ÉTUDE DE LA SURFACE DU GLOBE SOLAIRE

Les taches du Soleil; aspect général. — Noyaux et pénombres. — Tachas brillantes ou facules. — Formes et dimensions des taches ; taches visibles à l’œil nu.

Copernic et Képler, en établissant sur ses véritables bases la géométrie du ciel , frayèrent la voie à une conception plus élevée des mouvements des astres; ils rendirent possible lamécanique céleste dont Huygens , Galilée et Newton furent les fondateurs. L’astronomie mathématique fut de la sorte créée. Restait une autre branche de la science que les anciens n’avait fait que soupçonner, et qui ne pouvait prendre naissance qu’après la découverte d’un moyen nouveau et puissant d’exploration du ciel ; c’est celle qui a pour objet l’étude particulière des astres, de leur forme, de leurs dimensions, des détails visibles à leur surface, en un mot de leur constitution physique. L’application des lois de l’optique à la construction des lunettes fut le point de départ de cette nouvelle branche de l’astronomie. « Au siècle des grandes découvertes accomplies sur la surface de notre planète, dit Humboldt, succède immédia-

tement la prise de possession par le télescope d’une partie considérable du domaine céleste. L’application d’un instrument qui a la puissance de pénétrer l’espace, je pourrais dire la création d’un organe nouveau, évoque tout un monde d’idées inconnues.»

C’est ce qui arriva quand Fabricius, Galilée, Scheiner tournèrent vers le disque solaire le nouvel et merveilleux instrument; bien qu’à cette époque sa puissance fut bien restreinte encore, il révéla pour la première fois l’existence des taches, et suggéra ainsi sur le champ les seules hypothèses qui soient véritablement fécondes, celles qui sont basées sur des faits, des observations positives.

Les premières lunettes de Galilée grossissaieht 4 fois, 7 fois : la plus puissante que construisit l’illustre philosophe donnait seulement un grossissement de 32 diamètres. La surface du disque solaire pouvait être ainsi amplifiée depuis 16 jusqu’à 1 024 fois. Malheureusement on ne s’avisa point tout d’abord d’adapter à l’oculaire des verres noirs ou colorés pour affaiblir l’éclat de la lumière de l’astre, et dès lors, comme nous l’avons vu plus haut, il n’était possible d’observer qu’à l’horizon, le matin et le soir, ou encore à travers les brouil'ards ou les nuages légers. Cela suffit néanmoins à Galilée, non-seulement pour observer les tâches noires, leurs mouvements, les changements qu’elles subissent, mais encore pour distinguer, à la surface du Soleil, des parties dont l’éclat surpasse celui des parties voisines, des taches brillantes, celles qu’on nomme des facules. Comme ces taches sont entraînées, ainsi que les autres, par un mouvement commun s’effectuant d’occident en orient, il ne fut plus possible de soutenir

que les taches noires sont des corps indépendants du Soleil, et le. mouvement de rotation se trouva ainsi démontré d’une manière irrécusable.

Fig. 26. — Taches du Soleil d’apics les observations do sir J. Herschel.

Arrivons maintenant à la description détaillée des taches solaires, telles que permettent de les voir les télescopes modernes les plus puissants.

Au premier aspect, on distingue dans une tache deux teintes assez nettement tranchées, ainsi qu’on peut le voir dans les figures 2G et 27. — L’une consiste

Fig. 27. — Taches solaires d’après J> Herscliel.

en un ou plusieurs noyaux qui semblent noirs relativement à l’éclat général du disque; l’autre est une teinte grisâtre entourant les noyaux et qu’on nomme

1 „ assez improprement la pénombre. On voit quelquefois, plus rarement néanmoins, des taches noires ou noyaux dépourvus de pénombre ; comme aussi des pénombres à l’intérieur desquelles on ne distingue pas de noyaux.

Examinés plusen détail, lesnoyaux sontloin d’avoir la même teinte en toutes leurs parties, bien que leurs

Fig. 28. — T.iclics ilti Soleil d’.'lirôs Nasmyth. — Laminons bridges.

contours soient presque toujours nettement déterminés. Sur un fond sombre, on aperçoit comme des enfoncements, des trous plus noirs que le fond : cette structure est très-aisée à reconnaître dans les taches que représentent les figures 33, 35 et 36. Du reste, il faut faire la même observation pour les pénombres : c’est sur ceux de leurs bords qui touchent à la sur-

face brillante du disque que la teinte grise est ordinairement la plus sombre, soit qu’il y ait là un effet

de contraste, soit ; ,

, , ... , • qu’en réalité il

s’agisse d’une véritable différend!

dans les teintes

(/îgr.28). En outre, < jÉttlS

les pénombres sont très-souvent sillonnées par des lignes qui descen- j dent du bord ex- ■

térieur jusqu’au , noyau, tantôt droites, tantôt cour- L *

bes, mais le plus , ? — — —

souvent normales ; aux lignes de con- i tour du noyau et

de la pénombre t

(fig. 29); on dirait voir les lits d’une multitude de ruisseaux qui ont raviné les talus que représente la pénombre, pour aller

se précipiter dans — -- — -

le gouffre simulé par le noyau ; ceci soit dit simplement pour faire image sans anticiper sur les hypothèses dont il sera question plus loin.

- Taches solaires d’après Capocci, Stries de la pénombre.

La même pénombre , avons-nous dit , enveloppe souvent plusieurs noyaux. Mais ceux-ci sont quelquefois séparés les uns des autres par des fragments étroits de matière grisâtre ou brillante : on dirait d’un seul noyau partagé en plusieurs morceaux par ces espèces de filets transversaux auxquels Herschel donne le nom de ponts lumineux ( luminous bridges ). Les figures 20, 27 et 28 présentent plusieurs exemples de cette structure.

Les formes des taches, on le voit par les nombreux dessins que nous reproduisons d’après les observations authentiques, sont extrêmement variées. Mais ■quelles que soient ces formes, il est rare qu’il n’y ait pas une similitude entre les contours des noyaux et ceux de la pénombre enveloppante, similitude accusant l’identité des causes qui les produisent les unes et les autres. Les noyaux sont rarement arrondis : le plus souvent leurs contours sont des lignes polygonales, à angles rentrants, dont les pénombres répètent la forme.

Les dimensions des taches ne sont pas moins variées que leurs formes : il en est de fort petites qui paraissent comme des points à peine perceptibles, même à l’aide de grossissements considérables; c’est parmi elles qu’on rencontre le plus ordinairement les noyaux sans pénombres ou les pénombres sans noyaux. Lçs figures 26 et 27 donnent des exemples des unes et des autres. Certaines taches ont présenté des dimensions énormes. « Vers le milieu de 1763, dit Lalande, j’ai aperçu la plus grosse et la plus noire que j'aie jamais vue; elle avait \' au moins de longueur, » c’est-à-dire la 32 e partie environ du diamètre solaire. Arago cite une tache

de 167", presque trois fois aussi longue que celle de Lalande. Schrœter en a mesuré une dont la surface équivalait à seize fois la surface d’un cercle dq même rayon que la Terre, quatre fois égale dès lors, à la superficie entière de notre globe : elle

Fig. 30. — Grandes lâches solaires, observées le 30 août 1839 par le cap. Davis.

mesurait donc un diamètre moyen de 12 000 lieues. W. Herschel vit en 1779 une tache qui avait 17 000 lieues de diamètre. Celle que nous avons reproduite ici (fig. 30) d’après un dessin du capitaine Davis, montrent quelles énormes dimensions atteignent

parfois ces accidents de la surface du Soleil : mesurée à l’échelle du diamètre réel, la plus étendue 4e ces taches4ormée, il est vrai, d’un double noyau, n’avait pas moins de 300 000 kilomètres dans sa plus grande longueur : sa surface était -environ, la pénombre comprise, de 200 millions de myriamètres carrés. Si, comme nous le verrons plus loin, les taches sont des déchirures profondes de l’enveloppe lumineuse du Soleil, quelle capacité doivent offrir de tels gouffres, sortes d’abîmes gigantesques, au fond desquels la Terre entière n’apparaîtrait plus que comme un rocher, une pierre dans le cratère d’un volcan !

Avec de pareilles dimensions, les taches doivent être visibles à l’œil nu : le seul obstacle à cette visibilité est dans l'éclat du disque solaire, qu’il est aisé, comme on l’a vu , d’affaiblir. C’est à des phénomènes de ce genre qu’il faut évidemment rapporter le prétendu passage de Mercure sur le Soleil en l’an 807; la tache noire que l’on prenait pour le disque obscur de la planète fut visible pendant 8 jours. En 840, c’est Vénus qu’on crut voir ainsi pendant 91 jours ; en 1096, on aperçut des signes sur le Soleil, signa in sole. Mais on ignorait' alors la nature de ces phénomènes, tandis que, depuis la découverte des taches, on ne se trompa plus sur ce point : nombre d’observateurs citent des cas de visibilité sans lunettes. Ainsi, en août 1612, Galilée et ses amis virent à l’œil nu, au lever du Soleil, une tache de 1’ au moins de diamètre : elle se montra ainsi trois jours de suite ; c’est une tache visible à l’œil nu, en 1779, qui détermina W. Herschel à étudier la constitution physique du Soleil. M Schwabe, qui a étudié

pendant une si longue suite d’années les taches so • laires, en a observé fréquemment d’assez grandes pour être visibles à l’œil nu. « Les principales parurent, dit-il, en 1828, J829, 1831, 1836, 1837, 1838, 1839, 1847,1848. Je considère comme grandes taches celles qui embrassent au moins 50"; c’est seulement à cette limite qu’elles commencent à devenir visibles pour de bons yeux, sans le secours du télescope. » Le 28 juin de l’année dernière, 1868, il y avait sur le disque une tache dont un observateur de New-York, M. W. S. Gilman, a donné la description en ajoutant cette mention «. Spot visible to naked eye, » tache visible à l'œil nu. Ce genre d’observation serait encore plus fréquent, si l’on y portait quelque attention.

