DE LA COURONNE

§ I. — Apparences générales.

Le phénomène qui frappe le plus, lorsqu'on observe une éclipse à l'œil nu, c'est l'auréole brillante qui entoure la Lune et qui a reçu le nom de couronne. Les anciens l'avaient remarquée, et ils en avaient conclu que l'éclipsé n'est jamais totale. Nous lisons dans Plutarqne le passage suivant : « La « Lune, encore que quelquefois elle cache tout le Soleil, elle « (l'éclipsé) ne dure pas tant de temps, ni n'a pas telle lar- « geur, ains apparaît toujours autour de sa circonférence v quelque lueur, qui ne permet pas que les ténèbres soient « bien noires et profondes et parfaitement obscures ( l ) . »

Les observateurs la mentionnent toujours comme un phénomène extraordinaire et constatant avec certitude l'existence d'une atmosphère lunaire ; mais nous sommes certains maintenant qu'il faut en chercher la cause dans le Soleil luimême.

L'observation la plus ancienne où l'on trouve ce phénomène décrit avec quelques détails remonte à l'année i23c); elle est citée par Muratori [Ann. Re. ItaL, t. XIV, col. 1097). Le chroniqueur dit qu'on vit un cercle autour du Soleil, avec

(') Opéra mornlia. De facie in orbe Lunœ. Traduction d'Amyot

un trou enflammé dans la partie inférieure ('). Il s'agit sans cloute d'une protubérance. Clavius l'observa aussi à Coïmbre le 21 août i5Go, et il en parle avec surprise.

La première description faite d'une manière scientifique est due à Wassenius, qui observa le i mai 1 733 ; il remarqua en même temps les flammes rouges que nous appelons maintenant les protubérances, et les regarda comme des nuages flottant dans l'atmosphère de la Lune. A partir de cette époque, tous les observateurs sont d'accord dans leurs descriptions. C'est toujours une auréole formée de rayons divergents ; ces rayons partent d'un anneau qui environne la Lune, dont l'éclat très-vif, d'un blanc argentin ou nacré, s'étend à une distance variable avec les circonstances atmosphériques, mais ordinairement égale au diamètre lunaire.

On a essayé d'évaluer l'intensité lumineuse de la couronne, mais les résultats obtenus sont très- différents les uns des autres. C'est qu'en effet il est bien difficile de faire une semblable évaluation, à cause des variations extraordinaires et exceptionnelles que présente la lumière dans une éclipse. Ce qui est certain, comme nous l'avons déjà noté, c'est qu'en 1 86o nous avons pu distinguer la couronne quarante secondes après la réapparition du Soleil. On peut même, sinon la voir, au moins constater son existence pendant un temps beaucoup plus considérable, six ou sept minutes environ avant et après la totalité. En effet, si l'on projette sur un écran l'image du Soleil, on voit qu'en dehors du disque solaire on distingue encore nettement la silhouette de la Lune jusqu'à une distance considérable. Cela tient à ce que le disque lunaire tranche par son obscurité complète sur la région voisine du Soleil où se développe l'auréole.

(') Quoddam foramen erat ignitum in circulo Solis ex parte inferiori.

D'après notre évaluation , le pouvoir éclairant de la couronne ne doit pas être inférieur à celui que possède la pleine Lune dans les circonstances les plus favorables, par exemple en hiver, lorsqu'elle est pleine et très-près du zénith. En effet, l'éclat de la Lune permet de voir les étoiles de première et même de seconde grandeur, tandis que pendant les éclipses on distingue à peine les plus brillantes. Ce qui fait alors paraître les ténèbres si affreuses, c'est la rapidité avec laquelle elles se produisent.

Il ne faut cependant pas oublier que, pendant la totalité, l'observateur est éclairé , non-seulement par la couronne, mais par la lumière qui provient des parties lointaines de l'air atmosphérique.

L'éclat de la couronne dépend beaucoup de l'état de l'atmosphère. Sous le beau ciel des Indes, pendant l'éclipsé de 1868, sa lumière était très-belle, et à sa clarté on pouvait facilement lire des caractères de moyenne grandeur. En 1842, pendant que Baily observait à Paris une couronne très-brillante, M. Airy la voyait très-pâle à Turin, où le ciel était brumeux. En 1 85 1 , à Gottembourg, en Suède, elle était très-belle, tandis qu'à Lilla-Edet, en Suède également, elle était faible et peu étendue.

Plusieurs savants, entre autres M. Janssen dans son expédition de 1 87 1 aux Indes, ont été si frappés du brillant éclat de la couronne, qu'ils ont cru devoir en conclure que la cause de ce phénomène est certainement dans le Soleil. Il n'y a là rien qui doive surprendre les personnes qui ont été comme nous témoins de ce spectacle sous le beau ciel de l'Espagne.

A part ces différences, dues à la transparence de l'air, on peut toujours distinguer dans la couronne trois régions bien définies, quoique les lignes de séparation ne soient pas nettement tranchées. La première est une zone très-vive ayant 3 ou 4 minutes de largeur, possédant la couleur et l'éclat de

l'argent. Autour de cette première zone s'en trouve une seconde dont la lumière présente une gradation très-rapide, et dont le bord extérieur se confond avec le ciel. Enfin de la

première partent un certain nombre d'aigrettes lumineuses, composées de lignes brillantes entrelacées, et dont la longueur, variable suivant les circonstances, atteint quelquefois le double du diamètre de la Lune.

La Jig. 1 16 montre l'aspect de la couronne telle que nous

l'avons observée au Desierto de las Palmas, en 1860 ; mais cet aspect est loin d'être constant dans une même éclipse, et il varie encore beaucoup plus d'une éclipse à l'autre. Il suffit, pour s'en convaincre, de comparer ce dessin à celui de Baily {fig. 10G) et à celui du P. Cappelleti (Jig. 112). Nous en verrons d'ailleurs d'autres exemples.

Fig. ir7.

Dans les éclipses postérieures, on a fait une attention particulière à ces apparences, afin d'en découvrir la cause. Dans les observations faites, en 1869, aux Etats-Unis, la plupart des dessins donnés par les différents astronomes peuvent se ramener à un type commun, dont ils s'écartent fort peu : c'est une espèce de carré grossièrement ébauché, ayant des aigrettes aux angles. Lay?g\ 1 1 7 présente la forme observée par M. Eastman, à Des Moines. M. Gould, à Burlington, observa d'abord une forme semblable; mais, deux minutes plus tard, il la trouva singulièrement modifiée.

