SUR LA CONSTITUTION PHYSIQUE DU SOLEIL

Depuis l'impression des premières feuilles de cette seconde édition du GIELy des observations de taches solaires et d'importants commentaires sur la constitution physique de notre étoile centrale ont été publiés. L'intérêt qui s'attache aux travaux de ce genre ne nous permet point de les passer sous silence, et nous avons essayé d'en résumer Tesprit dans la courte note qui va suivre.

Un astronome anglais, M. Garrington, pendant sept ans et demi consacrés à l'observation continue du disque du Soleil, a relevé les positions et les mouvements propres d'un nombre considérable de taches, ainsi que les transformations et les disparitions de ces singuliers accidents. Il résulte des calculs effectués par le savant observateur, que la vitesse de rotation des taches est variable, et diminue suivant une loi régulière et continue, à mesure qu'elles sont plus distantes de Téquateur du Soleil. Ainsi les diverses régions de la photosphère solaire ne seraient donc point animées d'une même vitesse angulaire de rotation. Quant aux déplacements des taches dans un sens perpendiculaire à la direction de la rotation — ce que les astronomes appellent mouvements en l^ititude — ces déplacements sont très-faibles; ils ne se manifestent qu'à partir du 15* degré de latitude, et ont lieu de l'équateur vers les pôles.

M. Faye, s'emparant de ces nouvelles et importantes observations, s'appuyant en outre sur les nombreux faits accumulés par les astronomes des siècles passés et par les contemporains, a repris à nouveau l'étude des hypothèses faites sur la constitution physique du Soleil. Le savant académicien iaisant la part du vrai contenu dans les deux principales théories que nous avons exposées, établit sur des preuves irrécusables que les taches sont bien des cavités, des trouées à travers une enveloppe gazeuse incandescente, mais qu'il n'est pas présumable que les couches profondes de l'astre soient à l'état soUde. Suivant lui, la masse entière du Soleil est à

l'état gazeux; mais elle se divise en couches concentriques, bien différentes

quant à leur tempëraturei et qiianl à leur pouvoir émissif, soit calorifique , soit lumineux. Les couches internes possèdent une température excessive, telle que toutes les molécules de leur masse sont dans un état de dissociation complète : les actions chimiques ne peuvent s'y exercer. Dans les couches extérieures, au contraire , sous TinQuence d'un refroidissement continu, le jeu des forces moléculaires et atomiques donne naissance à des précipitations, à des nuages de particules non gazeuses susceptibles d'incandescence et dont l'ensemble forme incessamment la photosphère. Ces particules, sollicitées par la pesanteur, tombent au sein des couches inférieures et sont remplacées par des masses gazeuses ascendantes. De là, par des courants verticaux, un continuel échange entre la surface du Soleil et sa masse interne.

c La formation de la photosphère, dit M. Faye, va nous permettre de rendre compte des taches et de leurs mouvements. Nous avons vu que les couches successives étaient constamment parcourues par des courants verticaux ascendants et descendants. Dans cette agitation incessante, on comprendra aisément que là où les courants ascendants prendront plus d'intensité, la matière lumineuse de la photosphère soit momentanément dissipée. A travers cette sorte d'éclairoie , ce n'est pas le noyau solide , froid et noir du Soleil que Ton apercevra, mais la masse gazeuse ambiante et interne, dont le pouvoir émissif, à la température de la pins vive incandescence, est tellement faible, par rapport à celui des nuages lumineux de particules non gazeuses, que la différence de ces pouvoirs suffit à expliquer le contraste si frappant des deux teintes observées avec nos verres obsouroissants. »

Des observateurs d'un grand mérite, MM. Ghacornac, Secchi, Stewart, ont reconnu que les facules avaient une tendance générale à rester en arrière des taches, à gauche dans le sens du mouvement de rotation : c'est, suivant M. Faye, une conséquence naturelle du retard apporté au mouvement de ces nuages lumineux par une ascension supérieure à la limite terminale de la photosphère.

