POSITION DES RAIES D APRES L ECHELLE DE KIRCHUOFF

il 97

La raie 6o,3 correspond à C de Fraunhofer ou Ha de l'hy-

drogène. A la place de 1007, il faut sans doute lire 10 17, qui correspond à la raie jaune des protubérances. Cette raie, nommée D3, est à une distance de D' du sodium un peu plus grande que le double de l'espace compris entre ces deux lignes. La raie i497 est probablement identique à celle de la couronne, qui correspond à 1 474- Le nombre 20G9 correspond à H/3 de l'hydrogène, 16 il appartient au magnésium ou peut-être au fer, 2770 correspond probablement à II -y de l'hydrogène. La position de toutes ces raies n'est pas rigoureusement exacte ; mais les divergences sont assez faibles pour qu'on puisse les attribuer aux erreurs d'observation qui sont inévitables dans ces circonstances (').

Le tableau que nous avons mis sous les yeux du lecteur conduit à admettre que les raies ne sont pas les mêmes dans toutes les protubérances; mais M. Harkness explique cette différence par les circonstances mêmes de l'observation. Une même protubérance ne donne pas, en effet, le même nombre de raies suivant le point qu'on examine : il y en a plus à la base et moins au sommet. Il paraît probable qu'elles donneraient le même spectre si on les observait toutes à la même hauteur.

Quelques observateurs ont aperçu d'autres raies que celles qui sont contenues dans le tableau précédent ; mais ils n'en ont pas fixé la position d'une manière précise, ce qui enlève à leurs observations une grande partie de leur valeur.

En 1870, quoique les astronomes fussent principalement occupés à étudier la couronne, on ne négligea cependant pas l'étude des protubérances. MM. Nobili et Lorenzoni à Terranova et M. Burton à Augusta observèrent des raies très-

(') Voir la collection intitulée : Reports publ. by com. Sands, p. 64.

nombreuses; mais la présence des nuages ne leur permit pas d'en fixer la position d'une manière précise. Pour nous, comme nous avions pris la direction des opérations photographiques, il nous fut impossible de nous occuper des observations spectrales, si ce n'est à la fin de la totalité, comme nous le dirons dans le paragraphe suivant.

§ III. — Découvertes dues à i élude spectrale du bord solaire.

Les découvertes les plus importantes qui furent faites pendant les éclipses de 1 870 et de 1 87 1 sont celles qui firent connaître la constitution des bords du disque et révélèrent, par conséquent, la nature intime de la couche la plus extérieure du globe solaire.

Occupés, comme nous l'étions, à l'exécution des photographies, il nous fut impossible d'observer le spectre pendant la plus grande partie de l'éclipsé ; mais aussitôt que la totalité fut terminée, en quelques secondes seulement, grâce à un mécanisme très-simple, nous pûmes diriger notre spectroscope vers la pointe effilée du croissant solaire. Nous fûmes très-surpris de voir un spectre tout à fait discontinu, et nous pensâmes immédiatement que la fente du collimateur était sans doute chargée de poussière. Nous n'aurions pas dû nous arrêter à cette pensée , car la poussière aurait produit des lignes longitudinales, tandis que les raies brillantes que nous avions sous les yeux étaient perpendiculaires à la longueur du spectre ; sans prendre le temps de la réflexion, nous regardâmes la fente pour la nettoyer; mais nous trouvâmes qu'elle était très-élargie : on l'avait ainsi disposée pour étudier directement les protubérances. Nous reconnûmes

alors que nous avions sous les yeux un phénomène jusqu'alors inconnu, et, après avoir rétréci la fente, nous dirigeâmes de nouveau l'instrument vers l'angle du croissant solaire. La discontinuité subsistait encore , mais beaucoup moindre qu'auparavant; au bout de quelques secondes elle cessa complètement et le spectre reprit sa structure ordinaire. Nous avions donc observé un spectre d'une nature toute particulière, composé d'une multitude de lignes brillantes et renversées, qu'il nous fut impossible d'analyser, et qui appartient exclusivement au mince filet du bord solaire.

M. Young fut plus heureux ; occupé exclusivement de l'étude spectrale, il put observer complètement le phénomène que nous n'avions fait qu'entrevoir.

