fixées à une sphère qui représentait pour eux la limite même de l'univers, et dont la Terre occupait le centre. Conception qui nous surprend aujourd'hui, mais qui trouve pourtant/une certaine base dans ce fait que toutes les étoiles nous apparaissent à la même distance par suite de leur éloignement considérable. Le système de Copernic et de Galilée ruina théoriquement cette façon de concevoir l'univers, et l'on en vint à penser que les étoiles, au lieu de se répartir sur une sphère unique, pourraient bien être situées à des distances formidables les unes des autres. La preuve expérimentale de cette affirmation ne put être fournie qu'au xix« siècle, quand les instruments furent devenus assez précis pour mesurer les ^angles infiniment petits qui servent à calculer la distance des étoiles. Cette distance, qui n'est d'ailleurs connue 'que pour un petit nombre d'étoiles, est énorme et dépasse tout ce que l'esprit humain croyait pouvoir imaginer.

La distance du Soleil à la Terre est de 150 millions de kilomètres. Or, l'étoile la plus rapprpchée de nous se trouve 300 000 fois plus loin que le Soleil. Sirius, la plus belle étoile du ciel, brille à une distance deux fois plus grande. On sait que la lumière, dont les anciens croyaient la transmission instantanée, parcourt 300 000 kilomètres à la seconde. Elle met donc 4 ans 1/2 pour nous parvenir de l'étoile la plus rapprochée, et 9 ans pour venir de Sirius. On pense, en partant de considérations assez plausibles, que la lumière met 140 ans pour nous arriver des dernières étoiles visibles à l'œil nu, et 3 000 pour nous venir des plus petites étoiles qu'Herschel distinguait avec son grand télescope.

Par la variation de certaines distances angulaires des étoiles, on a pu constater que le Soleil lui-même n'est pas immobile, mais qu'il se meut vers la constellation d'Hercule à une vitesse de 30 kilomètres à la seconde. La petitesse de ce mouvement est telle par rapport aux dimensions des distances interastrales qu'il n'en résulte dans l'aspect de la voûte céleste aucun changement appréciable pour notre œil dépourvu d'instruments. Seuls, plusieursmilliers de siècles rendraient peut-être cette modification sensible.

Le Soleil n'est donc qu'une étoile, de grandeur et d'éclat moyens, et les milliers d'étoiles qui peuplent le firmament sont toutes des

soleils, quelques-uns sans doute infiniment plus gros et plus lumineux que le nôtre. Vraisemblablement autour de ces étoiles circulent des planètes que nous ne pouvons apercevoir à cause de leur petitesse et parce qu'elles sont noyées dans la lumière de l'astre central. De même, d'une étoile, la Terre passerait inaperçue aux yeux des observateurs.

Constitution des étoiles.— Janssen, qui s'est illustré par l'étude du Soleil, nous a laissé aussi d'intéressantes observations touchant la constitution des étoiles. Voici ses réflexions concernant Vâge des étoiles :

«. Le mot âge suppose une existence qui a un commencement, un développement, une fin : l'âge implique un cycle de phénomènes justiciables du temps. Ce qui est éternel n*a point d'âge.

« L'âge des étoiles signifie donc que ces astres sont soumis aux lois d'une évolution semblable à celle que nous offrent sur notre globe les êtres organisés.

« Ainsi, ces étoiles dont la lumière paraît extraterrestre et d'une nature toute céleste, ces étoiles dont la fixité a été si souvent prise comme le symbole de l'immobilité elle-même, ces étoiles que notre éducation, nos traditions nous avaient habitués à considérer comme les flambeaux éternels des cieux, seraient donc soumises, comme nos existences terrestres, aux lois de la naissance et de la mort; elles seraient, elles aussi, justiciables du temps et éprouveraient les vicissitudes que toute vie puise en elle-même* Telle est cependant la vérité. Les étoiles sont des soleils analogues au nôtre, et elles sont soumises aux lois d'une évolution d'où résulte pour elles un commencement, une période d'activité, un déclin, une fiUi

Herschel et les nébuleuses.— « Vers le milieu du xv!!!** siècle s'élève une homme qui a été le plus laborieux et peut-être le plus grand observateur qui ait existé; un homme qui, parti d'une carrière modeste et toute différente, a créé son éducation scientifique, les instruments, les méthodes dont il s'est servi ; qui a fait à lui seul un nombre de découvertes capable de fournir à dix réputations, et qui a eu comme lé-

gitime récompense de voir, parmi ses contemporains, son nom devenir comme le symbole de l'Astronomie et ses idées reçues comme les vérités de la science elle-même ; c'est Wil- . liam Herschel.

ce Parmi les immenses travaux d'Hersc^el, nous ne considérons que les nébuleuses, parce que c'est par les conclu-

Vig. 4t. — N'ikuleuso spiralo des Chient dt ehatie.

sions qu'Herschel a tirées de ses observations sur les nébuleuses que l'idée d'évolution est entrée dans le ciel.