Dans les figures précédentes, la zone brillante qui entoure immédiatement le disque de la Lune possède une largeur assez considérable. Il n'en fut pas de même en Sicile, en 1870 : cette partie annulaire était très-étroite, de sorte que les rayons semblaient partir du bord même de la Lune. La fig. 1 18 re-

Fiç. 118.

produit le dessin exécuté par M. Tacchini, d'après l'observation qu'il fit à Terranova. Ce dessin est assez d'accord avec la description donnée par le P. Serpieri. Les rayons sont nombreux, nettement détachés les uns des autres, situés sur le prolongement du diamètre de la Lune ; ils vont en se rétrécissant, à leur extrémité, en forme de pointe. Mais il y eut, pour cette éclipse, une grande variété de dessins, et les différences furent si grandes, qu'on fut conduit à se demander si

les apparences décrites et représentées par les différents observateurs ne dépendaient pas de la structure et de la disposition particulières de leurs yeux. Rappelons cependant que le ciel était très-troublé et le Soleil assez peu élevé au-dessus de l'horizon ; par conséquent, si les apparences n'étaient pas les mêmes, il faut en chercher la cause dans notre atmosphère. Dans l'éclipsé observée aux Indes en 1 87 1 , il y a plus de ressemblance entre les différents résultats, et les principaux rayons, situés sur le prolongement du diamètre, ont été vus par plusieurs observateurs dans les mêmes positions avec les mêmes formes.

Lorsqu'on fait ces observations à la hâte et à l'œil nu, il est difficile qu'elles soient parfaites. Si l'on se sert de lunettes, les résultats obtenus par plusieurs observateurs pourront être très-différents les uns des autres. Si l'on emploie un fort grossissement, la couronne paraîtra beaucoup moins large, composée d'un simple anneau étroit, diffus et sans rayons (Maclear). Pour avoir une idée exacte de ce phénomène, on doit l'observer avec une lunette ayant un champ considérable et un faible pouvoir amplifiant.

Nous ne pouvons reproduire ici tous les dessins que possède la science ; mais nous ne pouvons laisser de côté celui que M. Liais a fait au Brésil. Il nous a paru très-bizarre au premier abord, mais très-intéressant, comme nous le verrons bientôt. On y remarque (Jfg. 119) quatre feuilles principales, presque normales au bord du disque lunaire. Quelques autres, moins importantes, sont inclinées et accompagnées de nuages suspendus entre les rayons. Le P. Serpieri parle de quatre coupes renversées, observées dans l'éclipsé de 1870, et dont la forme rappelle celle de ces feuilles. Le dessin de M. Liais présente au premier abord un aspect étrange, mais nous verrons bientôt qu'il a un mérite singulier.

§11. — Différentes régions dont se compose la couronne.

La première et la plus vive de ces régions, c'est l'anneau brillant qui se trouve immédiatement en contact avec la photosphère, et la matière rose parait être en suspension dans

Fig. 1:9.

cette couche elle-même. Son éclat est tellement vif, qu'il peut occasionner des doutes sur le moment précis de la totalité (Cappelletti, Stéphan, Tisserand, etc.). Lorsque les circonstances atmosphériques sont favorables, cet anneau, quoique très-affaibli, possède encore un éclat remarquable. On peut évaluer sa largeur à i5 ou 20 secondes.

Autour de cette première couche, et en contact immédiat avec elle, se trouve une autre région où la lumière est encore assez vive, dans laquelle se produisent les protubérances, et qui s'étend jusqu'à une distance de 4 ou 5 minutes. Elle est d'un blanc d'argent, et tellement brillante, qu'elle présente un aspect nacré. Quelques observateurs parlent de couches de lumière; mais cette expression n'est pas exacte, car l'intensité lumineuse varie par gradation insensible, sans qu'on puisse assigner de limite précise entre les différentes couches.

La couronne est parfaitement concentrique au Soleil ; les apparences qu'elle présente pendant l'éclipsé ne permettent pas d'en douter, car elle est beaucoup plus brillante dans la partie où le Soleil est plus voisin du bord lunaire. On ne peut donc plus l'attribuer à l'atmosphère de la Lune, et il faut nécessairement la regarder comme appartenant au Soleil.

Au-dessus de cette région commence l'auréole proprement dite ; elle est souvent irrégulière, et son contour, loin d'être uniforme, comme on l'avait supposé d'abord, présente souvent des inégalités et quelquefois même des cavités très-profondes . Plusieurs observateurs avaient déjà fait cette remarque, et surtout Gillis en Amérique, où il étudia l'éclipsé de i858. Les parties les plus brillantes correspondent en général au voisinage des protubérances et à la base des aigrettes. En 1870 et en 1871, on a observé dans certains endroits des cavités très - profondes , des espèces d'interruptions qui arrivaient presque jusqu'au bord du disque lunaire -, c'est ce que les Anglais appellent rifts : leur position a été déterminée avec assez d'exactitude par les observations optiques et surtout par les photographies. On les trouvera représentées dans les dessins que nous reproduisons un peu plus loin.

On ne peut pas beaucoup compter sur les observations optiques pour apprécier exactement ces particularités. D'abord

il est toujours difficile d'évaluer l'intensité d'une lumière dans ces circonstances, surtout lorsqu'il n'y a pas de contour nettement tranché. En second lieu, ces observations sont faites à la hâte, les savants étant occupés à des choses bien plus importantes. Souvent même les dessins sont faits grossièrement,' de mémoire, lorsque l'éclipsé est terminée. Le seul moyen d'avoir des mesures exactes, c'est la photographie, et nous allons exposer les résultats obtenus par ce procédé.

§ III. — Photographies des éclipses. Etendue de la couronne.

En 1860, deux expéditions s'occupèrent, pour la première fois, de photographier l'éclipsé : M. Warren de la Eue à Rivabellosa, et nous au Desierto de las P aimas, en compagnie de l'expédition espagnole qui était dirigée par M. Aguilar.

Les photographies de M. W. de la Rue, obtenues en grossissant l'image du Soleil avec l'oculaire, reproduisirent admirablement les protubérances et leurs accessoires; mais la couronne n'y est visible que dans sa partie la plus brillante et la moins élevée. Nous avons, au contraire, photographié l'image directe donnée par l'objectif, ce qui donne une plus grande quantité de lumière et un champ plus étendu. Tous les observateurs ont depuis employé ce procédé, car il présente de grands avantages, sans aucun inconvénient, puisqu'on peut toujours obtenir ensuite des épreuves agrandies. Les photographies que nous avons exécutées reproduisent la couronne dans tout son éclat; nous les conservons toujours, et, dernièrement encore, nous les avons étudiées en détail .

Nous reproduisons dans \&fig. 120 une épreuve que nous avons obtenue en quarante secondes. La ligne XY représente la position d'un fil tendu dans la lunette et destiné à donner

l'orientation de la figure. L'axe polaire du Soleil est dirigé suivant PP'.

Une étude, même superficielle, de cette épreuve montre que la couronne n'a pas la même étendue dans toute sa circonférence. Dans les régions polaires, elle est plus étroite, et

Fi{j. 120.

sa hauteur atteint à peine la moitié de celle qui correspond aux régions équatoriales. La différence de niveau qui existe entre ces régions ne se produit pas par une gradation continue et insensible, mais, à une distance d'environ 3o degrés des pôles, on remarque une variation qui est incompatible avec toute loi de continuité. Il y a en ces points des dépressions considérables, puis le contour se relève d'une manière irrégulière et rapide jusqu'à environ 45 degrés de l'équateur. Le

maximum absolu correspond à cette dernière position, et non à l'équateur proprement dit, quoiqu'il y ait là aussi de grandes variations ; mais ici les irrégularités du contour ne présentent ni symétrie ni règle précise.

