CHAPITRE PREMIER

ASPECT GE.NEUAL DE LA PHOTOSPHERE,

§ I. — Inégalités de la surface solaire.

Lorsqu'on examine le Soleil avec des instruments ayant une grande ouverture et un fort pouvoir grossissant, on voit que sa surface, loin d'élre lisse et uniforme, présente une ajjparence irrégulière et ondulée, comme une mer agitée par la tempête Lorsqu'on la projette sur un écran blanc, à l'aide d'un puissant oculaire, on lui trouve l'aspect représenté dans

Pic- 19-

la //^. ig, caractérisé par une multitude do rides et d'anfractuosités impossibles à détailler.

Quelquefois, surtout auprès du bord et dans lo voisinage des taches, on aperçoit <;à et là des niasses plus lumineuses qui forment de vcritahles facules. Elles occupent souvent \n\ espace assez considérable; mais alors il est lare qu'elles soient très-\ives et isolées. \.:\ Jig. 20 représente une faculc remar(|uable observée au Collège Romain. Il est généralement difficile d'observer C(^ phénomène dans une lunette; on réussit

Fig. 50.

mieux en opérant j)ar projection ; mais pour cela il est indispensable que l'observateur soit parfaitement à l'abri de toute lumière diffuse : on doit donc se placer dans inie chambre complètement obscure ou sous un dôme dont l'ouvertiu'e est protégée par des rideaux noirs très-épais. On aperçoit alors les marbrures générales dans le centre du disque; on peut même déterminer nettement les régions où elles sont plus vives. Cette marbrure présente un aspect très-vaiiable, et la iH'tteté avec laquelle on la voit dépend beaucoup de l'état de notre atmosphère, car elle devient invisible lorsque l'air est I. 4

agité; mais ces variations apparentes dépendent aussi des \ariations réelles de la photosphère, comme l'indiquent les observations faites par les temps les plus calmes.

C'est pour n'avoir pas pris toutes les ' précautions que nous venons d indiquer qu'on a échoué pendant longtemps dans l'étude générale de la photosphère, et qu'on a fmi par l'abandonner. Scheiner avait cependant signalé les apparences que nous venons de décrire : il caractérisait l'aspect que présente la surface solaire par l'adjectif cm/7« et complétait sa pensée par la comparaison d'une mer agitée par la tempête (').

Granulations. — Si 1 on veut connaître cette structure d'une* manière plus précise, il faut renoncer aux projections, et examiner directement le Soleil avec un oculaire puissant, dans un moment où l'atmosphère est parfaitement calme, et avant que l'objectif commence à s'échauffer, Alors on voit que la surface est recouverte d'une multitude de petits grains, ayant presque tous les mêmes dimensions , mais des formes très-différentes, parmi lesquelles l'ovale semble dominer. Les interstices très -déliés qui séparent ces grains forment un réseau sombre sans être complètement noir. Dans la Jig. 21 , nous avons essavé de faire une esquisse qui représentât l'aspect caractéristique de la surface, car les détails sont impossibles à reproduire. Tl nous semble difficile de trouver un objet connu qui rappelle cette structure; on obtient quelque chose d'analogue en regardant au microscope du lait un peu desséché, dont les globules ont perdu la régularité de leur forme, l^a/îg. 21 représente ces grains et les interstices qui les séparent, tels qu'on les voit avec un grossissement

(') Rosa Ursula, p. Co.'i, col. i : « Solis superficies leiiiter criapa. »

considérai)!»' dans des (arcoiistamcs alniosphcriqiics cxccj)tionnellrment avantageuses. Le j)liis souvent , en faisant usage de faillies «:;rossisseiH('nts , on aperçoit une multitude de jM'tits points hlanes sur un réseau noii", ( onnne on le voit sur le fond <pii cmn lionne les taches dans l<'s yTg. :>.(') et •?.'j. Cette structure est ti es-appareiite dans les j)reniiers moments de l'ol^servation ; mais elle ne tarde pas à deNcnir moins distincte, ])arce (pie Tceil se tatij^ue, en niéine temps

rig. 51.

(pie l'objectif s'échauffe, ainsi que l'air cpii est contenu dans le tube.