Les facules ou taches brillantes ont été observées pour la première fois, nous l’avons déjà dit, par Galilée. le plus souvent, elles accompagnent les taches, et se montrent sur les bords extérieurs de la pénombre, de sorte qu’on pourrait croire qu’il n’y a là qu’un simple effet de contraste entre la teinte sombre de la tache et l’éclat éblouissant des parties du disque qui l’avoisinent : mais il n’en est rien; car, outre que les facules n’environnent pas uniformément la pénombre, que certaines taches en sont dépourvues, on voit fréquemment apparaître des facules isolées, dont la présence d’ailleurs, en une région du disque solaire, annonce presque toujours la formation prochaine d’une tache en ce point.

Les facules ont quelquefois la forme de traînées convergentes qui aboutissent de divers côtés aux contours de la tache, semblables à des ruisseaux de matière brillante : la figure 31, que je dois à l’obli-

geance de l’observateur, M. Chacornac, donne un exemple remarquable de cette disposition des facules, bien différentes, on le voit, de celles qui entourent les taches de la figure 29.

Fnj. 31. — Facules dans le voisinage d'une tache, d’après J. Chacornac.

Structure de la photosphère; pores -ou granulations des parties lumineuses du disque. — Feuilles de saule ; leur disposition dans le voisinage des taches et à l’intérieur des pénombres.

Quand on examine le Soleil à l’aide d’une lunette d’un faible pouvoir grossissant, toutes les régions du disque qui ne sont point envahies par les taches —

souvent, c’est le disque tout entier — paraissent d’un blanc uniforme et donnent l’idée d’une surface parfaitement lisse et nivelée. Il n’en est plus ainsi quand on observe avec un télescope d’une assez grande puissance. Alors la surface brillante apparait comme sillonnée d’une multitude de rides lumineuses et de rides plus sombres, qui s’entrecroisent dans tous les sens et la font ressembler, ainsi qu’on l’a dit bien des fois, au pointillé d’un fond de gravure. Les figures 28, 32 et 33 donnent une idée de cet aspect du disque solaire. Ces points plus sombres de la surface ont reçu le nom de pores ou encore de lucules ; on les aperçoit dans toutes les régions du disque, tandis que les taches et lés facules n’apparaissent, comme on le verra bientôt, que dans une zone limitée de chaque côté de l’équateur solaire. Il faut en excepter toutefois les facules elies-mêmes et les noyaux des taches, dont les teintes sont à peu près uniformes; mais les parties des taches qui, sous des teintes très-variées, constituent les pénombres, examinées, avec un grossissement suffisant, offrent une structure qui a la plus grande analogie avec la surface granulée du disque.

' La différence parait surtout consister en ce que les interstices ou pores y sont beaucoup plus larges, de sorte que les parties relativement brillantes de la pénombre paraissent détachées les unes des autres sur un fond plus sombre. Leur forme allongée leur a fait donner par un astronome anglais contemporain, M. Nasmyth, le nom de feuilles de saule /willow-leaves). D'autres observateurs ont reconnu l’existence de ces mêmes fragments lumineux et les ont comparés,. M. Dawes à des brins de paille

déchiquetés, M. Stone à des grains de riz; M. Huggins les nomme simplement des granulations. Voici comment le directeur de l’Observatoire romain, le

Fig. 32. — Pores ou granulations de la surface du disque solaire, d'après W. Huggins.

P. Secchi, décrit l’aspect que présente la surface du disque hors des taches, sur leurs bords et dans la pénombre (il observait avec un grand télescope réfracteur de Merz, muni d’un oculaire diagonal) : « Le

doqIc

fond lumineux du Soleil se voit comme un véritable réseau semé d’une foule de points blancs plus ou moins allongés et séparés par une maille plus sombre, et les nœuds de cette maille paraissent de trèspetits trous noirs. Les pénombres des taches sont plus remarquables : on voit surtout une grande quantité de corps blancs allongés, qui, se plaçant à la suite les uns des autres, produisent comme des filaments, et c’étaient ceux-ci que j’avais nommés courants dans mes observations antérieures. Cette configuration cependant n’est pas constante, et les corps blancs ne sont pas toujours séparés dans les pénombres. Il est difficile de trouver un objet auquel les comparer : je les comparerai à des amas de coton allongés, de toutes les formes imaginables, quelquefois enchevêtrés les uns dans les autres , quelquefois aussi dispersés et isolés. Parfois ces amas sont très-bien terminés et nettement tranchés, parfois ils sont épanouis et mal terminés. Leur tête est en général tournée vers le centre du noyau. Ils ressemblent à de gros coups de pinceau, d’un blanc très-fort à la tète et décroissant vers la queue. Le fond général sur lequel sont dispersés ces corps est une faible lumière qui constitue la pénombre. Cette faible lumière se prolonge en traînées très-épanouies, et a toute l’apparence de nos cirrus dans l’atmosphère, comme les autres parties ressemblent aux cumulus. Le contour dé la tache générale est lui-même formé par les têtes de ces corps blancs qui lui donnent l'aspect d’une crémaillère à dents proéminentes. »

La figure 33 est la reproduction d’un dessin original que M. Nasmyth a eu l’obligeance de nous

communiquer. On y voit tous les détails d’un groupe de taches solaires : les noyaux, formés de deux teintes superposées, l’une, complètement noire, est comme le fond du gouffre; l’autre, un peu moins foncée, semble indiquer en ces points une moindre profondeur; tout autour règne la pénombre recouverte ou plutôt formée entièrement de feuilles de saule rangées en files convergeant vers les noyaux ; les unes, plus brillantes, paraissent être la continuation des pores qui criblent la surface lumineuse environnante. Celle-ci semble un enchevêtrement plus serré de ces éléments singuliers dont les uns, trouvant au bord de l’ouverture un espace où ils peuvent se mouvoir librement, sont entraînés à l’intérieur, tandis que les autres surplombent sous la forme de ponts lumineux. Nous verrons plus loin si ces phénomènes trouvent une explication satisfaisante dans les théories qui ont pour objet la constitution physique du Soleil.

Telle est enrésumé l’apparence que présente, dans les télescopes, le disque du Soleil : une surface lumineuse, d’un éclat à peu près uniforme, sauf la différence que nous avons déjà signalée entre les régions centrales et celles des bords; c’est cette surface que les astronomes appellent la photosphère, quelque divergence qu’il y ait dans leur opinion sur la nature physique de cette enveloppe. La photosphère est couverte de pores ou de points moins lumineux que les intervalles qui les séparent. Ça et là se montrent les taches : les unes, formées d’un noyau noir entouré de la pénombre ; les autres, brillant d’un éclat plus vif que le reste de la photosphère, accompagnent les taches sombres : ce sont les f acides.

Quelques mots maintenant sur l’apparition, les transformations et les disparitions des taches, sur leurs mouvements, sur les régions où elles se montrent principalement, enfin sur leur nombre et leur périodicité.

§ 3. — APPARITIONS, MOUVEMENTS ET TRANSFORMA- TIONS DES TACHES SOLAIRES.

Leur nombre et leur périodicité. — Rapports entre cette périodicité, les températures terrestres, les mouvements des planètes Jupiter et Vénus, et les perturbations de l’aiguille aimantée.

Les taches du Soleil ne sont pas, comme celles qu’on découvre à la surface de la Lune, permanentes sur le disque ; chacune d’elles nait, se transforme et disparaît, et la durée de ses évolutions successives est très- variable.

Les premiers observateurs des taches ont parfaitement constaté les changements qu’elles subissent. D’après Fabricius, « elles changeaient de forme et de vitesse. » Galilée observe « qu’elles ne sont pas permanentes, qu’elles se condensent ou se divisent, s’augmentent et se dissipent. y> C’était du reste un fait aisé à reconnaître, puisque parfois l’observation montrait le disque parsemé d’un grand nombre de taches, tandis que parfois il n’y en avait aucune, et cela pendant la période d’une rotation entière.

L’apparition, le changement et la disparition d’une tache sont des phénomènes qu’il n’est pas toujours facile à l’observation de suivre dans leurs phases complètes. Nous ne voyons jamais à la fois qu’un hémisphère du Soleil; de plus, par le mouvement

terrestre diurne, l’astre n’est visible qu’une partie de la journée ; enfin le ciel couvert empêche souvent toute observation. Aussi il arrive fréquemment que l’observateur , en braquant sa lunette sur le disque, aperçoit une tache toute formée là où rien ne se montrait quelque temps auparavant; ou encore, une tache précédemment observée se trouve pour ainsi dire méconnaissable par suite des changements de forme et de position qu’elle a subis ; enfin telle tache a disparu, soit quelle se soit évanouie en effet, soit que la rotation solaire l’ait entraînée dans l’hémisphère invisible.

Nous avons dit plus haut que les facules se voient le plus souvent dans le voisinage et sur le bord des taches. Il y a entre elles une corrélation plus intime ; c’est ce qu’exprime ainsi Schwahe, un des observateurs les plus assidus des taches solaires : « Il n’est point douteux, dit-il, qu’il y ait d’étroits rapports entre les taches et la formation des facules. Souvent je vois apparaître des facules ou des lucules à l’endroit où une tache a disparu, comme aussi se développer de nouvelles taches dans les facules. »

Il ne paraît pas que les grandes taches naissent spontanément avec leurs dimensions maxima. D’après J. Chacornac, c’est aux époques où le disque solaire est le plus dépourvu de taches, qu’on en voit apparaître un grand nombre de petites, d’abord isolées et privées de pénombres, puis peu à peu s’entourant, à mesure qu’elles grandissent, de cette teinte grisâtre qui caractérise celles-ci. Les plus rapprochées de ces petites taches noires sont reliées par des portions de pénombre ; à la fin, elles se

réunissent dans une pénombre commune, et les noyaux agrandis constituent une seule tache de grande dimension. Il semble qu’elles se soient précipitées les unes dans les autres; et en réalité, quelle que soit l’hypothèse qu’on adopte sur la nature des taches solaires, il n’est pas douteux que les mouvements dont nous parlons existent en effet. Les premiers observateurs, Scheiner et Gaülée ont été surpris de la rapidité des transformations des taches ; Derham, Wollaston, W. Herschel les ont étudiées, et ce dernier astronome a parfaitement vu naître les grandes taches par l’apparition et l’élargissement d’un petit point noir formant le noyau ; comme aussi il signale leur disparition par un rétrécissement préalable du noyau qui alors souvent se divise en plusieurs noyaux distincts. « Alors, dit-il, la matière lumineuse du Soleil paraît s’étendre comme un pont sur la cavité de la tache. »

Arago, dans son Astronomie populaire , cite un passage de Wollaston, où cet observateur rend compte de la division subite d’une tache et compare le phénomène dont il a été témoin à ce qui arrive « lorsque, après avoir lancé une plaque de glace sur la surface d’un étang gelé, les divers fragments entre lesquels la glace se partage glissent dans toutes les directions. » Il est évident que cette comparaison ne doit pas être prise à la lettre; Wollaston a voulu seulement donner une idée de la rapidité relative de la transformation subie par la tache.