Les taches blanches représentent les protubérances ; elles sont diffuses et semblent pénétrer dans l'intérieur du disque lunaire : c'est le résultat d'une longue exposition, d'abord à cause du déplacement de la Lune, et surtout à cause de la diffusion de l'action chimique. Quant à l'intensité de la lumière, on peut aussi remarquer qu'elle n'est pas la même dans toutes les régions, et qu'elle n'est pas toujours plus grande dans les parties où la couronne est plus étendue. La comparaison de nos différentes épreuves nous donne le moyen d'apprécier comment varie cette intensité suivant la distance au bord du Soleil. Ainsi une exposition de six secondes nous donna à peine une trace de la couronne; une exposition de douze secondes nous donna une étendue plus considérable; en quarante secondes nous avons obtenu l'image de l'auréole dans toute son étendue.

Tous ces résultats furent confirmés, en 1868, par les photographies obtenues dans les Indes par le major Tennant; mais une des plus belles épreuves est due à M. Whipple, qui observait l'éclipsé du 7 août 1 869 à Shelbyville, au Kentucky. C'est cette photographie que nous reproduisons dans \a.fîg. 12 r. Elle est d'une netteté extraordinaire; outre les différences de hauteur, qui y sont aussi bien accusées que dans nos observations du Desierto, on y remarque des courbures très-prononcées, qui correspondent à de véritables jets lumineux, dont l'importance est très-grande. Dans la région polaire, sur un rayon de 1 5 à 3o degrés, la couronne a une élévation peu considérable; puis elle se soulève brusquement en formant des panaches curvilignes, dont la convexité est

tournée vers les pôles. Il y a partout des irrégularités frappantes; mais, en quatre régions, situées à environ /p degrés de l'équateur, on remarque des maxima bien prononcés.

La/o'. 122 représente la couronne, telle qu'elle a été photographiée à Cadix, le 22 décembre 1870, par les astronomes américains. Un léger brouillard a enlevé à l'image la netteté

Fig. 131.

qu'elle aurait dû avoir, et, de plus, la petitesse du diaphragme a limité l'étendue de l'auréole dans les régions équatoriales, Le bord nettement tranché qui la termine dans ces parties montre avec évidence qu'elle n'y est pas représentée tout entière, tandis qu'au pôle elle est bien complète, puisqu'il reste un intervalle entre elle et le diaphragme. Vers l'ouest, il y a une cavité très-prononcée, qui fait ressortir la courbure des rayons émanant de la couronne. Dans tous les autres points

où il y a des solutions de continuité, l'effet du brouillard a été trop considérable pour qu'on puisse reconnaître ces détails. A Syracuse, M. Brothers a obtenu une épreuve dans laquelle on observe des cavités assez semblables à celles de \'àjîg. 122 ; mais, comme elle a été prise vers la fin de la totalité, l'image de la couronne est très-excentrique ; et d'ailleurs le brouillard

Fi(j. 122.

qui régnait au moment de l'observation ne permet pas d'attacher une grande importance aux détails.

La couronne est donc moins élevée dans les régions polaires, sur une étendue de 5o ou 60 degrés; mais est-ce un fait accidentel ou une loi constante? Cette question présente un grand intérêt, et, à ce point de vue comme à beaucoup d'autres, nous attachons le plus grand prix aux épreuves photographiques de M. Davis, que lord Lindsay avait envoyé

à ses frais dans les Indes pour y observer l'éclipsé du 12 décembre 18 71. Lord Lindsay a fait reproduire sur verre les photographies agrandies de M. Davis; puis, ces épreuves sur verre étant mises dans un stéréoscope , il en a fait exécuter un dessin qu'il a publié et que nous mettons sous les yeux

Fi". 123.

du lecteur {fi g. 123). Nous reviendrons plus tard sur ce dessin pour discuter les détails qu'il représente avec tant de netteté.

Les figures originales sont un peu ovales. Ce résultat est dû au mouvement de la Lune qui, en se déplaçant, découvre à l'est une partie nouvelle de la couronne, tandis qu'à l'ouest elle en recouvre une partie égale, mais qui a déjà produit une

impression suffisante sur le cliché. La puissance actinique de la lumière est si grande auprès du bord, qu'il lui suffit d'un temps très-court pour produire une impression complète : la Lune peut bien recouvrir cette région, mais elle ne peut pas effacer l'image qui existe déjà. Il en résulte que son disque parait moins large dans la direction de son mouvement, ce qui donne une figure ovale.

M. Davis a pu faire cinq épreuves successives pendant la totalité ; mais, dans la première et dans la cinquième, la distribution des aigrettes est un peu excentrique. La courbure des rayons est facile à constater dans toutes ces images , mais on voit que les arcs des pôles sont inégaux : celui du sud est beaucoup plus large que celui du nord. Ces photographies, comme toutes les précédentes, nous montrent que la plus grande hauteur de la couronne correspond, non à l'équateur, mais à une latitude élevée.

Les épreuves de lord Lindsay offrent une particularité trèscurieuse : la première et la cinquième, mises ensemble dans un stéréoscope, produisent un relief très-surprenant. Dans chacune des deux images , la Lune est ovale , et elle parait parfaitement ronde dans le stéréoscope. Les rayons se détachent derrière la Lune et, les deux figures se complétant l'une l'autre, on distingue parfaitement leur structure saillante et compliquée. Le grossissement de l'appareil, combiné avec la transparence délicate des épreuves, fait ressortir les moindres détails. C'est d'après ce relief stéréoscopique que lord Lindsay a fait exécuter le dessin que nous reproduisons dans la Jîg. 123. Malgré tous les efforts que nous avons faits pour rendre ce dessin aussi exact que possible, nous devons avertir le lecteur qu'il est loin de reproduire l'effet optique des photographies sur verre. Nous y attachons une si grande importance que nous croyons devoir l'analyser en détail.

Ce qui frappe d'abord l'attention , ce sont les ouvertures arq et hil que laissent entre eux les rayons qui tournent leur convexité vers les pôles. Cette courbure est nettement prononcée, et on la retrouve sur chacune des cinq photographies : ce n'est donc pas le résultat de la vision stéréoscopique. Nous voyons dans le cadran nord -est (*) trois rayons a, b, c. 11 est évident qu'au point c il y a deux rayons superposés, ou du moins il y a une branche qui se tourne vers le point b, formant ainsi une feuille dans l'intérieur de laquelle on aperçoit le rayon b en forme de fer de lance. Au milieu de tous ces rayons sont suspendus de petit nuages, d, trop légers pour que le dessin puisse bien les représenter.