Voici ses propres paroles : « Quelques instants avant la totalité, j'avais disposé la fente tangentiellement au bord so-' laire, et je regardais la raie 1 4 7 4 qui venait de s'illuminer ainsi que celle du magnésium et du fer. A mesure que le croissant devenait plus mince, je notais l'évanouissement successif de toutes les raies situées dans le champ de l'appareil, mais rien ne m'annonçait le beau phénomène dont je fus témoin à l'instant où la Lune couvrit complètement toute la photosphère. Alors le champ se remplit subitement de raies lumineuses qui brillèrent comme un éclair et disparurent peu à peu; au bout de deux secondes, il n'en restait plus rien, si ce n'est les deux que j'avais aperçues tout d'abord. Je ne puis pas sans doute assurer que toutes ces lignes brillantes occupaient dans le spectre la même position que les raies noires qui les avaient précédées ; je crois cependant en être certain, car j'eus le temps de remarquer cette identité dans différents groupes, et je fus frappé de l'intensité relative et de la disposition générale de ces raies comme dune chose qui m'était bien familière. Cette observation confirme l'existence 1. 2G

du spectre continu trouvé par Secchi au bord du disque, et je crois qu'elle appuie les idées de Kirchhoff sur la constitution du Soleil et sur l'origine des raies du spectre ( ' ). »

Telles sont les paroles de M. Young. Nous reviendrons bientôt sur sa dernière réflexion. Nous devons en ce moment continuer le récit des observations faites sur le même sujet.

Le phénomène signalé par Young était trop important pour qu'on ne prît pas des mesures afin de l'observer de nouveau en 1871, et il fut en effet l'objet des recherches de plusieurs savants. Dans l'impossibilité où nous sommes de reproduire toutes les observations qui ont été publiées, nous croyons devoir donner ici le texte même du Rapport de M. Maclear, le plus heureux de tous les observateurs :

« Au moment du premier contact, aucun changement ne fut signalé dans le spectre. En maintenant pendant un quart d'heure la fente du collimateur tangentiellement à la pointe septentrionale du croissant, on vit la ligne C très-brillante dans toute sa longueur; la ligne F était aussi lumineuse, mais faible. La fente ayant alors été disposée perpendiculairement au croissant, quatre lignes brillantes devinrent visibles près de la raie C qui conserva son éclat : l'une était à sa droite, à une distance plus petite que 10 unités de Kirchhoff; les trois autres étaient du côté du rouge, à une distance plus petite que 20 imités (2). Les longueurs de ces lignes variaient d'un instant à l'autre, mais non pas simultanément; en moyenne, elles occupaient { de la hauteur du spectre visible.

» A 6h5im, temps moyen, vingt-cinq minutes après le pre-

(') Voir American Journal of Science, f'ebr. 1^7!, et Nature, 1 febr. 187 1. (s) Ces lignes semblent être celles qui deviennent très-noires dans le spectre des taches.

mier contact, le spectroseope étant dirigé vers une large protubérance, on vit la raie C s'allonger jusqu'à occuper la moitié de la hauteur du spectre. Neuf minutes plus tard, la pointe du croissant coïncidait avec une autre protubérance située à environ i3 degrés du nord.

» A ^ 8m, avec un spectroseope à vision directe dont la fente était dirigée suivant un rayon du disque solaire, je vis une raie brillante un peu plus réfrangible que la bande de l'azote, située entre b et F. Vers i83o de l'échelle de Kirchhoff, il y avait une raie très-faible qui disparut bientôt ; mais presque aussitôt la raie F parut se dédoubler sur une hauteur à peu près égale à sa hauteur ordinaire, |- du spectre.