Laugier, ayant mesuré les situations relatives de deux taches, a conclu que l’une s’était éloignée de l’autre, supposée immobile, avec une vitesse de 111 mètres par seconde. D’après les récentes obser-

vations de Chacomac, de petites taches se précipitent dans les grandes avec une vitesse qui va quelquefois jusqu'à 550 mètres par seconde. C’est peu de temps après l’apparition d’un groupe de taches qu’ont lieu les plus grands et les plus rapides changements dans la forme primitive. Cette dernière remarque expliquerait la différence, plutôt apparente que réelle, existant entre les taches qu’on voit subir des variations rapides, et celles dont la permanence

le 2 S octobre 1859. ■ * io 29 octobre.

annoncerait des taches qui ont été observées après la période de changement dont nous parlons. C’est ainsi qu’en juillet 1865, une grande tache de forme circulaire a conservé sa forme et ses dimensions pendant toute la durée de son apparition, du 7 au 20 juillet, tandis qu’un groupe occupant à cette dernière date le milieu du disque, subissait des changements d’une grande rapidité dans sa forme et ses dimensions. (J. Chacornac.)

‘ Les figures 34 à 41 représentent des taches dont

on peut suivre les variations à divers intervalles : les premières montrent ce que devient une tache so-

l’ig. 37. — Même tache, le î novembre.

Fig. 36. — Même tache, le 31 octobre.

13 octobre 1865, 8>> 30m. H octobre, 9 ■>.

Fig. 38. — Changements subis par une tache solaire; observations de M. Howlet.

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laire observée de deux en deux jours; dans les deux suivantes, on voit les changements subis, à un jour , d’intervalle, par une tache observée et dessinée par un astronome anglais, M. Howlet, en octobre 1865. Enfin, dans les figures 40 et 41, on peut se rendre compte des transformations opérées dans plusieurs groupes de taches solaires, pendant l’intervalle

15 octobre, 10 b . 16 octobre, 8 b 30“.

Fig. 39. — Morne tache, observée te 15 octobre par M. Chacornac, et le 16

par M. Howlet.

entier d’une rotation : il y a, à la fois, l’indice de mouvements propres considérables, qui ont changé la situation respective des groupes, et la preuve de transformations intimes dans chacun d’eux.

On le voit donc : les taches solaires varient sans cesse de forme et de position. La durée de leur persistance à la surface du Soleil est également très-

variable ; les unes — ce sont ordinairement les plus petites — ne font, pour ainsi dire, qu’apparaître et disparaître, et leur durée n’est, en tout cas, qu’une fraction des 25 jours 1/2 qui forment la durée d’une rotation. D’autres, au contraire, sont visibles pendant plusieurs rotations successives, le plus souvent pendant une ou deux rotations. Cassini disait en 1740 : « On n’en a jamais vu qui ait paru plus longtemps

Fig. 40. — Transformations de groupes de taclies dans l’intervalle d'une rotation, d’après

Pastorf : 24 mai et 21 juin 1828.

que celle qui fut observée aux mois de novembre et de décembre 1676, et au mois de janvier de l’année 1677, qui demeura sur le disque du Soleil pendant plus de 70 jours. » Mais la grande tache de 1779 resta visible pendant six mois, et en 1840 Schwabe en observa une que la rotation ramena huit fois, et dont la durée atteignit ainsi 200 jours, près de 7 mois.

Est-ii vrai que certaines taches, après ayoir dis-

paru pendant un temps plus ou moins long, reparaissent au même endroit du disque, ainsi que le pensaient Cassini, Lalande ? Cassini regardait comme identiques une tache observée en mai 1695 et une autre tache qui apparut, au même point, en mai 1702. Lalande dit aussi positivement que des taches considérables reparaissent aux mêmes points physiques du disque solaire. D’après R.-C. Carrington, qui a fait pendant sept années consécutives une si longue

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Fig. 41. — Detail des deux groupes A et B, avec leurs changements dans l’intervalle d'une rotation.

suite d’observations de taches solaires 1 , il est assez difficile de se prononcer sur l’identité des taches qui se montrent dans les mêmes régions : il cite un assez grand nombre de cas où le retour des mêmes taches offre quelque probabilité : le plus remarquable est celui de quatre groupes, dont le premier fut visible du 24 au 30 septembre 1857, le second du 16 au 28 octobre, le troisième du 15 au 28 novembre,

1. Observations of the Spots on the Sun, from november 9 18T>3, to march 24 1861 mode at Redliill.

le quatrième le 19 décembre de la blême année. Mais à cause des changements de forme et de légères variations dans les positions des groupes, il regarde comme presque impossible d’établir la certitude de leur identité.

Ce qui est certain, ce que les premiers observateurs ont parfaitement reconnu , c’est que les taches ne se montrent pas indistinctement dans toutes les régions du disque solaire. Galilée affirmait qu’elles sont restreintes à une zone s’étendant à 29° de part et d’autre de l’équateur. Cette zone est de 30° selon Scheiner et Hévélius; le nom de zone royale fut donné, à cette époque, à la région solaire qui avait le privilège d’être obscurcie par les taches, privilège monarchique s’il en fut.

L’étendue de la zone s’élargit du reste à mesure que les observations s’accumulent. Ainsi, Messier vit en 1777 une tache à 31° 1/2 de l’équateur solaire ; Méchain et Lalande une autre en 1780, dont la latitude atteignait 40°; vers 1840, Laugier en observa plusieurs à 41°. Un groupe, vu par R.-C. Carrington en juillet 1858, était situé à 45° de latitude australe. Les exemples de taches plus éloignées encore de l’équateur sont très-rares : citons la tache observée par Schwabe à 50°, une autre par Peters (d’Hamilton Collège) à 50° 55', et enfin, la tache décrite par La Hire sous 70° de latitude nord, et qui, comme Humboldt l’observe avec raison, « peut être mise au rang des plus grandes raretés. »

Du reste, les taches solaires sont loin de se distribuer uniformément dans la zone d’apparition dont on vient de donner les limites. Si l’on n’en voit jamais aux pôles, et fort rarement au delà de 45° de

Distribution des taches solaires d’après leurs latitudes héliocenlriques, de tS53 à tS6t, d'après R.-C. Carrington.

latitude, elles sont aussi assez peu fréquentes à l’équateur même, et à quelques degrés de chaque côté de cette ligne. Pour en donner une idée, citons quelques nombres. Dans les 5 290 observations de Carrington, se rapportant à 954 groupes de taches, nous ne trouvons que 50 groupes dans le voisinage de l’équateur; 20 entre 0° et -j- 4° de latitude ; 30 entre 0° et — 4°; une seule coupe réellement l’équateur. Les autres groupes se distribuent à peu près ainsi : environ 200 jusqu’à -f- 10° et — 40°; 640 sont compris de ces deux latitudes jusqu’à 30° au nord et au sud; au delà, il n’y en a plus qu’une soixantaine. C’est bien entre 10° et 30° que les taches se montrent en plus grande quantité, comme on peut en juger du premier coup d’œil par le diagramme de la figure 42, reproduction sur une petite échelle de trois planches de l’ouvrage de Carrington.

D’après John Herschel, « l’équateur actuel du Soleil est moins fréquemment recouvert de taches que les zones adjacentes de chaque côté, et il existe une différence caractéristique entre leur nombre et leurs dimensions dans les deux hémisphères nord et sud, les taches boréales l’emportant sur les taches australes sous ces deux rapports. La zone comprise entre 41° et 45° de latitude nord est particulièrement fertile en taches de grandes dimensions et d’une longue durée. » En regard de cette opinion qu’Hurnboldt reproduit dans le Cosmos, il est bon de placer les nombreuses observations de Carrington, qui, sur 954 groupes de taches, en placent 436 dans l’hémisphère nord et 548 dans l’hémisphère sud. Ce résultat contredit, du moins au point de vue de la fréquence ou du nombre, l’assertion des deux illustres

savants, et à en juger par les dessins qui accompagnent le bel ouvrage de Carrington, les grandes taches semblent avoir été également nombreuses dans chaque (hémisphère. Mais il ne faut pas oublier qu’il s’agit d’époques différentes; peut-être y a-t-il des périodes où l’un des hémisphères l’emporte, et d’autres où c’est le contraire qui arrive.

La figure 42 montre assez combien les années successives diffèrent au point de vue de la fréquence des taches solaires. Le nombre des groupes observés diminue depuis 1853 jusqu’à 1856, époque où il atteint son minimum ; puis il reprend une marche rapidement croissante jusqu’en 1860 et 1861. En 1860, ce nombre s’élève à 297, treize fois plus grand qu’en 1856, où il n’était que de 23.

Depuis l’origine des observations, les astronomes ont signalé les grandes différences qui existent dans la fréquence des taches selon les époques. Scheiner parle de 50 taches vues à la fois sur le disque en 1711. De 1700 à 1710, elles furent nombreuses aussi; en 1716, on observa 21 groupes, parmi lesquels 8 étaient distinctement visibles à la fois. De 1717 à 1720, on en vit encore davantage, et en 1719 notamment, il y avait une véritable ceinture équatoriale de taches. En 1740, en octobre 1759, elles furent encore très-fréquentes. Schroeter observa une fois 68 taches visibles, puis à une autre époque 81 taches. W. Herschel en vit 50 en 1801, 40 en novembre 1802.