Vers l'est , dans la région équatoriale , nous voyons une branche ramifiée e; sa forme nous rappelle des observations faites pendant les éclipses précédentes. On avait aperçu des rayons semblables, mais on les attribuait à une illusion d'optique : tels sont, par exemple, le bois de cerf vu au Desierto par M. Cepeda, les crochets observés par Struve, etc.

Nous voyons ensuite une branche droite y, avec deux ramifications dirigées vers le sud, l'une plus grande et sensiblement recourbée, l'autre plus petite et presque droite.

Les rayons suivants, g et A, dans le cadran sud-est, forment une courbe dont les concavités sont dirigées l'une vers l'autre; il en résulte une espèce de feuille semblable à celles qui ont été observées au Brésil par M. Liais.

Dans la direction du pôle sud, on remarque la grande ouverture i qui fait le pendant de celle du nord ; ces deux cavités nous avaient fait deviner la direction de l'axe polaire avant de connaître l'orientation de la figure.

(l) Le lecteur remarquera que, sur la fg. ia3, l'ouest se trouve placé à droite et l'est à gauche.

Dans le cadran sud-ouest nous voyons les rayons curvilignes / et k , qui embrassent entre eux deux masses trèsbrillantes et forment par leur ensemble une autre espèce de feuille. Du coté de l'ouest il y a deux faisceaux de rayons, m, n, très-légèrement recourbés et presque perpendiculaires à l'équateur, indiquant une autre feuille : un nuage léger est suspendu entre eux.

Enfin, dans le cadran nord-ouest, nous trouvons les rayons o, p, q formant une feuille très-bien circonscrite, qui complète le contour jusqu'à la grande ouverture r. Si l'on veut examiner sans parti pris le dessin de M. Liais et le comparer à celui que nous venons d'examiner, on reconnaîtra qu'il y a entre les deux des points de ressemblance bien frappants. On doit comprendre que, dans un examen rapide qui n'a pu durer que quelques instants, M. Liais n'a pu faire une étude parfaite comme celle que nous faisons à tète reposée sur une photographie.

On commettrait donc une grande erreur si l'on admettait encore, après tous les détails que nous venons de donner, que la couronne se compose d'un anneau peu épais et parfaitement uniforme, comme on la voit dans les lunettes puissantes. Ces instruments, vu leur pouvoir amplifiant, sont incapables de faire voir un objet peu lumineux; ils anéantissent, pour ainsi dire, la partie de la couronne la plus extérieure qui est moins lumineuse, et qui contient les détails irréguliers que nous venons de décrire ; ils ne laissent voir que l'anneau brillant qui entoure immédiatement le Soleil , dont la composition est à peu près homogène, comme l'indiquent les photographies elles-mêmes. La couronne ne se voit donc bien qu'à l'œil nu, ou avec un faible grossissement; et, même alors, il est bien difficile d'en étudier les détails, car l'œil, passant brusquement de la vive lumière du jour à une

obscurité assez grande , n'est pas capable de distinguer des nuances aussi délicates : on ne peut les étudier à coup sûr qu'en les fixant par la photographie.

M. Maclear a déjà fait cette remarque, car, ayant observé successivement avec deux lunettes, il trouva qu'avec la plus faible la couronne présentait la même forme qu'à l'œil nu , tandis qu'avec l'autre, qui avait un pouvoir considérable, elle se réduisait à un anneau mince et uniforme ('). Du reste, au témoignage de tous les observateurs, l'homogénéité cesse à une distance du Soleil égale à 5 ou 6 minutes, et, en réalité, la plupart des ramifications que nous venons de décrire ne sont nettement sensibles qu'à une distance encore plus grande.

§ IV. — Des aigrettes.

Nous appelons aigrettes ces longs panaches rectilignes qui se détachent de l'auréole, semblables aux rayons de lumière qui sortent entre les nuages lorsque le Soleil est près de l'horizon.

Si les observateurs sont peu d'accord pour fixer les limites de l'auréole , ils le sont bien encore moins par rapport à ces aigrettes qui s'en échappent et se prolongent souvent à des distances considérables. Les descriptions diffèrent d'une éclipse à l'autre, et pour une même éclipse il semble que le phénomène ait été différent suivant la station d'où il a été observé. Comme cette question est intéressante, nous l'examinerons avec soin, afin d'engager les astronomes à l'étudier attentivement dans les prochaines éclipses.

(') Voir Revue scientifique, et Month. Not. R. Astr. Society.

Dans les observations anciennes, on s'est borné à nous indiquer l'existence des rayons divergents, en évaluant grossièrement leur étendue. En 1842, les descriptions furent détaillées, mais encore assez défectueuses. A Turin et à Pavie, Airy et Baily ne font aucune mention de ce phénomène. A Milan, Picozzi et Magrini aperçurent deux faisceaux de rayons. Dans la France occidentale , on signala également deux faisceaux opposés. Arago vit près du point culminant de la Lune une large tache lumineuse formée de jets entre-croisés qu'il comparait à un écheveau de fils entrelacés; Peytal les comparait à un paquet de chanvre. D'autres observateurs remarquèrent que le prolongement de ces rayons ne passait point par le centre du Soleil, ni par celui de la Lune, et que plusieurs étaient recourbés. A Toulon, on distingua trois faisceaux; les deux principaux étaient sur la ligne d'entrée et de sortie de la Lune. Petit en vit également trois, ainsi que Struve, qui leur assigna une longueur de i°,5.

On le voit, ces relations sont confuses et contradictoires. Il est impossible de reconnaître d'une manière précise s'il s'agit des franges de l'auréole ou de véritables aigrettes. Nous retrouvons la même incertitude pour l'éclipsé de i85i et pour les suivantes. En 186011011s n'observâmes ce phénomène que très-rapidement, vers le milieu de l'éclipsé. Les aigrettes, dont nous avons donné le dessin , nous parurent tranquilles comme les rayons qu'on voit entre les nuages au coucher du Soleil. M. Cepeda, qui observait près de nous, vit un rayon ramifié comme un bois de cerf; mais peut-être cette observation se rapporte-t-elle , ainsi que les suivantes , à la région de l'auréole. M. Fielitzch, à Castellon de la Plana, non loin du Desierto j vit deux jets lumineux qu'il comparait aux branches d'une lyre. M. Struve, à Pobes, vit cinq rayons bien tranchés : l'un d'eux était recourbé en forme de crochet.

Le 29 août 18G7, M. Grosch vit deux grandes masses de rayons dans la direction de l'équateur solaire, et une double aigrette renversée près du pôle.

Fig. 134.