Quelquefois l'aspect est un p(ni différent, et aux points blancs et brillants se trouvent mêlés de petits trous noirs. lia yTg". 2 2 représente la surface du vSoleil , dessinée ])ai' M. Tacchini le 12 novembre 18'ji; l'observation se faisait avec la lunette de Cauchoix à l'ol^servatoire du Collège Romain. La comparaison des différents dessins que nous l'eproduisons peut faire apprécier les différences d'aspect que présente la photosphère, suixant les époques où on l'observe,

vl peut-être suivant les observateurs et les moyens qu'ils emploient. Les grains ])araissent comme suspendus dans un

réseau noir, et entremêlés de nœuds plus ou moins som-

bres, plus ou moins larges. Ces grains se réunissent quelquefois en petits groupes et forment alors une masse plus brillante {Jig. 23).

Feuilles de saule de M. Nasmyth. — I.os grains présentent <|UL'lc|ii('f()is une forme très-allongée, surtout dans le voisinag<' des taches, ee (jui les a fait appeler grains de riz. AI. Nasniyth les a eoniparés à des feuilles de saule et en a donné un dessin cpie nous leproduisons dans la /tg. '?.l\.

Fif;.

Quelques autres oljservateurs les ont comparés à des points d'exclamation (!), et, dans ces derniers temps, nous avons eu l'occasion de vérifier l'exactitude de cette comparaison. On a beaucoup parlé de ces feuilles de saule, lorsque M, Nasmytli les signala et les décrivit pour la première fois; mais il ne semble pas que ces apparences se présentent aussi souvent et aussi régulièrement qu'on l'affirmait. Peut-être même y a-t-il là quelque chose de purement physiologique, dé-

pendant (1(* l'organe de chaque observateur. Nous verrons ([ue CCS feuilles de saule existent réellement, mais qu'elles sont composées de masses bien plus considérables et de (oiines bien plus variées que ne l'indiquait l'astronome anglais.

Tïatons-nous de dire cpie cette structure de grains ou de feuilles ne peut être observée qu'avec des instruments à large ouverture, car, les grains avant de très-faibles dimensions, la diffraction, en les amplifiant et les faisant empiéter les uns sur les autres, produit nécessairement une confusion générale. Les dimensions réelles de ces grains ne sont pas faciles à déterminer, à cause de la difficulté de les fixer indiNiduellement sous le fil du micromètre. On ne peut v réussir qu'en comparant leurs diamètres à ceux des fils micrométriques, et on les évalue à j ou ~ de seconde. M. Langlev, astronome américain, vient de s'occuper de celte étude avec un objectif de i8 pouces; il s'accorde avec nous pour la limite de cette grandeur. Seulement, il lui paraît que quelquefois ces grains sont composés d'autres grains encore plus petits, ce qui est très-vraisemblaljle, comme nous le verrons bientôt.

On peut mesurer directement le diamètre des grains lorsqu'ils se pressent aux en^ irons des pores ou des taches de très-petites dimensions; mais alors ils sont grossis et ont perdu leur forme ronde, pour s'allonger et devenir sem- ])lables à de petites feuilles ayant leur grand axe dirigé vers le centre de l'ouverture. Tel est le cas de la petite tache de la Jig. 23, observée le lo août i8G5. Cette tache était presque ronde; elle avait un diamètre de G ",38; son périmètre contenait de 24 à 32 de ces petites feuilles ; il était difficile de les compter d'une manière plus précise : leur largeur était donc, en moyenne, de o",G à o",8; et si nous tenons compte de l'espace qui les séparait les unes des autres, espace qui est

l)ion égal au tiers de cliaeiine d'elles, il reste pour leur largeur ^ de seeoude, ou .',- seeoude.

Ces dimensions sont certainement exagérées, ear les giains ([u'on observe au milieu du (lis([U(^ sont toujours plus petits que les feuilles (pii gainissent le contour des taches, et le diamèti'e des premiers est toujours amjjlifié j)ar la diffraction. (;haque point lumineux produit ici un pliénomène analogue à celui cjue présentent les étoiles; l'angle qu'elles soustcndent est réellement nul, et jiar conséquent elles devraient se présenter à nous comme de sinq)les points; et cependant les meilleures lunettes nous les montrent comme de petits cercles dont les dimensions sont très-appréciables. T>'instrument que nous employons leur donne un diamètre apparent que nous évaluons à ^ de seconde; mais ce nombre |)eut être exagéré, et c'est pour cela que M. Langley, qui observe avec une plus grande lunette, les estime plus petits que nous. Notre estimation repose sur ce fait qu'il nous est impossible de distinguer les deux composantes d'une étoile double lorsque leur distance est plus petite que ^ de seconde : on n'obtient alors qu'une seule image ayant une forme ovale. Ces grains , que nous pouvons à peine mesurer à cause de leur petitesse, ont donc un diamètre de 200 à 3oo kilomètres au moins. Or des masses d'une telle étendue ne peuvent a^oir une lumière uniforme : elles doivent être irrégulières et mamelonnées. Si donc on les observe avec des instruments ])lus puissants, on devra reconnaître qu'elles sont composées de points distincts qui se confondent lorsqu'on emploie un grossissement insuffisant, mais qu'un grossissement j)lus considérable j)ar\ ient à séparer les uns des autres.