Cl Herschel découvre à lui seul la meilleure partie du ciel des nébuleuses. Il en trouvait 70 à 80, il en laisse 2500.

•< De l'immense revue qu'il fait de ces astres aux formes si souvent étranges, il dégage une grande et magistrale idée qu'il fait sienne et qui est devenue populaire depuis. Cette idée, tout le monde la connaît, tant elle a plu aux esprits par sa simplicité et sa grandeur. La voici :

« Les nébuleuses présentent souvent des points brillants, et ces points, si, au lieu de les considérer dans une seule né-

buleusc, on les suit dans un grand nombre de ces astres, se montrent alors entourés de nébulosités plus ou moins étendues. Il semble que ces noyaux nous offrent tous les degrés de condensation de la matière qui les forme, depuis le plus diffus jusqu'à l'étoile la mieux formée,

« L'idée qui se présente alors à l'esprit d'Herschel est que

Pig. ti. — Nêbaleuao spirale du TriangU.

les nébuleuses nous montrent les astres en voie de formation, ic Les étoiles ne seraient donc que de la matière nébuleuse qui se serait condensée et aurait donné naissance à des soleils et aux corps qui leur forment cortège.

<i Vous voyez sur quel ensemble de faits Herschel base sa ■ théorie. Ce n'e.st pas en considérant une nébuleuse qu'il peut la justifier. En effet, pour assister à des transformations qui auraient pour résultat la formation d'une étoiie en partant du nuage nébulaire, il faudrait disposer de périodes devant lesquelles la vie, et sans doute la science humaine, ne représentent qu'un instant ; non, c'est par la considération d'une série d'astfes oii la formation existe à divers degrés. Herscliel imite le naturaliste qui, parcourant une forêt, observe

112 — L'ASTBONOMIE

des arbres d'une même essence à des âges divers, et conclut de ses observations le cycle que parcourt la plante aux diverses époques de son existence. Ajoutons maintenant que la conception d'Herschcl, à savoir que les nébuleuses non résolubles sont formées de matières cosmiques, et non d'étoi-

les que leur éloignement empêchera de séparer, se trouve confirmée d'une manière éclatante par l'analyse de Huyghens(l},qui trouve effectivement qu'elles présentent les caractères des gaz incandescents.

à HuyghensIlSSt}. Il olreerv»

Étoiles. — « Les étoiles, dit Janssen, sont de simples points brillants. Les plus puissantes lunettes nous les montrent encore telles. Et même, plus une lunette est parfaite, plus le point doit être petit. Ce point est entouré d'anneaux lumineux et souvent affecté de phénomènes de scintillation. Les anneaux tiennent à la constitution du mouvement lumineux lui-même, la scintillation à notre atmosphère. Dans tout cela rien qui regarde l'image elle-même, sinon pour la défigurer. La lunçtte n'est donc pas l'instrument de cette recherche : il faut une autre méthode.

« Cette méthode est celle dans laquelle on sépare les rayons élémentaires envoyés par l'astre étudié. Au lieu de considérer la lumière au point de vue des images qu'ellp peut nous donner, on en fait l'analyse, et cette analyse nous révèle la nature chimique du corps qui envoie la lumière, et même de ceux qui, placés sur le trajet des rayons, les peuvent modifier par voie d'absorption.

Analyse spectrale. — « Examinons maintenant sur quelles bases la science s'appuie pour assigner l'âge relatif des étoiles.

« C'est par la considération du spectre fourni par ces astres qu'elle procède.

« On peut admettre d'une manière générale que, quand un Soleil est formé, toutes choses égales d'ailleurs, plus la température de cet astre est élevée, plus il remplira suffisamment les fonctions d'astre rayonnant, et plus longue sera la période pendant laquelle il pourra les remplir.

« Or cette température se trahit par des caractères spectraux. En effet, cette admirable image prismatique qui nous montre l'ensemble des rayons qu'un astre nous envoie, sépeu'és, classés, ordonnés, et où nous savons lire aujourd'hui la composition chimique, le mouvement et tant d'autres données précieuses, nous instruit encore sur sa température : si

montra, dit-il, deux autres lignes brillantes du côté du bleu, ces trois lignes étant séparées par des intervalles relativement noirs. L'énigme des nébuleuses était résolue. La lumière elle-même nous avait envoyé la réponse : ce n'est pas une agglomération d'étoiles, mais un gaz lumineux. »

A8TR0.N0.MIB.

114 — LASTHONOMTE

le corps était simplement échauffé sans être porté à l'incandescence, son spectre nous avertirait de cette circonstance par l'absence de ces rayons qui nous donnent la sensation de la lumière. Mais dès que l'incandescence se produit, les rayons lumineux et photographiques se montrent. Quand elle se prononce encore plus, le spectre s'enrichit du côté du

Fig. «T. — Granileura lomparisa de qualqaea itoftea.

violet, qui est toujours l'indice d'une haute température. Que si la température s'élevait encore, le violet et les rayons invisibles qui le suivent deviendraient plus abondants. On peut même concevoir, par une. sorte d'abstraction, un corps qui serait porté à une température telle qu'il n'émettrait plus que de ces rayons invisibles situés au delà du violet, que l'œil ne percevrait plus et qui seraient seulement révélés par la photographie, la fluorescence et les appareils thermoscopiques. Ainsi, dans l'échelle croissante des températures, le corps tout d'abord n'est pas visible : il le devient ensuite et cesse de nouveau de l'être par l'excès même de cette température.