La figure 43 montre combien parfois les taches sont nombreuses au même instant sur le disque, tout en présentant des dimensions considérables.

D’autre part, il paraît qu’elles furent très-rares de

1650 à 1670, de 1676 à 1684. On n’en vit point de 1695 à 1700, de 1711 à 1712. En 1710 et en 1713, on n’en vit qu’une seule. D’après la Correspondance astronomique du baron de Zach, 29 mois se passèrent de 1821 à 1823 sans qu’on observât de taches ;

Fig. 43. — Taches du Soleil, le 2 septembre 1839, d'après le capitaine Davis.

le 10 juillet 1823 seulement, on en vit apparaître de nouveau.

En réunissant et en comparant tous ces résultats, en y joignant ses propres observations de 1826 à 1850, M. Schwabe, de Dessau, a mis hors de doute

l’existence d’une périodicité à peu près régulière dans la fréquence des taches; mais il est probable que la période de 10 à 11 années, qui résulte de ses recherches, subit elle-même des variations. Les grands travaux de Carrington que nous avons déjà si souvent cités, les observations continues de l’Observatoire de Kew, celles que poursuit M. Schwabe, achèveront de fixer ce point important de la physique solaire. Pour faire immédiatement saisir à l’œil les maximum et les minimum par lesquels le nombre des taches a passé depuis plus d’un siècle, nous avons reproduit (ftg. 44) la courbe que donne Carrington dans son grand ouvrage, d’après ses propres recherches et celles du professeur Wolf (de Zurich), pour les anciennes sériesd’observations. Au-dessous, on voit deux autres courbes, dont les sinuosités suivent plus ou moins régulièrement celles delà première. L’une d’elles exprime les variations de la distance de Jupiter au Soleil, parce qu’on a cru remarquer qu’il existe une corrélation entre la proximité de la planète et le retour des apparitions les plus fréquentes des taches solaires. La masse relativement considérable de Jupiter aurait- elle sur les phénomènes une influence comparable à celle de la masse lunaire sur les marées terrestres ? C’est une question qui n’est pas décidée, mais qui mérite examen L

1. MM. W. de la Rue, Stewart et Lœwv ont aussi étudié l’influence probable des planètes Jupiter et Vénus sur la distribution des taches solaires en latitude. Us ont cru remarquer que si l’une de ces planètes se trouve à l'époque de son passage par le plan de l’équateur solaire, elle détermine un resserrement de la zone des taches vers l’équateur ; cette zone, au contraire, s’étend vers les pôles, quand la planète s’éloigne du plan de l'équateur du Soleil. (V. Monthly notices, nov. 1866.)

Dans la troisième courbe de la figure, on voit les oscillations qu’ont subies les prix du blé, pendant le même intervalle de temps, en Angleterre. Voici ce qui a donné lieu au tracé de cette courbe, et à la comparaison qu’on en a faite avec la courbe de fréquence des taches du Soleil. W. Herschel avait été conduit, par ses idées théoriques sur la constitution physique du Soleil, à supposer que les taches sont l’indice d’une augmentation dans l’émission de chaleur et de lumière des régions de la surface où elles se montrent. Le rayonnement, s’il en était ainsi, serait plus intense aux époques où les taches sont nombreuses que dans celles où ce nombre est minimum, èt, dès lors, la température moyenne de la Terre doit se ressentir de ces variations. Pour s’en rendre compte, l’illustre astronome, qui n’avait point alors d’observations météorologiques suffisantes, chercha dans un autre élément, le prix moyen du blé, un terme de comparaison : il crut reconnaître que ce prix, pour une période de près de deux siècles, avait été d’autant plus élevé que ie Soleil avait des taches moins nombreuses.

La question a été reprise depuis. Gautier (de Genève), Arago et Barrai ont dressé des tableaux plus complets, en mettant à profit les nombreuses observations météorologiques modernes, et leurs résultats sont en contradiction avec ceux d’Herschel. Du reste, on ne pourra trancher la question qu’en accumulant les éléments de comparaison. S’il y a une connexion entre le nombre des taches du Soleil et la température de la Terre, c’est par la réunion des températures moyennes d’un grand nombre de pays ris sous toutes les latitudes, et dans toutes les

parties du monde, qu’on pourra s’en assurer. Comme le dit Àrago avec un grand sens : « En ces matières, il faut se garder de généraliser avant d’avoir un trèsgrand nombre d’observations. »

La périodicité des taches a été encore mise en regard d’un autre phénomène terrestre, les mouvements de l’aiguille aimantée. Les variations diurnes de cet appareil sont sujettes à des maximum et à des minimum dont la période paraît être décennale et correspondre à la période des taches solaires. Il résulte des observations de Wolf (de Zurich) , du père Secchi, de Sabine, que les époques où les taches solaires se présentent en plus grand nombre Sont aussi celles où se produisent sur notre globe les perturbations magnétiques les plus considérables. Toutefois, d’après Wolf, il y aurait trois périodes différentes, soit pour les taches, soit pour les perturbations magnétiques et notamment les aurores boréales : l’une de 11 ans et 40 jours, l’autre de 55 ans et demi, la troisième de 106 ans. Sont-ce là des relations fortuites, ou la coïncidence de ces deux ordres de phénomènes est-elle due, comme il paraît plus probable, à une réelle influence du Soleil sur l’état magnétique de notre globe ?

Hypothèses diverses sur la constitution physique du Soleil. — Théorie de Wilson et' de W. Herschel. — Les taches sont des cavités. — La photosphère est une substance gazeuse à l’état d’incandescence.

Nous sommes resté jusqu’ici dans le domaine des observations, c’est-à-dire des données positives de la science ; nous allons entrer maintenant dans celui

des conjectures et des hypothèses, en cherchant à répondre à une question inévitable, que bien des gens, ignorants et savants, se sont posée avant nous, et que chacun de nos lecteurs s’est probablement posée déjà plus d’une fois, en lisant ce petit volume :

Qu’est-ce que le Soleil?

Si l’astronomie était en état de résoudre ce grand problème, elle serait bien près de résoudre celui de la constitution de l’univers entier, du moins au point de vue général où elle se place ; car nous avons vu que se demander ce qu’est le Soleil, c'est du même coup se demander :

Qu’est-ce qu’une étoile?

Comme on le pense bien, toutes les théories imaginées depuis 250 ans que l’on observe le Soleil avec les lunettes, sont basées sur l’explication du phénomène des taches. Il était donc essentiel, pour les bien comprendre, de décrire en détail toutes les particularités de leur structure, de leur génération, de leurs mouvements apparents et réels, de leur périodicité, de leur distribution à la surface de l’immense sphère. C’est ce que nous avons fait. Passons donc maintenant en revue les hypothèses en question.

Une fois qu’il fut bien prouvé — et cela ne fut pas long — que les taches appartiennent bien en propre au corps du Soleil, les divers observateurs présentèrent chacun leur opinion.

Galilée regarde tout d’abord les taches comme une espèce de fumée, de nuage ou d’écume, se formant à la surface du Soleil, e nageant sur un océan de

matière subtile ou fluide. Hévélius partage l’opinion du grand Florentin . D’autres considèrent aussi les taches comme flottant à la surface du Soleil ; mais tantôt ils en font des matières bitumineuses, lancées par des volcans sous-jacents, tantôt ce sont des corps solides et irréguliers, plongés dans le fluide et apparaissant de temps à autre à la surface. Voici, du reste, comment Gassini II résumait, en 1740, les divers sentiments qui avaient cours alors, et entre lesquels il juge prudent de ne point se prononcer.

« Les uns, dit-il, ont cru que le Soleil étoit un corps opaque, ayant des éminences et inégalités à peu près semblables à celles de la Terre, lesquelles sont couvertes par une matière fluide et lumineuse, qui l’environne de toutes parts ; que ce fluide étant porté en certains endroits plus que dans d’autres, par une cause qui a du rapport h celle des marées, laisse quelquefois entrevoir une ou plusieurs de ces pointes ou rochers, qui forment l’apparence des taches, autour desquelles il se fait une espèce d’écume qui représente ces nébulosités (les pénombres) ; que ces taches disparaissent, lorsque le fluide les recouvre, et qu’elles paraissent de nouveau lorsque ce fluide s’écoule vers un autre endroit : ce qui explique assez bien pourquoi on les voit reparaître aux mêmes endroits du disque du Soleil, après un certain nombre de révolutions. »

Cette première opinion est celle de La Hire, laquelle Lalande regardait encore, en 1764, comme la plus probable. Aujourd’hui que le mouvement propre des taches à la surface du Soleil est prouvé par de très-nombreuses observations, il est superflu de réfuter une opinion qui exige forcément leur immo-

bilité, et qui est en contradiction avec les apparences des pénombres, plus foncées près des bords que du côté du noyau.

« D’autres, continue Cassini, ont pensé de même qu’il y avoit, au centre du Soleil, une espèce de noyau ou corps opaque, recouvert entièrement de matière fluide et lumineuse; que, dans ce corps opaque, il y avoit des volcans semblables à ceux du Vésuve et du mont Etna, qui jettent de temps en temps des matières bitumineuses qui sont portées sur la surface du Soleil, où elles font l’apparence des taches, de même que la nouvelle île qui s’est formée dans l’Archipel, près de l’île Sentorin, et celle qui a paru depuis vers les Açores; que cette matière bitumineuse est altérée par celle dont le Soleil est couvert, qui la consomme peu à peu, et forme les nébulosités et variations qu’on aperçoit dans les taches, lesquelles cessent de paroître lorsque cette matière est entièrement détruite; qu’elles reparaissent enfin de nouveau, aux mêmes endroits du disque du Soleil, lorsque ces volcans jettent de nouvelles -matières.