En 18G8, on vit aux Indes de grandes irrégularités dans la couronne, mais nous manquons de détails précis. La/g. 124 a été dessinée par le capitaine Bullock, qui conduisit à Mantawalok les professeurs du collège de Manille. On y remarque surtout un rayon transversal , qui parut seulement deux mi-

mîtes après la totalité et persista jusqu'à la fin. Sa direction est oblique par rapport aux autres rayons qui parurent dès le commencement. Ce dessin se recommande par sa grande exactitude, car il a été contrôlé par d'autres dessins exécutés à la chambre noire. On n'a jamais réussi à photographier les aigrettes; c'est pour suppléer à cette impuissance de la photographie que les professeurs de Manille ont imaginé le procédé suivant. Ils préparaient d'avance des feuilles sur lesquelles étaient esquissées l'éclipsé et l'auréole ; de cette manière , en introduisant ces feuilles dans la chambre noire, on pouvait en fort peu de temps tracer avec exactitude les figures correspondant aux différentes phases.

Nous devons rappeler ici le dessin curieux que le P. Cappelletti exécuta au Chili en i8G5 (Jig. 1 12, p. 32o). Le rayon principal était loin d'avoir une forme symétrique, et il différait complètement des autres. Sa lumière était blanche et très-vive; l'un de ses bords était nettement terminé, tandis que l'autre était diffus et allait en s'évanouissant progressivement. Enfin le P. Cappelletti fait observer que ce rayon si remarquable correspondait à la principale des protubérances. En général, si l'on étudie sur les dessins des observateurs la distribution des aigrettes , on y reconnaîtra à peu près la forme d'un carré ou d'un hexagone dont les angles correspondraient aux points les plus élevés de l'auréole. Lorsque le ciel est suffisamment pur, il y a une ressemblance assez grande entre les dessins faits par différents observateurs pendant une même éclipse. Il n'en est pas de même lorsque l'air est troublé, car alors il y a des différences très-considérables. Nous avons déjà donné [fi g. 1 18) le dessin exécuté par M.Tacchini à ïerranova en 1870; il est assez d'accord avec le phénomène observé à Capo dell' Armi par le P. Serpieri; mais la ressemblance est loin d'être parfaite.

Tels sont, en résumé, les renseignements que nous possédons sur ces curieux appendices. Quelle est leur cause? Fautil la chercher dans le Soleil , dans la Lune ou dans notre atmosphère? Après un long examen, nous sommes convaincu que leur cause première est dans le Soleil, mais que leurs apparences peuvent être notablement modifiées par la présence de la Lune et par les circonstances atmosphériques.

Afin de nous faire comprendre plus facilement, nous rappellerons une expérience très-facile à répéter, et que nous avons faite à l'occasion de l'éclipsé d'Espagne. Qu'on fasse au volet d'une chambre obscure un trou grossièrement arrondi, dont les bords aient des dentelures; qu'on le ferme imparfaitement à l'aide d'un bouchon, et qu'on fasse passer à travers les interstices un faisceau de rayons solaires. En regardant de côté, on verra une série de rayons parallèles ; mais, si l'on place l'œil sur l'axe même du faisceau, on verra une couronne de rayons divergents s'étendant à une grande distance des trous. L'expérience réussirait également si l'on fermait un trou parfaitement rond avec un bouchon échancré sur son contour. Cette apparence est un simple effet de perspective , analogue à celui qui produit les rayons que l'on observe entre les nuages auprès du Soleil couchant. Cette expérience nous montre qu'une échancrure très-petite peut donner naissance à un rayon d'une très-grande longueur; cette longueur serait encore bien plus grande si l'air était rempli de poussière ou de fumée d'encens.

Appliquons ces résultats aux phénomènes qui» se produisent pendant les éclipses. Le Soleil peut donner naissance à des rayons semblables, soit par ses protubérances, soit par les parties les plus brillantes de la couronne, qui agiront autour de la Lune comme les échancrures du volet agissent autour du bouchon; mais on se tromperait complètement si l'on ju-

geait des dimensions de la masse lumineuse qui produit ce phénomène par l'étendue du rayon que l'on aperçoit. Cette étendue dépend beaucoup du pouvoir réflecteur de l'atmosphère et surtout de la position de l'observateur. Une masse lumineuse, dépassant le contour de la Lune de quelques secondes seulement, peut, suivant l'éclat qu'elle possède, éclairer l'atmosphère terrestre à une profondeur considérable, et celle profondeur se traduira par une longueur proportionnelle du rayon visible. La Lune elle-même, avec son profil dentelé, contribuera à la production du phénomène en laissant passer des faisceaux lumineux plus ou moins larges, plus ou moins nettement terminés, La forme des rayons dépendra surtout de la position de l'observateur ; les effets de parallaxe auront une influence très-considérable, et, à quelques kilomètres de distance, on pourra voir la couronne et ses rayons sous des aspects très-différents.

Enfin l'atmosphère terrestre n'est pas toujours susceptible d'être également éclairée dans tous ses points ; car, en certains endroits, elle est plus transparente; en d'autres, elle est plus chargée de vapeurs : de là résulteront des lignes capricieuses, produisant un effet analogue à celui des rayons lumineux qui traversent une chambre obscure, lorsqu'on soulève de la poussière sur leur passage. L'analyse spectrale nous apprend que, si l'air atmosphérique est peu transparent, on observe les raies propres des protubérances à une grande distance du Soleil, et jusque sur le disque de la Lune. Rien n'est plus facile à comprendre : la seule lumière qui arrive dans cette direction jusqu'à l'observateur vient nécessairement de la couronne et des protubérances; mais elle est réfléchie et diffusée par l'atmosphère, et le spectroscope doit révéler sa présence dans tous les points voisins.

Telles sont les idées générales que nous proposons pour

expliquer le phénomène des aigrettes, et il nous semble que, si l'on veut les contrôler par les données des observations, on reconnaîtra qu'elles sont exactes et applicables au sujet qui nous occupe.

Si nous examinons les dessins donnés par les différents observateurs, nous trouverons qu'ils s'accordent le plus souvent à donner aux rayons la direction des principales protubérances, surtout dans la région de l'équateur et dans celle des taches. Le P. Cappelletti a fait cette remarque, et elle est assez bien vérifiée par les dessins de Moesta en i853, de Gillis en i855, et par les nôtres mêmes, quoique nous ne prétendions pas à une très-grande exactitude. Cette coïncidence est parfaite dans les dessins de Bullock.

En 1860, M. Plantamour observa la couronne et la dessina trois fois, au commencement, au milieu et à la fin. Dans le premier dessin, outre la couronne, il a tracé trois faisceaux de rayons correspondant aux protubérances dans la région d'entrée; dans le second, il y a cinq faisceaux, deux à l'est, trois à l'ouest; enfin, dans le troisième, il y a également cinq faisceaux, mais ils se trouvent tous dans la région de sortie et correspondent aux nombreuses protubérances qui parurent dans cette région à la fin de l'éclipsé.

Cette observation est d'accord avec celle de Mantawalok, où le capitaine Bullock vit, deux minutes après la totalité, se former un rayon oblique dirigé vers l'une des protubérances. D'autres observateurs, entre autres Pope Hennessy, assurent que ces rayons paraissaient animés d'un mouvement facile à constater. Ce mouvement apparent s'explique aisément si l'on se rappelle que la Lune, en changeant de position d'un instant à l'autre, fait également varier la position des parties éclairantes par rapport à l'observateur.