Nous nous bornerons à cet exposé sommaire de la théorie donnée par M. Faye, et nous terminerons par quelques vues sur les taches, dues à M. J. Ghacornac.

D'après cet astronome, les taches sont dues à des phénomènes d'éruption volcanique dont le centre actif serait situé au-dessous de la surface de la photosphère. Les ouvertures ainsi pratiquées dans l'enveloppe lumineuse de l'astre, tantôt proviennent directement de courants gazeux qui dissipent la matière pâteuse et laissent le rayon visuel pénétrer dans les couches profondes ; tantôt elles résultent d'effondrements de cette môme matière. La dépression que subit dans ce dernier cas la portion de la surface engloutie, n'ayant lieu que sur une fraction de son contour, Texcavation offre l'aspect d'un soupirail, d une soupape qui s'ouvre de haut en bas; de sorte qu'un des bords de l'ouverture est à pic, tandis que l'autre bord forme un talus plus ou moins incliné.

UaDS le cas d'une grande tache apparaissant subitement, l'effondrement a lien simultanément sur tous les points du périmètre. La tache alors n'offre pas encore de pénombre.

L'espace nous manque pour développer, avec l'étendue qu'elles méritent, les vues ingénieuses du savant et laborieux observateur, qui explique toutes les particularités si variées des phénomènes solaires : nous nous bornerons à reproduire ce qu'il dit des facules, en joignant à ces quelques lignes le dessin d'une tache environnée d'une multitude de ces apparences lumineuses :

Kig. 191. — Appai-cnce d'un groupe de Uchcs avec ses facule<, obscn-é le W février I86ô

par M. Chncnmac.

« A l'égard des facules, il est tout à fait certain qu'elles s'orientent en longues traînées convergentes à un centre actif d'éruption, comme autant d'immenses fleuves subitement formés, et venant directement on par embranchement, de toutes les directions. Il est certain que ce sont des courants de matière j^hotosphérique se déversant sans cesse dans la cavité de la tache, où les éruptions intermittentes les dispersent sans cesse. »

PASSAOK DU SATELLITE TITAII DEVAST LE DISOUE SE SATDKNE.

A la Sa da chapitre consacré à Satarne, noue avons td que les éclipse* de Soleil prodaîtes par le passage des satellites devant le disque de l'astra radieux pouvaient être aperçues de la Terre; et nous avons cité, à l'appui de ce fait, l'observation faite par un savant anglais, M. Lockyer. M. Dawes a fait une observation analogue. M. û. P. Bond, dont la science déplora la perte récente, avait anssi vu l'ombre du satellite sur la planète, le 10 octobre 1848. Mais aucun de ces savants n'avait, je crois, observé le satellite Ini-méme.

C'est une observation de oe genre, bien connue des astronomes, et dae à M. J. Ghacornac, que nous mettons ici sous les yeux du lecteur. La ligure'I92 est la reproduction d'un dessin que l'auteur a eu l'obligeance de

Pig. 191. — Passage il« Tiun sur le disque de Saturne, le 1" mai ItKU, d'après U. Cbacomac.

nous communiquer; elle laisse voir trôs-nettement le disque de Titan s» détachant oomme un cercle plus brillant que le fond lumineux de la plan&le. L'ombre parait tangente au satellite lui>mime. Ge qu'il importe de remarquer, c'est que, dès le début de l'observation, l'ombre avait paru visible, tandis qoe c'est seulement quand le satellite se fut avancé jusqu'au liera du rayon de Saturne que son éclat permit de le voir. D disparat, de l'autre c6lé, à pareille distance. Cette particularité prouve nettement, comme nous l'avons dit en parlant de la constitution de Saturne, que les bords da disque sont plus lumineux que les répons centrales.

LÛ bandes sombres de l'hémisphère anstrsl présentaient une teinte rougeftlre qui n'existait pas dans les bandes boréales.