« Quelques-uns ont jugé que le Soleil étoit composé d’une matière fluide dans laquelle il y avoit cependant quelques corps solides et irréguliers, qui, par le grand mouvement de ce fluide, étoient tantôt plongés au-dedansde cet astre et paraissoient ensuite sur sa surface où ils formoient l’apparence des taches qui varioient de figure suivant les surfaces irrégulières que ces corps nous présentoient.

« D’autres enfin ont supposé que le Soleil étoit formé par une matière subtile qui est dans une continuelle agitation; que des matières hétérogènes et

plus grossières qui s’y trouvoient renfermées s’en séparoient par le mouvement rapide de ce fluide, et étoient portées vers la surface du Soleil où elles se réunissoient, à peu près de même que l’écume qui paroît au-dessus du métal fondu, ou de quelque autre matière qui bouillonne; que ces écumes étoient agitées par la matière du Soleil, ce qui les faisoit paroître sous les différentes figures que l’on observe dans les taches, où, indépendamment des raisons d’optique, on les voit augmenter ou diminuer de grandeur apparente, s’approcher et s’éloigner un peu les unes des autres; que ces taches disparoissoient enfin entièrement, après avoir été dissipées par l’agitation continuelle de la matière subtile qui compose le Soleil. »

Ces explications primitives des taches solaires ne sont que des interprétations grossières des phénomènes, tels qu’ils furent observés d’abord : on n’avait point encore étudié les taches dans tous leurs détails de mouvements et de structure, et on n’éprouvait pas le besoin de rendre compte de particularités encore inconnues. On remarquera que les deux premières hypothèses supposent implicitement que les taches se forment toujours aux mêmes régions de la surface, puisque ce sont ou des montagnes, çu des scories sortant de bouches volcaniques et dès lors fixes. Les deux autres hypothèses ressemblent aux premières par un point, puisque les taches sont soit des corps solides, soit des scories; mais elles en diffèrent par un autre point essentiel, puisque ces corps sont mobiles et dès lors peuvent se former ou se présenter dans des régions quelconques de la surface du Soleil.

Il est inutile du reste de nous arrêter plus longtemps à ces ébauches de théorie; le lecteur, après la description détaillée des phénomènes qu’on sait observer aujourd’hui à la surface du Soleil, ne peut manquer d’être frappé de leur principal défaut, je : veux parler de leur insuffisance.

Abordons maintenant une théorie qui a été imaginée par l’astronome anglais Wilson, modifiée et complétée par Bode, par W. Herschel, puis, dans notre siècle, adoptée et perfectionnée par un grand nombre de savants. Malgré les objections sérieuses dont elle a été récemment l’objet, elle compte encore des partisans illustres. Laissons là l’histoire, d’ailleurs fort instructive, des phases par lesquelles a passé cette théorie, et bornons-nous à l’exposé qu’en a fait Arago, il n’y a pas vingt ans, dans son Astronomie populaire.

En quoi elle se distingue immédiatement des théories antérieures, c’est qu’elle considère les taches, non plus comme des corps émergeant ou flottant sur la photosphère, mais bien comme des ouvertures, des cavités existant momentanément dans l’enveloppe lumineuse et laissant voir les parties intérieures, moins brillantes, du globe solaire.

Ce globe tout entier serait lui-même formé de la manière suivante :

« C’est d’abord, intérieurement, un noyau sphérique, relativement obscur, entouré à une certaine distance d’une première atmosphère b b b ((ig. 45), qui peut être comparée à l’atmosphère terrestre, lorsque celle-ci est le siège d’une couche continue de nuages opaques et réfléchissants. Si on place de plus, au-dessus de cette première couche, une se-

conde atmosphère lumineuse a a, qui prendra le nom de photosphère , cette photosphère, plus ou moins éloignée de l’atmosphère nuageuse intérieure,

Fig. 4S. — Implication des phénomènes des taches dans l’hypothèse de Wilson et d’Herschel : ma, photosphère; bbb, atmosphère nuageuse intérieure; A, tache avec noyau et pénombre; B, noyau sans pénombre; C, pénombre sans noyau.

détermine par son contour les limites visibles de l’astre. »

Voyons maintenant commentcette hypothèse rend

compte des apparences que présentent les taches solaires et les parties sombres ou lumineuses du disque.

Si l’on imagine qu’à la surface du noyau obscur il se forme de temps à autre des masses gazeuses, dont une haute température amène la déflagration ; ou encore, s’il existe à la môme surface des foyers d’éruptions volcaniques, les jets provenant de ces foyers déchirant successivement les deux atmosphères du Soleil, produiront des trouées d’une étendue plus ou moins considérable, des vides, à travers lesquels on pourra voir le noyau central.

Ces ouvertures doivent avoir plus généralement la forme d’un cône irrégulier, évasé à sa partie supérieure, laissant voir à sa base la plus étroite la partie solide et obscure du Soleil, et tout autour, l’atmosphère nuageuse, de couleur grisâtre. De là les taches noires, environnées de leifrs pénombres.

Mais il peut arriver que l’ouverture pratiquée ainsi dans la photosphère ait une moindre étendue que celle de l’atmosphère nuageuse. Dans ce cas, le noyau noir sera seul visible, et c’est ainsi que se trouvent expliqués les noyaux sans pénombre. Au contraire, la déchirure de la première enveloppe grisâtre vient-elle à se refermer avant celle de la photosphère, alors on ne peut plus apercevoir le corps obscur, ce qui permet d’expliquer aisément les pénombres dépourvues de noyau. Lorsqu’une déchirure violente et subite se produit dans une masse gazeuse comme la photosphère, il doit y avoir tout autour de l’ouverture une condensation de la matière dont elle est formée, et dès lors une plus grande intensité lumineuse. Telle serait l’origine des

facules qui entourent presque toujours les taches.

Cette théorie de la constitution physique du Soleil rend compte, d’une façon assez satisfaisante, des détails des phénomènes observés. La variation de forme des taches, leur disparition, leur mobilité même y trouvent une explication très-naturelle. Le fait, souvent constaté, que le noyau diminue peu à peu, pour s’évanouir comme un point en laissant subsister la pénombre quelque temps encore après sa disparition, se comprend à merveille : c’est bien ainsi que peu à peu doivent se resserrer, pour se rapprocher tout à fait, les talus mobiles des deux atmosphères, à mesure que la cause qui leur avait donné naissance diminue d’énergie et disparait. On conçoit aussi qu’ après la disparition d’une tache, les facules doivent subsister encore et même se montrer plus intenses, puisqu’un certain temps doit être nécessaire pour rétablir l’homogénéité parfaite des couches gazeuses, et que les matières gazeuses, en se précipitant dans le vide formé primitivement par le noyau et la pénombre, s’y condensent naturellement et deviennent ainsi plus lumineuses.

Outre les courants ascendants dont la rapidité est assez puissante pour trouer les enveloppes atmosphériques du Soleil, on conçoit qu’il existe une agitation continuelle dans les couches gazeuses et à la surface de la photosphère. Cette surface n’est donc point polie, mais sillonnée de rugosités, d’élévations et de dépressions dans tous les sens, analogues aux vagues de l'Océan. De là les rides lumineuses et les rides sombres, qui constituent les lucules; de là cette multitude de pores qui donnent au Soleil l’aspect pointillé dont il a été question plus haut.

Toutes ces explications des phénomènes des taches solaires sont basées sur deux hypothèses : la première, c’est que les taches sont des excavations dans une enveloppe lumineuse ; la seconde, c’est que le noyau intérieur du Soleil est obscur et que la lumière de la photosphère est celle d’un gaz à Tétât d’incandescence. Il reste à savoir si ces deux hypothèses peuvent être étayées d’observations positives.

Et d’abord, les taches sont-elles des ouvertures, des cavités, des dépressions, si Ton veut, de la photosphère ?

Pour simplifier les idées, considérons une tache de forme circulaire, dont le noyau noir est entouré d’une pénombre à peu près partout d’égale largeur ; et supposons un instant qu’elle ne change en réalité ni de dimensions ni de forme, pendant tout son trajet apparent sur le disque, du bord oriental au bord occidental. Ce n’est qu’au centre qu’elle se montrera à l'observateur sous sa véritable forme, celle dp deux cercles- concentriques, ou, si Ton veut, d’un cercle noir bordé d’un anneau grisâtre. Avant d’arriver au centre, comme après y avoir passé, la perspective a nécessairement déformé la tache, lui laissant ses dimensions vraies parallèlement à l’axe de rotation, mais la rétrécissant dans le sens de sa largeur, et cela, d’autant plus que la tache est plus rapprochée de l’un ou de l’autre bord. C’est alors un composé de deux ovales concentriques.

Si la tache et sa pénombre sont deux accidents tout superficiels de la surface de la photosphère, des teintes plus obscures de cette surface, que doit-on observer ? Evidemment ceci : l’anneau grisâtre for-

mant la pénombre paraîtra moins large du côté où l’obliquité des rayons visuels est la plus grande, c’est-à-dire du côté des bords du Soleil, et cette inégalité de largeur sera d’autant plus sensible que la tache sera plus près de l’un ou de l’autre bord.

Si la tache est un objet saillant sur la surface de la photosphère, l’effet de perspective que nous venons de décrire sera encore plus tranché, et le noyau noir masquant la pénombre du côté du bord.

Fig. 46. — Changement apparent dans la ferme d'uueJtaclio solaire, pendant son mouvement du centre au bord du Soleil.

celle-ci disparaîtra de ce côté, tandis que la pénombre, du côté du centré, restera visible.

Enfin, la tache, au contraire, est elle une cavité, dont la pénombre forme les talus, un effet inverse doit se produire, celui que représente la figure 46, où l’on peut observer le changement apparent d’une tache que la rotation entraîne du centre au bord du Soleil; c’est la partie de la pénombre tournée vers le centre qui diminue la première de largeur, et elle

finit même par disparaître complètement, tandis que l’autre partie, se montrant à 1 œil sous des incidences moins obliques à mesure que le mouvement l’amène vers le bord, semble augmenter de dimensions. Plus près du bord, il arrivera un moment où le noyau qui est le fond de la cavité disparaîtra à l’œil, puis la pénombre elle-même, s’effilant de plus en plus, deviendra invisible avant d’avoir atteint le bord du Soleil.