» A 7h23m, observant de nouveau avec le spectroseope à six prismes dont la fente était perpendiculaire au croissant, j'ai vu les raies de l'hydrogène, puis D, E et b de même épaisseur dans toute leur étendue, et en même temps plusieurs autres raies commençaient à devenir visibles : autant que j'ai pu en juger, c'étaient toutes les raies du fer situées dans l'intervalle compris depuis la demi-distance de D à E jusqu'au delà de b. Ces raies du fer conservant leur éclat et devenant plus nombreuses, j'appelai M. Lockyer pour le rendre témoin de ce phénomène; nous le suivîmes ensuite pendant deux ou trois minutes, jusqu'au moment où il fallut se disposer à observer la totalité. Pendant ces deux ou trois minutes, les pointes du croissant avaient passé de nord 38 degrés est à nord 70 degrés est. Les raies demeurèrent d'ailleurs visibles juqu'au moment où je déplaçai la lunette pour disposer la fente tangentiellement au point où devait se produire le premier contact intérieur. Le champ du spectroseope était alors rempli de lignes brillantes se détachant sur un spectre coloré et éclairé juste assez pour montrer les lignes noires bien connues du spectre solaire. Au moment de la totalité, la lumière dimi-

nua, et les raies brillantes augmentèrent rapidement en nombre et en éclat. A partir de ce moment, elles pâlirent , non pas instantanément, mais assez vite pour qu'il me soit impossible d'indiquer l'ordre de leur disparition. Toutefois, les raies de l'hydrogène D et b, et quelques autres comprises dans l'intervalle qui les sépare, restèrent visibles plus longtemps. Celles-ci ayant disparu à leur tour, le champ devint complètement obscur. »

Telle est la relation de M. Maclear. La seconde partie de l'éclipsé fut malheureusement perdue pour lui ; mais M. Pringle et le capitaine Fyers ont, pendant cette seconde phase , observé en partie le même phénomène ; plusieurs autres observateurs ont également aperçu des raies brillantes. M. Respighi , qui observait avec un simple prisme placé en avant de l'objectif, ne vit aucune raie au commencement de la totalité; mais il les observa au moment où elle allait cesser. M. Pringle nous fait connaître une circonstance importante : après avoir vu une multitude de raies brillantes , il observa pendant quelques instants un spectre continu très-faible et d'une étendue peu considérable. M. Respighi, observant près du bord lorsque le croissant était encore très-mince, remarqua que les raies de Fraunhofer étaient sensiblement plus noires que de coutume.

§ IV. — Conclusions qui résultent des observations précédentes.

Tous ces faits sont extrêmement intéressants pour la théorie du Soleil. Déjà nous y avons fait allusion en exposant comment nous avons pu reconnaître l'existence d'une couche dont le spectre est continu; nous avons expliqué comment,

par un renversement partiel, cette couche fait disparaître les raies noires : c'est cette observation que rappelle M. Young à la fin du passage que nous avons cité plus haut. La région du bord solaire, dans laquelle toutes les raies du spectre se renversèrent successivement, doit en effet donner un spectre continu lorsqu'on l'observe en dehors des éclipses, car l'éclat lumineux des raies directes doit compenser l'obscurité des raies d'absorption. Nous savons d'ailleurs que M. Pringle, avec un appareil moins puissant , a vu en effet un spectre parfaitement continu.

M. Janssen, dans ses observations de 1868, a cherché en vain la couche dans laquelle on doit, d'après la théorie de Kirchhoff, apercevoir les raies renversées. Il s'attendait à la voir avec une épaisseur considérable, ainsi que l'annonçait M. Kirchhoff; aussi, n'ayant pu rien voir de semblable, de ce résultat purement négatif il crut pouvoir conclure que cette couche n'existe pas et que l'absorption se produit dans la photosphère. Il est malheureux qu'il ne s'en soit pas tenu à l'idée qu'il avait émise lui-même, que cette couche est trèspeu élevée, ce qui est parfaitement exact.

Il résulte donc de toutes ces observations que la théorie de Kirchhoff doit être admise comme démontrée, avec une seule modification, c'est que la couche absorbante n'est pas aussi élevée qu'il le supposait. Ajoutons cependant que cette modification n'a pas une aussi grande portée qu'on pourrait le croire. Il est bien vrai que la partie de cette atmosphère qui est assez lumineuse pour donner un spectre ne s'élève pas très-haut; mais rien ne prouve que la diffusion des vapeurs s'arrête là, et tout nous porte à croire qu'elles s'étendent beaucoup plus loin, mais à un état qui ne leur permet pas de nous envoyer de radiations lumineuses assez considérables pour que nous puissions les observer dans les circonstances

ordinaires. Nous savons, en effet, que M. Respighi, observant avec un simple prisme, a vu un spectre parfaitement continu s'étendant à une grande distance des bords.