Reste à expliquer la forme courbe que possèdent certains

rayons. Quelques-uns sont très-courts et ne s'étendent pas au delà des limites de l'auréole ; nul doute que ceux-là n'appartiennent réellement au Soleil. Pour les plus longs, on peut encore faire une large part à notre atmosphère, en admettant, comme nous l'avons déjà dit, que ces courbes dépendent de la manière dont la vapeur est distribuée dans l'air. Cette explication, que nous avons proposée jadis, ne laisse pas que d'être plausible ; mais il faut bien reconnaître qu'elle ne saurait s'appliquer à tous les cas. Nous en avons acquis la conviction en réfléchissant sur un phénomène dont l'observation

Fig. 12.J.

est due à M. Tacchiui. Ce jeune astronome voyageait sur la Méditerranée, à bord d'un bateau à vapeur, et il observait le coucher du Soleil, le 8 août i8G5. Il s'aperçut que le disque solaire était comme surmonté de deux aigrettes lumineuses, pareilles à deux boucles de cheveux renversées en sens opposés {fig. 125). Leur hauteur au-dessus du disque était tout au plus égale aux -^ du disque lui-même. Enfin ces appendices suivaient assez bien le mouvement du Soleil, et ils s'enfoncèrent, comme lui, au-dessous de l'horizon.

M. Tacchini nous donna avis du phénomène dont il avait été témoin, et immédiatement nous compulsâmes le registre où sont inscrites les observations que nous faisons régulière-

ment sur les taches solaires. Nous trouvâmes que, ce même jour, il devait y avoir sur le bord du disque une tache accompagnée d'une grande facule, ayant à peu près la forme décrite par M. Tacchini [fig. 1 26); nous l'avions observée la veille à quelque distance du bord, et elle devait y être arrivée le 8 août au soir. Aussi n'avons-nous pas hésité à admettre que l'aigrette observée à' ce moment pourrait bien être produite par une de ces masses lumineuses qui accompagnent les facules et deviennent visibles dans les éclipses.

De nouvelles observations sont venues confirmer cette idée.

Fi{j. 126.

M. Grosch, au Chili, pendant l'éclipsé totale du 29 août 1 867, a observé un faisceau de rayons recourbés, tout à fait semblable à celui qui a été dessiné par M. Tacchini ( ' ). Tout dernièrement, un voyageur nous a assuré que, sur la fin du mois de février 18G9, il a vu, à Pœstum, le Soleil se lever avec une aigrette analogue à celles qu'il présente dans les éclipses. Hâtons-nous de dire que ces explications ne reposent plus uniquement sur quelques faits isolés qu'on pourrait être

(') Voir Bulletin météorologique du Collège Romain, p. 87; 1867.

tenté de révoquer en doute. Nous savons maintenant qu'il se produit dans le Soleil de violentes éruptions : la matière qui le compose est lancée à des hauteurs considérables, avec des vitesses qu'on évalue à plus de 200 kilomètres par seconde. Si ces mouvements avaient lieu dans le vide absolu, les masses projetées avec une aussi grande vitesse parviendraient à des hauteurs incomparablement plus grandes que la longueur des aigrettes. La résistance de l'atmosphère qui entoure le Soleil doit ralentir bien vite ces mouvements ; mais elle doit cependant permettre à la matière lumineuse de s'élever assez haut pour que nous puissions expliquer ainsi la production des panaches. Nous verrons que, avec le spectroscope, on a pu observer des protubérances dont la hauteur atteignait sept et huit minutes; et cependant les observations spectrales ne font voir que les parties les plus brillantes.

Les rayons obliques seraient produits par des faisceaux lumineux lancés dans leur direction. On a objecté qu'il est impossible d'admettre que la longueur réelle de ces faisceaux surpasse ^ du rayon solaire. La raison serait que plusieurs comètes ont passé si près du Soleil, au moment de leur périhélie, qu'elles auraient dû rencontrer ces rayons ; que, s'ils avaient une aussi grande étendue, le mouvement de ces astres aurait dû éprouver, dans ce milieu nécessairement résistant, un ralentissement qui n'a jamais été constaté.

Il est assez facile de répondre à cette objection. Quelques comètes ont dû traverser non-seulement les rayons, mais la couronne elle-même. En passant ainsi à travers l'atmosphère solaire, elles ont pu se volatiliser en partie et s'échapper ensuite, à l'état de vapeur, comme font les bolides et les étoiles filantes dans l'atmosphère terrestre. Pour démontrer que les choses n'ont pu se passer ainsi, il faudrait connaître la partie de l'orbite qui précède le périhélie, et dans les cas dont il est

ici question il nous est impossible de la connaître d'une manière suffisante.

Parmi les comètes qui ont dû pénétrer dans la couche où se produit l'auréole, on doit citer avant tout la plus célèbre, celle de i8l\3, qui passa à une distance du Soleil égale à y de son rayon. Elle a dû nécessairement produire une agitation considérable dans l'atmosphère solaire. Nous nous rappelons parfaitement la première observation que nous en fîmes à Lorette, le soir même où elle fut visible pour la première fois. Une circonstance très-extraordinaire accompagna l'apparition de cette comète; la lumière zodiacale était très-vive et légèrement teintée de rouge : aussi y eut-il quelque difficulté à distinguer ce qui appartenait, à chacun de ces phénomènes •, la comète semblait faire partie de la lumière zodiacale et s'en détacher comme une simple ramification. Les mêmes apparences furent constatées à Nice par un astronome trèsdistingué, M. Cooper. Si donc on observe dans certaines éclipses des rayons de forme extraordinaire, il est possible qu'ils soient produits par quelque explosion violente, ou bien par le passage de quelque corps étranger à travers l'atmosphère solaire.

Nous ne voulons pas dire cependant que notre atmosphère ne joue aucun rôle dans la production de ces apparences; son action est, au contraire, incontestable dans la plupart des cas, et elle suffit bien souvent pour tout expliquer.

§ V. — Polarisation de la lumière de la couronne.

La couronne est-elle lumineuse par elle-même, ou bien nous envoie-t-elle par réflexion une lumière d'origine étrangère? Cette question peut être résolue de deux manières : par

le spectroscopc et par le polariscope. Nous verrons plus tard comment l'analyse spectrale peut nous guider dans cette étude, et nous serons alors conduits à regarder comme certain que la couronne est lumineuse par elle-même, et que la plus grande partie de la lumière qu'elle nous envoie provient de la radiation qui lui est propre. Mais n'y a-t-il pas aussi quelques rayons réfléchis mélangés avec ceux qui émanent de sa propre substance ? Le polariscope peut seul répondre à cette question.