" Le spectre traduit fidèlement tous ces états et nous per-

met d'en lire, atec une fidélité admirable, les plus délicates circonstances.

« En s'appuyant sur ces faits, on admet .que la température d'une étoile, ou tout au moins la température de ses enveloppes extérieures, sera d'autant plus élevée que son spectre sera plus riche en rayons violets.

« Il existe un grand nombre d'astres dont le spectre ^st développé du côté du violet. Ce sont ceux en général dont la lumière nous paraît blanche ou bleuâtre. *

Étoiles blanches. — « La plus remarquable est cette magnifique étoile Sirius {fig. 47), qui, par le volume de lumière qu'elle nous envoie, est comme hors de pair dans le ciel. Le volume de cet astre est énorme et incomparablement plus grand que celui de notre Soleil. Il est enveloppé d'une vaste atmosphère d'hydrogène, ainsi que son spectre en témoigne. Il contient sans aucun doute les autres métaux, mais la présence de ceux-ci est d'une constatation difficile, sans doute à cause de la puisssmce même de rayoni^ement des vapeurs de ces métaux. Tout indique ici, d'après les théories, un Soleil dans toute la puissance de son activité, et qui conservera cette activité pendant d'immenses périodes de temps.

« Après Sirius, qui est l'ornement de notre ciel et qui le sera longtemps encore, d'après les indications de la science, nous trouvons, comme étoile entourée d'une vaste atmosphère hydrogénée, l'étoile Véga^ de la constellation de la Lyre. C'est une étoile blanche qu'on remarque souvent en été, dans les régions zénithales de notre ciel. On admet que la masse de ce Soleil est portée à une haute température, et qu'il a devant lui de longues périodes d'activité et de rayonnement. »

Étoiles jaunes. — « Ces deux exemples d'étoiles dans tout le développement de leur activité solaire sont peut-être les plus remarquables, mais ils ne sont pas les seuls. Il existe un nombre considérable d'étoiles appartenant à cette classe. Disons même que le plus grand nombre d'étoiles visibles à l'œil nu sont dans ce cas. Mais on a découvert en

même temps une autre classe d'étoiles dans lesquelles les caractères de leur spectre indiqueraient un degré de condensation plus avancé. A la place de ces vastes atmosphères d'hydrogène, l'analyse montre une couche gazeuse plus basse, plus dense, formée de ces vapeurs métalliques que nous reconnaissons précisément dans notre Soleil, car notre astre central appartient à cette classe d'étoiles dont les fonctions solaires semblent encore puissantes, mais cependant ont dépassé ce que l'on pourrait appeler la jeunesse, si l'on veut me permettre cette expression. Chose remarquable : en général la couleur de ces étoiles se trouve être en rapport avec leur constitution. Elle n'a plus cet éclat, cette blancheur qui caractérise les étoiles de la première classe. Quelques-unes même sont de couleur jaune, et même orangée.

« Citons comme exemples de ces étoiles qui ont dépassé la période la plus active de leur rayonnement : d'abord notre Soleil, puis YAldébaron, ou l'Œil-de-Taureau, qui est sur la route du Soleil et qui brille en hiver au-dessus de la célèbre constellation d'Orion ;Arc^urus, la belle étoile du Bouvier, qui se trouve dans le prolongement des étoiles de la queue de la Grande Ourse, et dont les feux rouges décèleraient l'évolution déjà avancée. »

Étoiles rouges. — « Mais il existe aussi des astres parvenus à un degré plus prononcé encore de leur évolution sidérale. Ici le spectre montrerait les signes d'unrefroidissement fatal. Le violet, cette couleur des hautes températures, manque ici presque absolument ; en 'même temps, des bandes sombres, indice d'une atmosphère épaisse et froide, où les affinités chimiques commencent déjà leur œuvre d'association, envahissent le spectre. Chose remarquable, la couleur de ces astres répond en général à ces conditions admises comme signes de décrépitude ; elle devient orangé et passe souvent au rouge sombre.

« Tels sont les premiers résultats d'une étude qui commence seulement. J'ai tenu à la présenter dans sa simplicité, à écarter les difficultés, les objections qu'elle peut légitimement soulever dans les applications. C'est que je suis

persuadé que ces difficultés, la science en triomphera, comme elle a triomphé de difficultés bien plus considérables, et que les bases de la méthode seront définitivement posées.

« Cette méthode nous conduira à admettre définitivement ce grand principe d'évolution qui est appelé à devenir un des plus féconds de la Science astronomique. »