Fig. 47. — Explication du changement de forme du noyau et de la pénombre dans l'hypothèse de Wilson.

Telle est précisément l’apparence que Wilson observa en novembre 1769, et qui lui suggéra l’hypothèse exposée plus haut. Depuis, de nombreuses observations et de nouveaux arguments qui nous paraissent décisifs, ont confirmé ce point spécial, et prouvent que les taches sont véritablement des ouvertures dans la photosphère.

M. Faye, en énumérant toutes ces preuves, cite notamment une observation de Galilée qui a été

bien des fois répétée depuis. Deux taches voisines sont vues au centre du disque, séparées seulement par un intervalle lumineux étroit. Si la tache la plus voisine du centre était en saillie, ce filet lumineux serait bientôt masqué par elle, tandis qu’il subsiste jusqu’aux bords, ne diminuant de largeur que dans la proportion voulue par la perspective.

M. Chacornac m’écrivait en 1865, pour insister sur

Fin. 48. — Tache en forme de tourbillon, observée parSecchi, le 5 mai 1857.

ce fait que, dans l’hypothèse de taches en saillies, nuages ou autres objets, « jamais une tache ne devrait disparaître avant d’être arrivée aux bords du disque; » ce qui est cependant le cas général de l’observation.

Une fois cette idée admise, que les taches solaires sont des excavations, des déchirures de l’enveloppe lumineuse photosphérique, il est difficile de se garderie l’illusion qui fait tout naturellement voir un

trou dans une tache hoir qui se détache sur un fond blanc ; qui, dans la tache de la figure 48, montre un tourbillon gigantesque, un entonnoir au fond duquel la matière de la photosphère se déverse et s’elfondre . De telles illusions toutefois ne pouvaient suffire et suppléer aux observations. Une expérience curieuse de Warren de la Rue fait de cette illusion d’optique un argument qui la transforme en réalité incontestable. Le savant et ingénieux astronome a pris des vues photographiques d’une même tache, à deux jours de distance, de façon à obtenir l’angle visuel nécessaire à-la vision en reüef ou stéréoscopique. Eh bien, examinées au stéréoscope, les deux images accusent, paraît-il, avec une netteté admirable, la forme en entonnoir de la tache photographiée.

Au moment où nous écrivons ces lignes, nous recevons le numéro du 16 novembre 1868 des Comptes-rendus de l’Académie des sciences, et nous y lisons cette note :

« M. Delaunay met sous les yeux de l’Académie une photographie du Soleil qui lui a été remise par M. W. de la Rue. Cette photographie a été faite au moment où une forte tache solaire était arrivée exactement au bord du disque de l’astre. On y voit, en un point du contour du Soleil, une échancrure qui indique, sans aucun doute possible, l’existence d’un creux dans la photosphère à l’endroit où se trouvait la tache. »

Enfin, en étudiant un grand nombre de taches, et en mesurant la largeur de leurs pénombres à droite et à gauche de la ligne représentant sur le disque l’axe solaire, les astronomes de Kew ont obtenu un

résultat tout en faveur de l’hypothèse en question. Sur 605 cas différents, 75 n’ont fourni aucune indication, c’est-à-dire que les pénombres des taches étaient également étendues du côté du centre et du côté du bord ; sur les 530 restants, 456 ou 86,04 pour cent étaient favorables à l’hypothèse de Wilson, leurs pénombres étant plus larges du côté du bord le plus voisin du Soleil que du côté du centre; 74 ou 13,96 pour cent seulement présentaient l’apparence contraire l . En mesurant de même la largeur des pénombres, dans le sens de l’axe, pour des taches situées de part et d’autre de l’équateur, les auteurs des recherches que nous venons de citer ont trouvé que l’effet de raccourcissement ou de perspective était celui qu’exige l’hypothèse de Wilson : 81 taches sur 100 avaient leurs pénombres plus larges vers les pôles que du côté du centre.

En résumé, il semble clairement prouvé que les taches et leurs pénombres sont des trouées, des cavités qui apparaissent temporairement dans la photosphère. Ce premier point de la théorie proposée paraît hors de contestation. Il reste à savoir si le second point est aussi probable, c’est-à-dire si le globe du Soleil est formé d’un noyau obcur, enveloppé à des distances différentes de deux couches : l’une, non lumineuse par elle-même, mais réfléchissant, à travers les déchirures de la couche extérieure, la lumière qu’elle en reçoit ; l’autre, lumineuse par ellemême et constituant la périphérie visible du corps du Soleil, le siège des radiations lumineuses, calorifiques et chimiques.

1. Researchcs on Solar physics, by Warren de la Rue, Balfour Stewart, and Benjamain Lœwy 1' séries, 1865.

En premier lieu, la photosphère est-elle, comme le suppose la théorie, un gaz que sa haute température porte à l’incandescence? Y a-t-il, au contraire, des raisons de supposer que c’est un océan liquide, une masse en fusion, ou même un corps solide incandescent?

Si les taches sont vraiment des cavités, il faut rejeter les deux dernières suppositions; car si ces cavités peuvent se produire dans un liquide, il est • incroyable qu’elles durent aussi longtemps, que l’équilibre des masses formant les talus reste troublé des jours, des mois entiers, que ces excavations énormes, en un mot, ne se comblent pas plus rapidement. Enfin, si la photosphère est un solide incandescent, on est forcé de considérer les taches comme des corps extérieurs en saillie à la surface du globe solaire.

Ce ne sont là, toutefois, que des preuves négatives. Arago a fourni un argument décisif en faveur de la nature gazeuse de la photosphère. D’après ses expériences, la lumière qui émane d’un corps liquide ou solide incandescent, sous un angle trèspetit, offre constamment des traces de polarisation ».

La lumière qui nous vient des bords du Soleil devrait donc être partiellement polarisée, si c’est une masse liquide ou solide ; en pénétrant dans la lunette polariscope, elle devrait se décomposer en deux faisceaux colorés, teints de deux couleurs complémentaires. Il n’en est pas ainsi, et l’observation montre que, quel que soit l’angle d’émission, quelque

1. Voyez, pour la signification de ces mots polarisation, lumière polarisée , lumière naturelle, le livre III de notre ouvrage les Phénomènes de la Physique.

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région du disque qu’on examine, la lumière de la photosphère est toujours à l’état naturel, semblable dès lors à celle qui émane d’une substance gazeuse incandescente, « à celle, dit Arago pour préciser, qui éclaire aujourd’hui nos rues, nos magasins. » Cette expérience, qui semble décisive en faveur de la nature gazeuse de la photosphère, a été cependant, dans ces derniers temps, mise en question par une autre expérience d’optique d’une non moindre importance, que nous allons exposer et dont on a essayé de faire la base d’une théorie nouvelle de la constitution physique du Soleil.

§ 5. — hypothèses contemporaines sur la constitution PHYSIQUE DU SOLEIL.

Analyse spectrale de la lumière solaire et théorie proposée par MM. KirchhotT, Bunsen, Mitscherlich. — Théorie de M. Faye.

La lumière du Soleil, décomposée par son passage ?i travers un prisme de substance réfringente, produit une image teinte de diverses couleurs rangées dans un ordre constant, connue sous le nom de spectre solaire. Le spectre solaire est, en outre, sillonné d’une multitude de raies sombres ou noires, les unes assez fortes, les autres très-fines et qu’on ne peut distinguer qu’en prenant des précautions spéciales.

Toute lumière émanée d’une autre source que le Soleil donne aussi un spectre, quand on la décompose par le prisme; mais, selon la nature de la source, les spectres obtenus se distinguent les uns des autres par des caractères spéciaux, et les physiciens les rangent aujourd’hui en trois ordres :

Un spectre du premier ordre forme une bande colorée continue, sans aucune interruption produite par des raies sombres ou par des raies brillantes. La lumière qui le produit émane d’un corps solide ou liquide, à l’état d’incandescence, mais opaque. De la chaux, du fer, de la magnésie portés à une température assez élevée pour devenir lumineux, donnent des spectres du premier ordre.

Un spectre du second ordre est formé de raies lumineuses et colorées, que séparent de larges intervalles obscurs. Il est produit par les sources de lumière qui sont à l’état gazeux, et, selon la nature chimique du gaz, les raies varient de nombre, de position et de couleur. De là la possibilité d’étudier chimiquement les gaz qui se trouvent dans une flamme, par les raies qu’on observe dans son spectre. •

Enfin, un spectre du troisième ordre est celui dans lequel des raies noires ou sombres interrompent la continuité de la bande colorée qui le forme : c’est, en un mot, un spectre analogue à celui que produit un faisceau de lumière solaire. Or, il y a quelques années, deux physiciens et chimistes allemands, Kirchhoff et Bunsen, ont donné la raison de cette production de raies noires dans la bande lumineuse. Ils ont fait voir que les raies brillantes qui constituent le spectre d’une substance gazeuse, se transforment en raies sombres, quand une source lumineuse plus intense, susceptible de. donner un spectre continu, est placée en arrière de la flamme.

Ainsi, la lumière de Drummond, produite par l’incandescence de la chaux dans l’oxygène, donne seule un spectre continu; la flamme très-faible d’un bec

de gaz, d’un brûleur de Bunsen, dans laquelle on met quelques gouttes d’alcool salé, donne isolément pour spectre une raie jaune occupant la place de la raie D de Fraunhofer du spectre solaire ; c’est la raie caractéristique du sodium. Qu’on place maintenant cette dernière flamme entre l’œil et la lumière Drummond, à l’instant dans le spectre continu de celle-ci on voit apparaître la raie noire D. C’est le phénomène que Kirchhoff a nommé le renversement du spectre des flammes, qu’il a d’ailleurs constaté sur un assez grand nombre de substances métalliques. Un spectre du troisième ordre est donc celui que donne une lumière émanée d’un liquide ou d’un solide incandescent, mais qui a dû traverser une masse gazeuse, une atmosphère de vapeurs absorbantes.