La lumière de la couronne fut étudiée à ce point de vue, en 1860 par M. Prazmowski, en 18G8 par le capitaine Braunfield et par le capitaine Herschel; ils trouvèrent tous qu'elle était sensiblement polarisée. Nous-mème, en 1860, nous trouvâmes des traces de polarisation; mais, comme les astronomes français et américains assuraient le contraire, la question ne pouvait être regardée comme résolue, ni dans un sens, ni dans l'autre. Elle fut reprise en 1870, et on croyait l'avoir définitivement tranchée, car tous les savants qui s'en étaient occupés avaient reconnu l'existence d'une certaine quantité de lumière polarisée : ce sont MM. Blaserna, Ranvard, Brett, Picquering, Langley, etc. ; mais, à la suite des observations faites pendant l'éclipsé de 1871, les avis furent de nouveau partagés. C'est donc une question à reprendre, ou plutôt il faut chercher quelles sont les causes qui amènent des différences aussi grandes dans l'étude du même phénomène. Entrons à ce sujet dans quelques détails.

Il parait que toutes les divergences proviennent des instruments que l'on emploie et du mode d'observation. M. Prazmowski, observant avec un double quartz, trouva une polarisation radiale. MM. Blaserna et Ranyard employaient un polariscope à bandes de Savart, et comme, avec cet instrument, il est difficile, dans de semblables circonstances, de dé-

terminer le plan de polarisation, M. Blaserna , à Augusta, ne put que constater l'existence de la polarisation, sans pouvoir en déterminer le plan. D'après lui, la quantité de lumière polarisée serait très-considérable et à peu près égale à celle qu'on observe dans un ciel serein à 4o degrés du Soleil. L'état du ciel n'était pas favorable à ces observations, car il était un peu brumeux; grâce à cette circonstance, M. Blaserna a pu regarder ses résultats comme plus concluants qu'ils ne le sont en réalité : nous verrons qu'on peut élever des doutes à ce sujet. M. Ranyard, dans une station voisine d'Augusta, mais où le ciel était pur, trouva une polarisation considérable dans le plan radial du Soleil.

Nous ne devons cependant pas dissimuler une difficulté. M. Becker (') et M. Picquering (2) nous assurent qu'ils ont vu les franges de Savart, non-seulement sur la couronne, mais jusque sur le disque de la Lune. M. Lockyer, en 1871, les a vues partout, toujours parallèles et dans la même direction, tandis que d'autres observateurs assurent n'avoir rien vu de semblable.

En présence de ces témoignages opposés, il ne nous appartient pas de prendre un parti et de trancher la question ; mais on nous permettra quelques réflexions. On sait que l'air atmosphérique, lorsqu'il est chargé de vapeurs, produit des diffusions et des diffractions, d'où il résulte quelquefois des cercles irisés qui, pendant les éclipses, acquièrent un éclat extraordinaire. Les rayons lumineux pourraient bien aussi se polariser en traversant une couche épaisse d'air humide : de là une cause d'erreur dans les observations dont il est ici question. M. Tyndall a, en effet, démontré que certaines vapeurs dif-

(') Monthlj Notices, t. XXXI, p. 5g.

(') Nature, t. III, p. 5g.

fusent et polarisent étrangement les rayons lumineux qui les traversent, et, de plus, il a constaté que, au coucher du Soleil, les rayons qui passent auprès des nuages peuvent être polarisés ('), ce qui permet d'élever des doutes sur la légitimité des conclusions de ceux qui ont constaté la polarisation.

Les phénomènes observés au Soleil couchant se produisant dans des conditions assez semblables à celles des éclipses, on devra y attacher de l'importance et les étudier sérieusement. Nous avons fait une observation toute récente à l'occasion des expériences que faisait M. Blaserna sur la lumière électrique. Il projetait le faisceau lumineux de la colline du Viminal sur Monte-Mario ; lorsque les rayons passaient auprès de notre observatoire, sans cependant nous arriver directement de manière à nous faire voir le point lumineux, nous avons pu constater que la lumière qui éclairait l'air atmosphérique était fortement polarisée. La lumière qui rase le disque lunaire pendant les éclipses pourrait de même être polarisée par notre atmosphère qu'elle traverse ensuite.

Dans l'incertitude où nous mettent des témoignages contradictoires, nous nous contenterons de faire remarquer que les faits n'ont pas été bien constatés, qu'on n'a pas assez bien déterminé les circonstances dans lesquelles ils se produisent, et qu'on n'a pas les éléments nécessaires pour les expliquer et en tirer les conséquences. Ainsi il n'est pas prouvé que la polarisation observée pendant les éclipses soit due à une réflexion sur les molécules de l'atmosphère solaire ; il n'est pas prouvé que la couronne nous envoie d'autre lumière que celle qui lui est propre.

(') Les Mondes, t. XIX, p. 171.

Supposons, en effet, que l'air atmosphérique ou la vapeur d'eau ait le pouvoir de polariser la lumière par transmission, mais en petite quantité ; ces quelques rayons seront comme noyés dans les torrents de lumière que le Soleil nous envoie en plein jour : on ne pourra pas en constater l'existence. Il n'en sera pas de même pendant les éclipses, lorsque la lumière du Soleil cesse d'arriver jusqu'à nous. Les faisceaux de rayons à peu près parallèles qui rasent les bords de la Lune produisent sur nos yeux, comme nous l'avons déjà expliqué, l'effet de rayons divergeant en forme de panaches. Ces rayons, par l'action des molécules de gaz qu'ils rencontrent en les rasant, pourront se polariser d'une manière d'autant plus sensible que l'air est plus chargé de vapeurs.

Ce n'est pas une théorie que nous prétendons exposer ; nous hasardons une hypothèse, et nous invitons les physiciens à étudier, avant la prochaine éclipse, cette question importante et curieuse; en attendant le résultat de leurs travaux, nous ne pouvons que suspendre notre jugement.

§ VI. — Considérations générales sur la couronne.

Pour terminer l'étude de la couronne, nous devrions parler de l'analyse spectrale de sa lumière; mais nous nous réservons de traiter spécialement ce sujet dans l'un des Chapitres suivants. Bornons-nous à résumer ici les conclusions qui résultent de tout ce que nous venons de dire.

i° Les dessins que nous avons reproduits montrent d'une manière évidente que l'étendue de la couronne est loin d'être uniforme. Nous l'affirmons sur la foi des épreuves photographiques. Il est bien vrai que la forme de l'image ainsi obtenue dépend uniquement des radiations actiniques; il est cepen-

dant impossible d'admettre qu'il puisse exister des inégalités semblables dans l'activité chimique, s'il n'y avait pas des inégalités de même nature dans les radiations lumineuses. L'image photographique peut donc nous donner une idée exacte de la forme réelle de la couronne.