C'est ainsi que, par les observations importantes qu'elles ont permis de faire, les éclipses ont complété la théorie de l'origine des raies de Fraunhofer et amené le triomphe des idées de Stoney et de Kirchhoff. Le Soleil est donc entouré d'une atmosphère véritable, composée de vapeurs métalliques qui, à cette température élevée, sont vraiment à l'état de gaz. Les raies de Fraunhofer se produisent par absorption, comme la bande noire qui se produit dans le spectre de l'arc voltaïque lorsqu'on y brûle une masse un peu considérable de sodium ou de thallium.

Qu'il nous soit permis de rapporter ici une remarque que nous avons faite en 1 855 en étudiant l'étincelle électrique ('). Frappé de la discontinuité des spectres que donne dans cette étincelle la vapeur des métaux, nous fûmes conduit à poser nettement cette question : le Soleil n'est-il pas gazeux? Nous n'hésitions pas à dire dès ce moment que, vu les raies dont son spectre est sillonné, il doit être entouré d'un fluide élastique absorbant. Nous étions alors bien loin de devancer Kirchhoff en formulant avant lui la théorie que nous venons d'exposer; mais le seul fait de la discontinuité nous avait tellement frappé que nous n'hésitions pas à en tirer la conclusion que nous venons de rappeler.

(') Nuovo Cimento di Pi sa, t. I.

§ V. — Analyse spectrale de la couronne.

Dans les premières observations spectrales des éclipses, on n'a pas su distinguer les raies qui appartiennent à la couronne de celles qui sont dues aux protubérances. En i 868, le major Tennant étudia la couronne en donnant à la fente de son appareil une largeur assez considérable : il trouva un spectre continu et faiblement éclairé. M. Janssen n'observa non plus aucune raie, ni noire, ni brillante. M. Rzhia avait disposé un spectroscope ordinaire pour analyser la lumière de la couronne pendant la totalité ; il ne vit aucune raie, peutêtre à cause de la faiblesse de la lumière. M. Rennoldson, observant avec un simple prisme en avant de sa lunette, distingua dans la couronne différentes teintes : rouge, jaune verdâtre, bleu, violet (' ). Il ne dit pas si ces différentes régions étaient séparées l'une de l'autre ou bien si elles se succédaient sans interruption. On crut alors pouvoir conclure que la lumière de la couronne est due à la réflexion des rayons émanés du globe solaire.

Ces observations n'étant pas satisfaisantes, on se proposa de faire de nouvelles études. En 1869, M. Harkness remarqua qu'aux points où il n'y avait pas de protubérances la couronne avait un spectre tout particulier, consistant en une simple raie verte située tout près de la raie E du fer. M. Young la regarda comme identique avec la raie i474 attribuée au fer par Rircblioff, et il assure que l'incertitude ne dépasse pas celle qui existe entre C et Ha de l'hydrogène, car il la voyait, dans le champ de son instrument, se confondre avec la raie

(') Voir l'excellent Recueil de M. Weiss sur cette éclipse, p. 3i.

noire correspondante. La longueur d'onde de cette raie 1 474 est oram,ooo53i6.

Outre cette ligne verte, M. Harkness crut en voir deux autres plus faibles. M. Young les remarqua aussi et leur assigna des positions voisines de i25o et i35o de l'échelle de Kirchhoff; la première (i25o) coïnciderait à peu près avec une raie observée par M. Winlock dans la lumière de l'aurore boréale. Déplus, à la base de la couronne, les mêmes observateurs aperçurent un spectre continu faiblement éclairé.

