ÉLÉMENTS CHIMIQUES DES PROTUBÉRANCES ET DE LA CHROMOSPHÈRE

L'analyse spectrale a fait faire un grand pas, on vient de le voir, à l'astronomie physique, en dévoilant la constitution intime du Soleil, tout au moins celle de son enveloppe lumineuse. Il restait à appliquer la même méthode à l'atmosphère du Soleil, à la couronne et aux protubérances. Or, on ne pouvait se livrer à ces recherches nouvelles que dans les rares occasions où ces phénomènes sont visibles, c'est-à-dire pendant les éclipses totales. Ce qu'avaient appris les éclipses antérieures permettait de concevoir dans cette direction l'espoir de nouvelles et importantes découvertes. On va voir que ces espérances ont été réalisées et au delà.

L'éclipsé totale du 18 août 1868 fournit une occasion décisive. La durée, exceptionnellement grande, de la totalité de cette éclipse, atteignait presque le maximum. De 3"" 45^ à Aden, elle devait atteindre o" 36^ dans l'Hindoustan, et jusqu'à 6"" 4S^ dans la presqu'ile de Malacca. De nombreuses expéditions furent envoyées sur divers points du parcours de l'éclipsé. Ne mentionnons que les résultats relatifs à l'analyse spectrale. Les voici en quelques lignes.

Un observateur anglais, le lieutenant Herschel, examinant au spectroscope une protubérance, vit trois lignes brillantes, une raie rouge, une raie orangée et une ligne bleue. A Guntoor, le major Tennant vit cinq lignes brillantes, voisines des raies C, D, E, F et G. M. Janssen, qui observait au même lieu, ayant disposé la fente du spectroscope adapté à sa lunette, tangentiellement au limbe de la Lune, vit, aussitôt que le dernier filet lumineux du Soleil eut disparu, « deux spectres formés de cinq ou six lignes très-brillantes, rouge, jaune, verte, bleue, violette ». Ces spectres, hauts d'une minute en-

viron, étaient dus à deux magnifiques protubérances situées à droite et à gauche de la ligne des contacts.

Enfin, M. Rayet, à Wha-Tonne (presqu'île de Malacca), fît l'observation suivante : « Dès l'instant de l'obscurité totale, la fente du spectroscope ayant été portée sur l'image de la longue protubérance qui se montrait alors sur le bord oriental du Soleil, je vis immédiatement une série de neuf lignes brillantes, très-brillantes même, se détachant sur un fond uniforme presque noir, ou plutôt d'un violet très-obscur ; aucune trace de spectre coloré donné par la couronne et pouvant servir de point de repère pour la mesure de la -déviation des lignes

Fig. 41. Les neuf raies-brillantes des proUibérances, d'après l'observation faite le 18 août 1868 à Wha-Tonne, par M. G." Rayet.

brillantes. Néanmoins, par leur disposition dans le champ, par leur espacement relatif, par leur couleur, et enfin par la physionomie même de leur ensemble, ces lignes m'ont semblé pouvoir être assimilées aux principales raies du spectre solaire B, D, E, h^ une ligne inconnue F, et deux lignes du groupe G.» Trois des lignes étaient plus longues que les autres ; et comme la fente du spectroscope coupait alors la protubérance dans le sens de sa hauteur, M. Rayet en conclut que la base de la protubérance donnait un spectre plus riche en raies brillantes que celui du sommet, lequel n'avait que les prolongements amincis des raies D, E, F.

Quelle conséquence dut- on tirer de ces intéressantes observations? C'est que les protubérances sont des objets réels, des

masses gazeuses à l'état d'incandescence ; qu'elles ont généralement la même composition chimique; enfin, que dans cette composition entre l'hydrogène, puisque les raies G et F de leur spectre sont des raies caractéristiques du spectre de ce gaz.

L'éclipsé totale d'août 1868 répondit ainsi aux espérances que les astronomes en avaient conçues. Mais elle donna beaucoup plus, comme on va voir.