2° On peut se demander s'il n'y a point quelque relation entre ces apparences et quelque phénomène solaire déjà connu. Au premier coup d'œil, on voit que la plus grande élévation de la couronne correspond à la région des taches et des facules ; on sait, en effet, que le maximum des taches se produit, non pas à l'équateur, mais dans les latitudes qui environnent le trentième parallèle. Il faut cependant remarquer que la région la plus élevée de l'auréole dépasse considérablement la zone des taches, puisqu'elle s'étend jusqu'à 3o degrés des pôles et quelquefois plus loin. Nous avons cherché à nous expliquer cette différence, et nous avons reconnu qu'elle tient à la loi de distribution des protubérances et des facules. On admet que les facules accompagnent généralement les taches ; et cependant, en étudiant attentivement la surface du Soleil, dont nous projetions l'image dans une chambre parfaitement obscure, nous avons constaté que les facules, ou granulations brillantes, s'étendent bien au delà des limites des taches. Très-souvent, et surtout dans les périodes de grande activité, elles forment autour des pôles des zones bien tranchées et parfaitement visibles. Il semble que la partie la plus élevée de la couronne s'étend jusque-là, et nous le reconnaîtrons plus clairement encore lorsque nous aurons étudié les protubérances.

Une longue série d'observations nous a prouvé que cette distance aux pôles est très-variable ; à l'époque de la dernière éclipse (12 décembre 1871), elle était si faible qu'on voyait des protubérances jusque sur les pôles, où d'ordinaire il n'y

en a pas. Nous verrons, dans les éclipses prochaines, si cette explication est fondée.

3° Quant aux rayons curvilignes de l'auréole qui ont été observés directement, et dont les observations photographiques ne nous permettent plus de révoquer l'existence en doute, ils prouvent que les parties supérieures de l'atmosphère solaire ne sont pas occupées par des masses en repos, mais qu'il y a dans ces régions des mouvements extrêmement rapides. Cette conclusion, qui s'impose à tous ceux qui examinent sans prévention les photographies de lord Lindsay, avait vivement frappé M. Janssen pendant ses observations, et il l'a hautement proclamé à son retour des Indes.

Cette couche atmosphérique doit d'abord être animée d'une circulation calme et régulière, analogue, sauf la rapidité, à celle qui existe dans l'atmosphère des planètes ; mais, en outre, il doit y avoir des mouvements violents et irréguliers, de véritables explosions, soudaines et gigantesques, provenant de masses considérables qui sont lancées de bas en haut par les couches les plus basses. Au milieu de la circulation générale, il doit se produire des actions particulières et locales dont l'influence est d'autant plus grande qu'il s'agit de masses énormes portées à une température très-élevée. Il y a là toute une série de problèmes qui se posent naturellement à nous et dont la solution nous conduira sans doute à des conséquences inattendues. Qu'il nous suffise pour le moment d'apprendre par cet exemple combien il faut être réservé lorsqu'il s'agit de rejeter des faits constatés par des hommes éminents, pour cette seule raison que nous ne pouvons les expliquer.

On trouve une différence assez grande entre les figures qui représentent les différentes éclipses. Nous ne devons pas en être surpris, et il ne faut pas se hâter de l'attribuer aux défauts des observations. Ces différences peuvent exister réelle-

ment, aussi bien que les variations des taches et des protubérances. La dernière éclipse s'est produite à une époque de grande activité solaire : c'est pour cela peut-être que la couronne présenta alors un plus grand éclat. Si une éclipse se produisait à une époque de calme, les apparences seraient tout à fait différentes.

4° On ne connaît pas encore avec certitude l'étendue de la couronne, ou du moins de l'atmosphère qui en est le siège. Nous ne connaissons que la limite qui est déterminée par le pouvoir optique de nos instruments, par la sensibilité physiologique de nos organes et par l'impressionnabilité de nos préparations chimiques. Pour les régions qui dépassent ces limites, nous ne savons rien. Il peut exister là une matière plus raréfiée n'exerçant aucune action appréciable sur nos sens. On a supposé, et ce n'est pas sans raison, que cette atmosphère s'étend à une distance très-considérable, et que c'est elle peut-être qui produit la lumière zodiacale, comme l'avait déjà soupçonné Olbers; mais, sans aller aussi loin, nous pouvons bien penser qu'elle arrive jusqu'à l'extrémité des aigrettes, et nous verrons qu'il n'y a rien d'impossible dans cette hypothèse.

5° Tout le monde admet à présent que la couronne appartient au Soleil; mais on peut se demander si l'on ne pourrait pas arriver à la voir en tout temps par un procédé quelconque, par exemple par des éclipses artificielles. Nous savons que, dans des circonstances particulières, M. Tacchini en a vu quelque chose auprès de l'horizon; dernièrement encore il a pu la voir complètement en plein jour. Yoici ce qu'il nous écrivait le 28 mai 1871 : « Au zénith, le ciel était d'un bleu très-foncé; je n'ai jamais rien vu de pareil. A 9 heures, je regardais vers le Soleil en cachant son disque, et j'ai observé une auréole dont voici la forme [Jig. 127). Après avoir fait

cette observation, je priai M. Delisa d'en faire une semblable, sans rien lui dire de ce que j'avais vu. Au bout de quelques

Fig. 127.

heures, il avait terminé son dessin ; en voici la forme [fig- 128).

» Le changement de direction que nous remarquons dans

le plus grand panache tient sans doute au mouvement que la

sphère céleste avait exécuté dans l'intervalle des deux obser-

varions. Le soir le Soleil parut à l'horizon avec une traînée bien sensible, de forme triangulaire, ayant une couleur jaune-

FiR. 128.

orange. Cette traînée était dans la direction de Jupiter et de Vénus. »

En terminant sa lettre, M. Tacchini reconnaît l'importance du projet que nous avions proposé, de faire des observations

semblables sur l'Etna, où l'atmosphère présente une teinte si foncée. Les essais que nous avons faits à Augusta à l'époque de l'éclipsé nous montrent qu'il y aurait là pour la science un intérêt de premier ordre. Le ciel de la Sicile est d'une pureté admirable ; celui de Rome parait en comparaison sale et brumeux.

Signalons encore une idée qui n'est pas sans importance. La science moderne a constaté qu'il existe des amas de matière cosmique, analogues aux nébuleuses, circulant comme des comètes dans l'intérieur du système solaire, et qui, au moment du périhélie, se trouvent très-voisins du Soleil. Ce fait n'est peut-être pas étranger à certaines apparences extraordinaires qui se présentent pendant les éclipses. Ne serait-ce point à quelqu'une de ces masses cosmiques, fortement éclairée par la lumière solaire, qu'il faudrait attribuer les rayons et les arcs recourbés dont nous avons déjà parlé plusieurs fois? Le temps pourra seul faire connaître la valeur de ces idées, qui ne sont en ce moment que de simples conjectures.

La couronne a donc son siège dans le Soleil et non dans la Lune, mais c'est un phénomène très-complexe. Elle est certainement lumineuse par elle-même, mais on n'a pas encore prouvé qu'elle est incapable de réfléchir la lumière solaire. Les limites apparentes dépendent principalement de l'activité du Soleil, mais elles subissent aussi l'influence de notre atmosphère. Ses limites véritables nous sont inconnues, et elle s'étend probablement jusqu'à la lumière zodiacale.