Généralisant ces curieux résultats de l’ expérience, les savants physiciens ont conclu de là que les raies noires dont le spectre solaire est sillonné, indiquent le renversement d’autant de raies brillantes par l’interposition d’une couche gazeuse au-devant de la lumière de la photosphère du Soleil. Cette photosphère joue pour nous, d’après eux, le rôle de la lumière Drummond de l’expérience qu’on vient de décrire ; une atmosphère gazeuse qui l’enveloppe, et qui contient en suspension les vapeurs de certaines substances métalliques, joue le rôle du brûleur de Bunsen renfermant les parcelles du sodium.

De là cette conséquence inattendue, que l’étude des 2 000 et quelques raies noires du spectre solaire peut servir à analyser chimiquement l’atmosphère du Soleil, dès lors à connaître les métaux ou autres corps simples quii forment la matière de son

LÇ SOLEIL

globe. Par exemple, les 70 lignes brillantes du fer, variées de couleur, de largeur et d’intensité coïncident, sous tous ces points de vue et d’une façon si précise, avec 70 raies sombres du Soleil, qu’il est impossible de douter qu’il y ait dans l’atmosphère solaire du fer à l’état de vapeur métallique. Dans la figure 49, on voit un certain nombre de ces raies» marquées Fe. On y trouve aussi un grand nombre de lignes qui coïncident avec les raies brillantes de plusieurs autres métaux et corps simples, tels que le cuivre, le zinc , le chrome, le nickel, le magnésium, le calcium, le sodium, l’hydrogène : il est probable que le Soleil renferme aussi du cobalt, du strontium, du cadmium. En revanche, il n’y a ni or» ni argent, ni platine : il est assez singulier que l’astre auquel les alchimistes avaient consacré l’or ne contienne, pas ce roi des métaux K

Ces résultats de l’analyse des spectres des sources lumineuses ont conduit à considérer le spectre solaire comme un spectre du troisième ordre, comme produit dès lors par une source susceptible de donner un spectre continu, au-devant de laquelle est interposée une atmosphère gazeuse absorbante. De là la théorie suivante proposée par Kirohhoff comme exprimant la véritable constitution physique du Soleil :

1. Toutefois, cette dernière conclusion des analyses de KirchholT est trop absolue ; des recherches plus récentes de Mitscherlich, il résulte que la présence de certaines substances dans une flamme peut avoir peur effet d’empêcher de se produire les spectres d’autres substances, d’éteindre leurÿ' raies principales : ainsi, quand on imprègne de chlorure de cuivre et d’ammonium la flamme du chlorure de strontium, la raie bleue de ce métal disparaît. ,

« La partie visible du Soleil, celle qui est limitée par les contours du disque et dont la surface forme la photosphère, serait une sphère solide ou liquide, incandescente ;

« Ce noyau, dont la température est très-élevée, serait entouré d’une atmosphère très-dense, formée des éléments constitutifs du globe incandescent, que l’intensité de la température maintient à l’état de vapeurs. »

S’il en est ainsi, les taches ne peuvent être que des accidents extérieurs à la photosphère en saillie au-dessus de sa surface. Comment les explique-t-on dans la théorie nouvelle? Le voici :

M. Kirchhoff admet que, sous l’action de causes inconnues, des refroidissements partiels peuvent se produire en divers points de l’atmosphère du Soleil. Qu’arrivera-t-il alors? Qu’il se formera, en ces points, des précipitations analogues aux nuages de vapeur d’eau de l’atmosphère terrestre. Des agglomérations très-denses de vapeurs à l’état vésiculaire, des nuages sombres, interceptant les rayons lumineux du corps du Soleil, nous paraîtront comme des taches sur son disque. Un nuage, une fois formé, devient un écran pour les régions supérieures; de là un refroidissement dans ces régions, et la formation nouvelle d’une couche nuageuse plus légère, moins opaque et qui, de la Terre, aura l’apparence des pénombres qui environnent les taches. Dans cette hypothèse, les déformations apparentes subies par une tache qui se meut du bord au centre ou réciproquement, s’expliquent aussi par un effet de perspective dont la figure 50 donnera l’intelligence. Vue au centre ou de face, la tache semblera oc-

chel et d’Arago. D’une part, l’observation prouve que les taches sont des ouvertures de la photosphère, tandis que M. Kirchhoff, reprenant la première hypothèse de Galilée, en fait des nuages suspendus dans l’atmosphère du Soleil ; d’autre part, l’analyse polariscopique enseigne, d’après Arago, que la photosphère est un gaz incandescent, tandis que l’analyse spectrale des physiciens allemands prouverait qu’elle ne peut être qu’un solide ou un liquide

cuper le milieu de la pénombre; mais en s'éloignant vers le bord, la partie du nuage supérieur située du côté du centre se projettera sur le noyau sombre, et se confondra avec lui, tandis que la portion du même nuage située du côté du bord s’élargira en laissant voir, dans son épaisseur, la couche nuageuse qui domine la nuée noire.

Telle est la théorie nouvelle, en contradiction complète avec la première, celle de Wilson, d’Hers-

Fiÿ. 50. — Explication des taches solaires dans l’hypothèse de Kirchhoff. — Noyau solide ou liquide incandescent ; nuages superposés.

également à l’état d’incandescence. Il y a là une opposition qui a remis en question, de la façon la plus absolue, tout ce qui concerne la constitution physique du Soleil.

Avant de montrer comment on a cherché à concilier les deux théories, faisons le bilan de chacune d’elles au point de vue des objections qu’on a le droit de leur faire, et aussi au point de vue de leur insuffisance.

L’ancienne théorie fait du noyau du Soleil un corps relativement obscur et froid. Comment expliquer que la photosphère, dont la radiation calorifique est encore si puissante à une distance de près de 150 millions de kilomètres, soit sans action sur les couches si voisines de l’atmosphère intérieure et, par conductibilité, sur le noyau même du Soleil? Evidemment une source de chaleur aussi intense, et qui ne paraît pas avoir diminué sensiblement d’intensité depuis des millions d’années, séparée par quelques centaines de lieues d’une masse froide et obscure, ce serait là un phénomène à peu près inexplicable dans l’état actuel des sciences physiques. D’après les lois de l’équiübre de la chaleur dans une enceinte formée, il ne paraît pas douteux que la température du noyau interne doive être au moins égale à celle des couches de la photosphère.

La même théorie ne rend pas compte des inégalités que présentent les vitesses de rotation du Soleil, selon qu’elles sont données par des taches équatoriales, ou par des taches de latitudes croissantes; elle n’explique pas davantage la distribution inégale des taches dans les deux zones d’apparition, situées de part et d’autre de l’équateur.

Mais la théorie nouvelle, il faut bien le dire, est sujette à des objections au moins aussi graves. Si, comme la première, elle rend compte de l’excentricité du noyau et de la pénombre vers les bords du Soleil, elle est en contradiction avec les observations positives et nombreuses qui nous montrent le noyau devenant invisible avant d’atteindre le bord de l’astre. Elle n’explique ni les facules, ni les pores, ni les granulations connues sous le nom de feuilles de saule; elle ne dit point enfin comment il se fait que les taches ne se forment jamais dans les régions polaires, tandis qu’elles sont si fréquentes dans les deux zones voisines de l’équateur.

C’est après avoir pesé toutes ces difficultés, qu’un astronome français, M. Faye, reprenant la discussion des faits et des théories opposées, a été conduit, ces dernières années, à proposer une théorie nouvelle assez compréhensive, selon lui, pour expliquer les phénomènes connus, sans donner lieu aux objections que nous venons de résumer rapidement.

M. Faye part de ce fait d’observation qui lui paraît incontestable, à savoir, que les taches solaires sont des cavités dans la photosphère de l’astre. Il oppose à l’explication de M. Kirchhoff les objections que nous avons nous-mème indiquées plus haut, et, sur ce point, se prononce pour la théorie de Wilson. De même, il admet, avec les partisans de cette dernière théorie, la nature gazeuse de la photosphère, reconnaissant ainsi comme démonstratives les observations faites par Arago de la non-polarisation de la lumière du Soleil sur les bords. Mais où il se sépare complètement des vues de W. Herschel, c’est sur la constitution de tout le noyau intérieur qu’il consi-

dère comme étant entièrement gazeux ; l’hypothèse d’un noyau froid lui semble, comme aux physiciens allemands, une impossibilité physique. Mais alors, comment expliquer les taches noires et leurs pénombres? Pour bien saisir la théorie proposée par M. Faye, et de laquelle il déduit l’explication des taches, de leur formation et de leurs mouvements, il faut reprendre avec lui les choses de plus haut.

Le Soleil, toutes les étoiles qui brillent dans les profondeurs de l'espace, et que, selon les idées généralement adoptées par les astronomes modernes, rien ne distingue de notre Soleil, auraient été originairement formés « par la réunion successive de la matière en vastes amas , sous l’empire de l’attraction, de matériaux primitivement disséminés dans l’espace. De là deux conséquences immédiates : 1° la destruction d’une énorme quantité de force vive, remplacée par un énorme développement de chaleur; 2° un mouvement de rotation plus ou moins lent pour la masse entière. »

Une telle masse gazeuse homogène , dont la ehale.ur interne dépasse de beaucoup la température où les actions chimiques commencent à s’exercer, ayant un pouvoir émissif très-faible, puisque ses radiations doivent être toutes superficielles, et une conductibilité pareillement très-peu intense , l’équilibre de la masse entière ne subira que de lentes modifications. « A moins de circonstances nouvelles, on ne voit pas comment cette masse pourrait émettre cette énorme quantité de chaleur qui ne semble subir aucun affaiblissement dans le cours des siècles.*» Pour résoudre cette difficulté, M. Faye fait observer que les mesures de l'intensité de la radia-

tion solaire prouvent que la température de la surface de l’astre est loin d’être aussi élevée que la température interne qu’il assigne aux couches profondes. Dès lors l’action des forces moléculaires et atomiques, de la cohésion et de l’affinité, nulle à l’intérieur, peut fort bien reparaître à la surface. D’où des précipitations, des nuages de particules non gazeuses, susceptibles d’incandescence. « Bientôt ces particules, sollicitées par la gravité, gagneront en tombant les couches inférieures, où elles finiront par retrouver la température de dissociation, et seront remplacées, dans les couches superficielles, par des masses gazeuses ascendantes, qui viendront y subir le même sort. L’équilibre général sera donc ainsi troublé dans le sens vertical seulement, par un échange incessant de l’intérieur à la superficie qui eût été impossible dans la phase précédente ; et, comme la masse interne ainsi mise en rapport avec l’extérieur est énorme, on conçoit que l’émission superficielle puisant incessamment dans le vaste réservoir de la chaleur centrale, constitue une phase de très-longue durée et d’une grande constance, v L’existence de la photosphère se trouve de la sorte expliquée : sa formation est une simple conséquence du refroidissement. Il reste à expliquer les taches.