Ces observations excitèrent l'attention des savants, et l'on attendait l'éclipsé de 1870 pour lever tous les doutes et trancher les questions non résolues. M. Harkness, à Syracuse, fut contrarié par la tempête et ne put éclairer l'échelle de son spectroscope : il dut se contenter de regarder les raies sans pouvoir en fixer la position. M. Young put déterminer la position de la raie la plus importante avec une précision qui parait satisfaisante. M. Lorenzoni l'observa trois fois et lui assigna une position comprise entre j463 et 1467, ce qui diffère très-peu du résultat trouvé par M. Young; les circonstances dans lesquelles il se trouvait l'empêchèrent de voir autre chose. Le R. P. Denza observait à Augusta avec un spectroscope adapté à un chercheur de comètes à très-grande ouverture, ce qui lui permettait d'avoir beaucoup de lumière. Pendant les quelques instants où le ciel se découvrit à moitié, il remarqua deux raies, la principale, très-brillante, dans le vert, et une autre moins réfrangible située entre E et D; des recherches postérieures lui font admettre 1246 pour position de cette seconde raie, ce qui est d'accord avec la détermination de M. Young. Il ne resterait donc à vérifier que la troisième (i35oK.). On ne doit pas être surpris de voir des différences dans les spectres décrits par les différents observateurs : la composition de la couronne peut n'être pas la

même à toutes les époques et dans tous les points observés; certaines vapeurs qui s'y trouvent à un moment n'y sont peutêtre pas toujours.

La même éclipse Je 1870 a donné lieu aune observation très-intéressante. M. Tupmann dirigeait la lunette, tandis que M. Harkness observait au spectroscope. Comme on se proposait d'étudier spécialement la couronne, il fallait éviter les protubérances. Or, malgré le soin que prit M. Tupmann de s'éloigner autant que possible de ces flammes rouges, le spectre de l'hydrogène se mêla toujours avec celui de la couronne ; et cependant le capitaine Tupmann est certain d'avoir réussi un grand nombre de fois à amener la fente du spectroscope dans une région éloignée de toute protubérance. Ce n'est donc pas accidentellement que le spectre de l'hydrogène s'est trouvé superposé à celui de la couronne. On a voulu expliquer ce phénomène par la diffusion due à l'atmosphère terrestre ou par d'autres illusions; mais ces explications ne sauraient être admises, et nous verrons que, en réalité, le spectre de la couronne est plus compliqué qu'on ne l'avait cru d'abord.

Dans les observations faites aux Indes, pendant l'éclipsé de 1871, M. Janssen a vu la raie verte se projeter sur un spectre impur, dans lequel il a pu constater des raies noires d'absorption, et en particulier celle du sodium. Il ne faudrait donc pas admettre le résultat des observations précédentes dans lesquelles on n'avait pas vu de raies noires; cela peut tenir à ce qu'on avait donné à la fente une trop grande ouverture. Dans ces recherches, on doit éviter deux excès opposés : i° une trop grande dispersion et une fente trop étroite rendent les observations difficiles, faute de lumière; 20 une fente trop large et une dispersion trop faible permettent difficilement de distinguer les raies et d'en fixer la position.

L'atmosphère terrestre peut encore être une cause d'erreur, si elle n'est pas bien transparente. Lorsqu'elle est chargée de vapeurs, elle peut diffuser la lumière de la couronne et accroître son étendue apparente. C'est ainsi que, à Cadix, le P. Perry observa le spectre des protubérances jusque sur le disque de la Lune; pour la même cause sans doute, M. Harkness aurait vu les raies vertes à 5o minutes du bord, ce qui rend vraisemblable l'observation de M. Winlock, qui les a vues à une distance de 20 minutes.

M. Abbay nous assure qu'il n'a vu aucune ligne noire. Il les vit disparaître successivement, et elles furent ensuite remplacées par les raies brillantes des protubérances ( ' ). Celles-ci disparurent à leur tour au bout de quelques secondes ; il ne resta que la raie F et une autre moins réfrangible que b, située entre 1464 et i494 : c'était sans doute la fameuse raie i474-

En 1870, M. Pye a étudié l'intensité relative des différentes raies, et il l'a exprimée d'une manière approchée par les nombres suivants : C = 8,5; D3 — 5,5 ; i474 = 10,0; F =.3,o.

La raie 1474 est la seule qu'on ait trouvée aux Indes dans le spectre de la couronne.