M. Janssen, frappé du vif éclat des raies des protubérances, conçut aussitôt la pensée qu'il serait possible de les voir en dehors des éclipses. Dès le lendemain, 19 août, la méthode et les moyens d'exécution qu'il avait, pendant la nuit, médités dans son esprit, furent heureusement appliqués. « J'étais depuis peu de temps, dit-il, à étudier la région protubérantielle du bord occidental, quand j'aperçus tout à coup une petite raie rouge, brillante, de 1 à 2 minutes de hauteur, formant le prolongement rigoureux de la raie obscure G du spectre solaire. En faisant mouvoir la fente du spectroscope (placée en partie sur le disque solaire et en partie au dehors, de manière à donner deux spectres, celui du Soleil et celui de la région protubérantielle) , 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. » Peu après, une autre raie, la ligne brillante F, fut également aperçue et en même temps que G. La coïncidence de ces deux lignes avec les raies obscures G et F du spectre solaire ne pouvait plus laisser de doutes sur la nature du gaz incandescent des matières circumsolaires. Ge gaz était bien l'hydrogène.

M. Janssen étudia ainsi, le premier, en dehors des éclipses, ces phénomènes qu'on ne croyait pas pouvoir observer dans les circonstances ordinaires. Il put même déterminer approxi-

mativement la forme et les dimensions des protubérances observées, et constater les changements rapides qui se produisent au sein de ces masses gazeuses.

Quel est le principe de la nouvelle méthode d'observation? Le voici réduit à ses termes les plus simples. Ce qui empêchait l'observation habituelle, au télescope, des accidents circumsolaires, c'est l'éclat incomparablement plus intense de la lumière photosphérique, comparé à celui de la lumière des protubérances. Or l'emploi du spectroscope fait en grande partie disparaître cette difficulté : le prisme étale, en effet, toute la lumière si vive du disque en im long ruban, dès lors beaucoup moins lumineux : au contraire, les protubérances ne fournissant qu'un petit nombre de raies, leur faible lumière se trouve tout entière concentrée sur deux ou trois points, deux ou trois régions étroites, dont l'éclat est alors comparable à celui des rayons solaires correspondants.

Toutefois, M. Janssen, au début, avait dû éteindre dans le spectre solaire, à.l'aide de diaphragmes ou d'écrans, les régions les plus brillantes dans le jaune, le vert et le bleu.

Pendant que le savant français faisait dans l'Inde cette découverte mémorable, un astronome anglais, M. Lockyer, arrivait d'une façon indépendante au même résultat ' . Il constatait trois raies brillantes (une C, exactement, une autre près de F, une troisième plus réfrangible que la raie D). Cette dernière ligne, qui est décidément différente de l'une des raies D du sodium, est remarquable surtout en ce qu'elle n'a de correspondance avec aucune des lignes obscures du spectre, ni avec aucune raie connue des spectres métalliques. Des

1. Dans la même séance de l'Académie des sciences (celle du 26 octobre 1868), où les observations du 19 août, de M. Janssen, étaient lues à Paris, M. Warren de la Rue communiquait deux lettres, où M. Ralfour Steward et M. Lockyer annonçaient le succès de ce dernier. M, Lockyer avait conçu depuis deux ans la possibilité de voir les protubérances en dehors des éclipses, mais il n'avait pu réussir, quand la note de M. Rayet sur les raies observées par notre compatriote à Malacca le mit sur la voie.

savants anglais ont pensé qu'elle était l'indice d'une substance particulière au Soleil, qu'ils ont nommée pour cette raison hélium. Cela n'est qu'une conjecture; mais ce qui n'en est point une, c'est que, comme l'a fort bien établi notre savant compatriote, M. G. Rayet, « la ligne jaune (D3) se voit sur tout le pourtour du disque solaire avec une facilité au moins aussi grande que les trois lignes de l'hydrogène ; le gaz incandescent auquel elle correspond est donc, au même titre que l'hydrogène, un des éléments constitutifs de l'atmosphère so-

Fig. 42. La ligne brillante D3 du spectre de la chromosplière.

laire. » Mais il serait trop long de suivre, historiquement, les progrès que la physique et la chimie solaires ont faits, depuis que la nouvelle méthode d'observation a été trouvée, puis successivement perfectionnée. En Angleterre, en Amérique, en France, en Italie, divers observateurs ont contribué à ces progrès : Lockyer, Janssen et Rayet, Respighi, Secchi, Tacchini, les professeurs et docteurs Gould, Young, etc., se sont particulièrement distingués dans cette nouvelle branche de la science.