D’après M. Faye, les taches sont dues aux courants verticaux ascendants et descendants : là où les premiers de ces courants auront une intensité prédominante, la matière lumineuse de la photosphère se trouvera momentanément dissipée. « A travers cette sorte d’éclaircie, ce n’est pas le noyau solide, froid et noir du' Soleil que l’on apercevra,

mais la masse gazeuse, ambiante et interne, dont le pouvoir émissif, à la température de la plus 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 obscurcissants. »

M. Faye fait voir ensuite que la loi déduite des observations de M. Carrington, loi d’après laquelle les différentes zones de la photosphère subissent, dans la durée de leur rotation, des retards qui sont à peu près proportionnels aux carrés des sinus de leur latitude, est une conséquence de la rupture d’équilibre produite par les courants •. Enfin, il cherche à montrer que les expériences d’Arago sur la non-polarisation de la lumière émanée des bords,

1. «Les masses ascendantes, dit-il, parties d’une grande profondeur, arrivent en haut avec une vitessé linéaire de rotation moindre que celle de la surface, parce que les couches d’où elles partent ont un moindre rayon. De là un ralentissement général dans le mouvement de la photosphère, bien que ce retard doive être compensé, pour la masse totale, par les courants descendants, de manière que la loi fondamentale des aires soit satisfaite. Si la photosphère est en retard sur la rotation générale, les couches profondes devront, par compensation, se trouver en avance sur ce mouvement. De cette opposition il résulte que, tandis que la photosphère aura une faible tendance à se rappro- . cher de l'axe de rotation, en coulant superficiellement vers les pôles, la tendance contraire se manifestera dans les couches inférieures qui se porteront vers l’équateur. Les choses se passeront comme si les points de départ des courants verticaux se trouvaient sur une surface interne plus éloignée des pôles que de l’équateur ; et si cette surface idéale d’émission était sphéroïdale, par exemple, sa profondeur et par suite le retard des zones successives de là photosphère varieraient à peu près comme le carré du sinus de la latitude. » ( Comptes-rendus de l’Académie des sciences, 1865, I.)

et celles de Kirchhofï sur les raies du spectre, ne sont peut-être pas contradictoires. Arago parlait d’un gaz analogue au gaz d’éclairage, où les particules solides incandescentes produisent l’éclat lumineux, non de la flamme obscure d’un gaz simple. Et, d’autre part, les savants qui ont conclu des expériences de Kirchhofï à la liquidité de la photosphère « n’ont peut-être pas pris garde que des molécules incandescentes, diffusées dans un milieu gazeux porté lui-même à une haute température, donneraient un spectre continu, à l’exception des raies noires dues à l'absorption de ce milieu. »

Dès 1852, M. Chacornac signalait la tendance qu’ont les taches du Soleil à former des groupes allongés dans le sens du mouvement de rotation de l’astre ; celle dont le noyau est le plus grand, le plus noir et qui persiste le plus longtemps, précède trèssouvent une traînée de taches disposée parallèlement à l’équateur solaire. Quand le groupe disparaît par l’envahissement des facules placées à l’arrière, c’est la tache la plus avancée dans le sens de la rotation qui s’évanouit en dernier lieu. Cette disposition des facules en arrière des taches, c'est-à-dire à gauche, a été confirmée par les recherches de Balfour-Stewart et de Warren de la Rue, qui, sur 1 137 taches solaires accompagnées de facules, ont constaté que 584 avaient leurs facules à gauche, et 45 seulement à droite, les 508 taches restantes ayant des facules de chaque côté de la direction du mouvement.

M. Faye s’empare des observations qui précèdent comme d’autant de témoignages à l’appui de sa théorie : elles prouvent en tous cas une liaison évidente entre les phénomènes observés et le inouve-

ment de rotation de la photosphère. Si, comme les astronomes anglais l’affirment, il est hors de doute que les facules soient à un niveau plus élevé que le niveau général de la surface photosphérique, le retard des matières brillantes qui les forment s’explique tout naturellement par la combinaison du mouvement qui les a élevées à ce niveau avec celui de la rotation.

Telle est en résumé la nouvelle théorie, ou plutôt telle elle était dans «ne première ébauche. Comme on le voit par l’aperçu que nous venons d’en donner, elle rendait compte d’un certain nombre de phénomènes généraux, sans parvenir encore à expliquer les faits de détail, par exemple les granulations connues sous le nom de feuilles de saule, de grains de riz ; et elle n’échappait point à quelques graves objections. Au premier abord, on se fait difficilement l’idée d’une masse aussi considérable, de la régularité de sa forme, dans l’hypothèse où ce n’est qu’une agrégation de gaz à une excessivement haute température. Mais l’analyse appliquée à la solution du problème de la figure des corps célestes, dont les molécules intégrantes sont soumises à la loi de l’attraction et tournent autour d’un axe d’un mouvement uniforme, donne une solution indépendante de l’état physique, ou plutôt suppose que cet état était originairement fluide, c’est-à-dire liquide ou gazeux. Quant à la valeur de la densité du Soleil, égale, comme on l’a vu, au quart de la densité moyenne de la Terre, et par conséquent dépassant de plus d’un tiers la densité de l’eau, elle n’a rien d’incompatible avec l’état gazeux. Des expériences dues à Cagniard de Latour prouvent que la densité d’une masse gazeuse peat

atteindre une valeur considérable, quand elle est soumise à une grande pression, à une température qui dépasse de beaucoup celle du point de liquéfaction de la substance.

Une objection plus grave avait été faite à la théorie de M. Faye par M. Kirchhoff. M. Faye, dit-il, se figure le noyau qui est entouré par la photosphère aussi chaud, plus chaud môme que la photosphère, mais obscur. Pour lui, ce noyau est gazeux; eu égard au faible pouvoir émissif des gaz, M. Faye regarde ces deux propriétés comme compatibles dans le noyau gazeux du Soleil. De la relation existant entre le pouvoir émissif et le pouvoir absorbant des corps, il résulte d’une façon absolument certaine que, alors qu’en réalité la lumière émise par le noyau solaire est invisible pour notre œil, ce noyau, quelle que soit d’ailleurs sa nature, est parfaitement transparent, de manière que nous apercevrions, par une ouverture située sur la moitié de la photosphère tournée de notre côté, au travers de la masse du noyau solaire, la face interne de l’autre moitié de la photosphère, et que nous percevrions la même sensation lumineuse que s’il n’y avait pas d’ouverture. » ( Comptes-rendus de l’Académie des sciences, 1867, 1, p. 400.)

Sans abandonner sa théorie dans ce qu’elle a d’essentiel, M. Faye a été amené, pour résoudre les objections précédentes, à introduire quelques modifications dans son explication des phénomènes solaires. D’après lui, il est impossible de rendre compte de ces phénomènes, notamment de la loi de rotation selon la latitude, ainsi que de la constance de la radiation, sans admettre un échange

continuel entre les couches profondes et les couches superficielles de l’astre. Cet échange est produit par les courants verticaux ascendants et descendants, les premiers étant formés par « des masses gazeuses expulsées de la couche profonde où les molécules solides incandescentes des courants descendants viennent se décomposer et se transformer en vapeurs, en rompant ainsi l’équilibre de cette couche *. »

Des considérations de thermodynamique, dans le détail desquelles nous ne pouvons entrer, lui font conclure qu’au- dessous de la photosphère il existe des couches moins chaudes que la matière incandescente de la photosphère, et moins chaudes surtout que la région centrale de la masse solaire ; de là l’obscurité relative des parties laissées à découvert par les éclaircies des taches, et l’absorption des radiations qui proviennent soit de la masse interne, soit des régions de la photosphère opposées à la direction du rayon visuel. Sur ce point, se trouve levée l’objection capitale de KirchhoflV D’autre part, selon M. Faye, la photosphère est une enveloppe

1. D’après M. Faye, une tache est donc une sorte de cratère, siège d’éruption de gaz chaud. MM. Balfourl- Stewart et Lockyer la considèrent au contraire comme produite par un courant descendant, dont la matière, provenant de couches plus élevées et plus froides, cause le refroidissement et l’extinction des parties de la photosphère que ce courant envahît. Laquelle des deux hypothèses est la vraie ? C’est une question qu’a étudiée récemment M. Sonrel, par l’examen des mouvements des feuilles de saule, à l’intérieur des taches. Ce savant croit pouvoir conclure de ses observations que « les taches sont le siège de courants descendants, mais ces courants sont relativement chauds, et s’ils éteignent la photosphère, c’est en redissolvant les vapeurs condensées qu’ils rencontrent. »

fort peu lumineuse par elle-même, comme les couches sous-jacentes, mais dans laquelle se forment une multitude de petits amas de matière incandescente, séparée par des intervalles noirs. Les granulations et les pores se trouvent ainsi expliqués. L’incandescence de ces nuages lumineux serait due principalement aux actions chimiques que détermine la présence de l’oxygène dans les couches superficielles, couches où ce gaz tend à se concentrer, à cause de sa légèreté spécifique et de son aptitude à conserver l’état complètement gazeux sous de hautes pressions. (V. pour plus de développements les Comptes-rendus de l'Académie des sciences y 1868, II, p. 188.)