Nous devons citer en terminant l'observation très-importante de M. Respighi. 11 avait simplement mis en avant de l'objectif de sa lunette un seul prisme ayant un angle réfringent assez petit. C'est une excellente idée et un perfectionnement heureux apporté à la méthode que nous avions proposée en 1868. Nous proposions de regarder à travers un prisme à vision directe placé auprès de l'oculaire; le prisme objectif est préférable : c'est le meilleur moyen surtout lors-

(') Month. Not.ofastr. Soc, t. XXX, p. 60.

qu'on observe avec une petite lunette. En employant cette méthode, on voit quatre images de chaque protubérance, correspondant aux quatre raies de l'hydrogène, de même qu'on voit trois images séparées lorsqu'on observe la flamme d'une lampe à alcool, après avoir mis sur la mèche des sels de sodium, de lithium, de thallium ou de cuivre.

Lorsque le Soleil disparut, M. Respighi vit quatre cercles très-brillants et diversement colorés : un ronge, un jaune, un vert, un bleu, et les traces d'un cinquième de teinte violette. Sur ces cercles, qui étaient ceux de la chromosphère, se détachaient les images monochromatiques très-vives des protubérances; ces images étaient parfaitement semblables, seulement celles du bleu et du violet étaient plus basses que celles du rouge et du jaune. Le fond général du champ était un spectre mal défini et faiblement éclairé. L'auréole se détachait au-dessus de la chromosphère, formant autant de cercles distincts. Le plus large, le plus diffus, et en même temps le plus régulier, était le vert, celui de la raie i474- Le cercle rouge était aussi très-étendu, mais irrégulier sur son contour. Le cercle bleu et le jaune étaient moins étendus et moins lumineux : nous avons déjà dit que les images des protubérances correspondant à ces couleurs étaient plus basses.

Il résulte de cette observation que, si la couronne envoie principalement des rayons correspondant à la raie i474> e^e contient cependant, en outre, une assez grande quantité d'hydrogène, qui y est entraîné par son pouvoir de diffusion. C'est ce qui explique l'observation de M. Harkness, qui aperçut les raies de ce gaz, même en dehors des protubérances. Cette observation nous apprend également que la couronne contient quelques autres vapeurs qui donnent un spectre général très-composé et mal défini.

§ VI. — Conclusions générales relatives à la couronne.

De toutes ces recherches, il résulte que la couronne possède une lumière qui lui est propre, c'est-à-dire qu'elle est composée de substances dont la température est assez élevée pour qu'elles soient lumineuses par elles-mêmes. Ces substances sont principalement l'hydrogène, le corps qui correspond à la raieD3, qu'on a appelé hélium, et le corps inconnu qui correspond à la raie \l\^jk- De plus, la couronne nous envoie une certaine quantité de lumière diffuse dont nous parlerons à la fin de ce Chapitre.

Nous disons que la substance qui produit la raie verte est inconnue. Rirchhoff a dit que i^74 correspond au fer; mais nous avons, avec une lampe électrique, projeté le spectre du fer sur celui de la lumière solaire, et nous n'avons jamais observé cette raie ; si d'autres physiciens l'ont obtenue, cela tenait peut-être aux échantillons de fer sur lesquels ils opéraient ; aussi avons-nous peine à admettre que la vapeur de ce métal existe dans l'atmosphère solaire. Nous n'osons cependant pas le nier. Les expériences de M. Cornu nous ont appris que les raies métalliques ne se produisent pas et ne se renversent pas toutes à une même température ; ne serait-ce pas là ce qui produirait les différences dans les résultats? D'ailleurs le fer se rencontre abondamment dans les taches, et c'est un des métaux dont les raies, même renversées, s'observent facilement sur le Soleil, en dehors des éclipses. Nous attendrons donc qu'on ait fait de nouvelles recherches.