Revenons maintenant aux faits, à la chimie solaire.

On reconnut bientôt (Lockyer et Janssen), non-seulement que les protubérances se voyaient sur tout le contour du disque solaire, mais qu'elles adhéraient la plupart, par leur base, à une couche continue d'une matière constituée chimiquement de la même manière que les protubérances, c'est-à-dire consistant en gaz hydrogène à l'état d'incandescence. Ce n'était autre chose que la couche rouge ou rose signalée précédemment par plusieurs observateurs des éclipses totales ^ .

Cette couche ou atmosphère hydrogénée a reçu le nom de chromosphere .

L'observation spectroscopique de la chromosphère continuée avec persévérance depuis , cette époque, a donné un nombre de plus en plus grand de lignes brillantes, et révélé ainsi l'existence, dans les couches les plus basses de cette enveloppe, de vapeurs métalliques de diverses natures, du magnésium notamment, dont Tacchini a signalé la présence sur le contour entier du Soleil. Le nombre des raies brillantes du spectre chromosphérique, qui était de vingt-deux en 1871 (tableau donné par M. Rayet), fut porté l'année suivante, par le professeur Young, à cent trois. Enfin, ce dernier observateur mettant à profit d'excellentes conditions d'observation, faites par un ciel très-pur, sur les hauteurs des Montagnes

1. Il faut noter ici que cette continuité de la couche rose avait été plus que soupçonnée dès 1860 par M. Le Verrier, qui observa sur une étendue d'environ 30 degrés un filet d'un rouge pourpre, qui grandissait peu à peu à mesure que le disque noir de la Lune démasquait le contour solaire, et dont le bord extérieur était irrégulier. «Faut-il croire, disait ce savant astronome en parlant de ces nuages rouges, que la surface entière de l'astre en est parsemée jusqu'à une faible hauteur comme elle est semée de facules, et que les nuages roses en sont des émanations comme les taches qui apparaissent sur le disque de l'astre? « M. Le Verrier ajoutait à la même époque : « Ce qui est établi, c'est que les protubérances roses isolées ne sont plus qu'un accident secondaire d'une couche atmosphérique qui entoure le noyau lumineux du Soleil. Cette atmosphère n'a pas partout la même épaisseur. La bande observée au moment de l'émersion était irrégulière et dentelée à sa partie supérieure. » Tout cela se trouve entièrement confirmé par les observations faites à l'aide des nouvelles méthodes.

Rocheuses, a donné récemment une liste beaucoup plus nombreuse encore des raies brillantes du spectre de la chromosphère. On y trouve deux cent soixante-treize raies, dont un grand nombre ont pu être identifiées à ceux des métaux ou métalloïdes suivants :

Hydrogène

Cobalt

Sodium

Chrome

Baryum

Lithium

Magnésium

Calcium

Fer

Soufre

Manganèse

Cérium

Nickel

Strontium

Titane

D'autres éléments paraissent exister aussi dans la chromosphère, mais le degré de probabilité est moindre; ce sont les suivants : zinc, erbium, yttrium, lanthane, didyme. Enfin, Young signale la coïncidence de quelques raies appartenant aux spectres de l'oxygène, de l'azote et du brome, de l'iridium ou du ruthénium.

Si ces dernières probabilités se confirment, on voit que les éléments chimiques, dont l'existence dans le Soleil avait été constatée par l'étude spectroscopique de la photosphère, seraient augmentés de tous ceux que l'atmosphère solaire renferme. La lacune singulière qui semblait résulter de l'absence des gaz permanents ou des métalloïdes, tels que l'oxygène, l'azote, le soufre, le brome, serait ainsi comblée.