Quant aux autres raies, elles présentent beaucoup d'incertitude. Plusieurs observateurs ont signalé la raie 1246, qui serait identique à celle de l'aurore boréale. Ce fait serait très-

— il 3 -

intéressant, s'il venait à se confirmer parfaitement. Mais à quoi est dû le spectre des aurores polaires? Ce spectre nous offre plusieurs raies, mais elles sont toutes variables, à l'exception d'une seule, qui est bien constante; sa longueur d'onde est ouim, 00055^1 : elle est située presque à moitié de la distance comprise entre C et D. Quant aux autres raies, voici la description qui en a été donnée par quelques observateurs :

mm

«'longueur d'onde, de 0,000640 à 63o Proctor.

a longueur d'onde 0,0005571 constante : Angstrom et tous

les autres.

b longueur d'onde . . o,ooo5546

C longueur d'onde o,ooo53i5

d près de F, longueur d'onde. . o,ooo52io

e près de G, longueur d'onde. . 0,0004649 )

Winlock et Clarck.

Dans la magnifique aurore du 4 février 1872, on a constaté partout que la raie d'Angstrom était visible sur toute la surface du ciel ; mais il n'en était pas de même des autres : on ne les voyait qu'en certains points où la lumière était plus vive. Il est très-remarquable que, dans certaines régions d'un rouge très-prononcé, on ne voyait pas trace de la raie rouge, quoiqu'elle fût très-visible en d'autres endroits. On a cru observer les raies de l'hydrogène, mais on n'a pas déterminé leur position d'une manière satisfaisante. On a même vu des portions de spectre continu. Dans les moments où le phénomène était plus brillant, nous avons entrevu plusieurs raies, et, dans le vert, une partie du spectre nous a présenté l'apparence cannelée que possède celui de l'azote. On voit donc que la lumière de l'aurore polaire est très-variable, et il n'y a là rien qui doive nous surprendre. Le spectre de l'éclair est également très-variable : quelquefois il est cannelé comme celui de l'azote, quelquefois c'est un spectre de second ordre

semblable à celui de ce métalloïde ; dans certaines décharges il y a de l'hydrogène, et plusieurs fois nous avons aperçu un nombre immense de raies. L'aurore se produisant dans les régions les plus élevées de l'atmosphère, son spectre doit dépendre de l'état de raréfaction et peut-être de la nature chimique des gaz qui occupent ces régions. De tout cela il résulte que le spectre de l'aurore est bien différent de celui de la couronne solaire.

Nous ne connaissons pas l'origine de la raie principale de l'aurore. M. Zollner l'attribue à l'oxygène à une basse température ('); quoi qu'il en soit, elle n'occupe certainement pas la même position que la raie principale de la couronne, et lors même qu'elle coïnciderait avec une des plus faibles, il n'en est pas moins vrai que nous ignorons complètement son origine.

On a dit aussi que la raie principale de l'aurore polaire est la même que celle de la lumière zodiacale; mais le spectre de la lumière zodiacale n'est pas véritablement linéaire, il est complètement diffus. On sait d'ailleurs que toutes les lueurs bleuâtres paraissent monochromatiques, quoiqu'elles soient réellement composées ; c'est ce qui a lieu pour les étoiles, pour les corps phosphorescents, pour les vers luisants. Il est donc impossible de rien dire sur l'origine de ces raies ni sur leurs rapports avec celles de la couronne solaire.

Quelques savants ont pensé que l'existence d'une raie commune dans le spectre de l'aurore polaire et dans celui de la couronne prouverait que cette seconde lumière doit, comme la première, être attribuée à un phénomène électrique. Nous ne voulons pas nier l'existence de l'électricité dans le Soleil,

(l; Nature, t. III, p. 3/,6.

mais nous ferons remarquer que l'électricité n'a pas la propriété spécifique de donner des raies qui puissent servir à la caractériser; en traversant les gaz, elle ne fait que les rendre lumineux par la chaleur qu'elle développe. Ces gaz devenus lumineux donnent par l'analyse spectrale des raies qui dépendent uniquement de leur nature chimique et de leur état physique, mais qui sont complètement indépendantes de la cause qui les a échauffés. La température du Soleil étant extrêmement élevée, il n'y a pas besoin d'une autre cause pour expliquer l'incandescence de son atmosphère. Les gaz ont des spectres différents, suivant les températures auxquelles ils sont portés : c'est un fait incontestable. M. Zollner pense que la raie de la couronne est due à un gaz dont la température est peu élevée; c'est parfaitement possible, et l'expérience ne peut ni vérifier, ni contredire cette affirmation, car à une basse température et sous une faible épaisseur les gaz ne donnent certainement aucun spectre ; mais il en peut être autrement lorsque l'épaisseur devient très-considérable, et c'est ce qui a lieu pour la couronne dont l'épaisseur est, partout où nous l'observons, plus grande que le diamètre solaire.

Dans les premières éclipses, on avait remarqué que les protubérances correspondaient aux parties les plus brillantes de la couronne. Pour voir si cette loi est générale, nous avons tracé, sur un même dessin, les protubérances observées à Rome et la couronne photographiée à la même époque pendant l'éclipsé totale des Indes. Il résulte de cette comparaison que la coïncidence n'a pas toujours lieu, car il y a des protubérances qui correspondent à des dépressions de l'auréole.

M. Respighi, en observant, comme nous l'avons déjà dit, avec un prisme placé en avant de sa lunette, a trouvé que la couronne avait sensiblement la même épaisseur dans toute son étendue; il en a conclu qu'on se trompe lorsqu'on parle

de ses inégalités, des rayons et des panaches recourbés qui l'accompagnent, etc. Nous croyons qu'il a été induit en erreur par le mode d'observation qu'il employait. M. Maclear et d'autres astronomes ont déjà fait remarquer que la couronne paraît irrégulière dans son contour et accompagnée des rayons que nous avons décrits, lorsqu'on l'examine à l'œil nu ou avec un chercheur d'un faible pouvoir grossissant, mais que dans une grande lunette elle se réduit à un anneau étroit ayant une épaisseur de 5 à 6 minutes. M. Respighi évalue à 6 ou 7 minutes la largeur des cercles qu'il a observés, ce qui coïncide bien avec l'évaluation de M. Maclear. Évidemment, à travers son prisme, il n'a pu voir que la partie la plus brillante qui forme à peu près un anneau régulier; le reste étant très-peu lumineux, et se projetant sur le spectre diffus qui remplissait le champ, ne pouvait produire une impression sensible sur l'oeil de l'observateur. Les nombreuses photographies qui ont été faites pendant les éclipses ne nous laissent aucun doute sur l'irrégularité du contour extérieur de la couronne, et il faut remarquer que ces photographies peuvent être considérées comme des images monochromatiques, car elles ne dépendent que de l'activité des rayons chimiques; et cependant, toutes les fois que l'air est bien pur, leurs formes sont presque identiques avec celles qu'on observe directement. Il n'y a donc pas d'illusion possible, quoique l'action actinique de la lumière puisse être différente de son action physiologique.

Il n'est pas aussi facile de dire quelle est l'origine de la lumière diffuse qui produit le spectre continu de la couronne. Il est bien certain qu'on ne peut l'attribuer ni à la Lune, ni à l'atmosphère terrestre. On a supposé alors que c'était le résultat d'une réflexion produite par les molécules des fluides élastiques qui composent la couronne elle-même. Cette lu-

mière continue ne proviendrait-elle pas simplement de l'incandescence des gaz qui enveloppent le Soleil? Nous regardons cette hypothèse comme fort probable.

On a étudié la couronne au polariseope, mais les résultats de cette observation sont trop équivoques pour trancher la question; car, même en admettant qu'il y ait des traces de polarisation, il serait difficile de prouver que ce phénomène n'a pas d'autre cause qu'une réflexion produite par l'atmosphère solaire.

M. Harkness, s'appuyant sur la faiblesse du pouvoir réflecteur que possèdent les gaz, attribue cette lumière à l'hydrogène et à des vapeurs simplement incandescentes. Lorsque le gaz hydrogène brûle à une basse température, sa flamme donne un spectre continu; dans le bleu, on remarque la raie F qui est très-faible et qui n'est certainement pas due aux impuretés du gaz. On pourrait invoquer ce fait pour confirmer l'opinion de M. Harkness, qui pense que toute réflexion est impossible dans une substance purement gazeuse. Sans vouloir trancher la question d'une manière définitive, nous pensons que ce spectre pourrait bien être dû à des masses simplement incandescentes, qui doivent sans doute se former dans la couche la plus élevée de l'atmosphère du Soleil.