Nous avons observé un grand nondjre de pores de petites dimensions, et nous les avons toujours trouvés entourés de feuilles semblables à celles que nous venons de décrire; il

faut donc se mettre en garde contre les auteurs qui représentent ces pores comme de simples trous ronds : leur structure est en réalité très-compliquée.

Les grains sont animés de mouvements sensibles, mais très-difficiles à déterminer au milieu de la masse brillante de la photosphère. C'est auprès des pores qu'on peut le constater le plus commodément. Sur le bord de ces ouvertures, on les voit s'allonger, se mouvoir, et en modifier complètement le contour. ^Vinsi, au bout d'une demi-heure, le trou circulaire représenté dans \a. Jig. 23 se trouva à moitié envahi; six grains occupèrent presque la moitié de sa surface, se disposant perpendiculairement à un diamètre passant parle centre. Au bout d'une heure, la caAité a^ait complètement disparu.

§ II. — Explication des grains.

Pour expliquer l'existence des grains, on a eu recours aux théories les plus étranges ; on a été jusqu'à les regarder comme des éléments sui generis. Nous allons donner une explication qui nous paraît bien simple , et qui s'accorde en partie avec celle de W. Herschel. Ce savant avait observé les granulations, seulement il leur donnait le nom de corrugations ou licles, expression moins exacte peut-être , mais par laquelle, comme ses descriptions le montrent avec évidence , il désignait le même phénomène dont nous parlons. Il avait aussi remarqué le réseau sombre qui sépare les grains , et il le désignait par le mot inclentation. Il tnit bientôt formé une théorie pour expliquer ces apparences. Pour lui , les points brillants a ( fig. 2d ) étaient les sommets des cônes de flammes dont le Soleil serait couvert , tandis que le demijour b du réseau obscur s'expliquerait par les nuages plané-

taircs dont il admettait rcxistcmc ; c vsl 1<' ii()\au solaire ol)sciir. I.a figure est eelle qu'il a donnée dans les Philosophical Transactions (1802), j)our expliquer son idée.

()ii jx'iit admettre la première partie de cette explication, car elle s'accorde parfaitement .ivec les faits, sauf cependant (pi'elle paraît supposer une régularité que nous n'axons |)as toujours observée i ' .

D'al)ord l(>s grains sont de véritables proéminences (pii s'élèvent au-dessus <K' la surface générale, car cette structure est bien plus nette et plus prononcée au centre du disque

Fig. 05.

que sur les bords : c'est que, dans cette dernière région, ils se couvrent <'ii partie les uns les autres, ainsi que l'a fait remarquer Hersciiel.

T.'idée de flammes satisferait à ces apparences; mais, pour ceux qui regardent la composition de la pliotospliérc connue analogue a celle des nuages, il est bien naturel d'admettre que les grains sont les sommets des mamelons arrontlis terminant ces masses vaporeuses qui flottent, comme nos

(') A en juger par des étuilcs stellaircs très-soignoes, noire réfraclcur a une puissance pénétrante au moins égale à celle tlu miroir de Hersciiel, et les oculaires que nous employons sont bien plus parfaits que les siens.

ciwmli, dans l'atmosphère solaire. Rien n'est plus commun, même sur la Terre, que de voir, du sommet d'une montagne, des brouillards et des nuages produire un effet semblable. Les dimensions énormes de ces corps solaires, présentant une étendue de plusieurs centaines de kilomètres, ne peu^ent que rendre cette explication plus plausible.

Nous parlerons dans la suite d'un moyen d'observation plus efficace que ceux dont nous avons parlé jusqu'à présent : le spectroscope nous montrera que le Soleil est habituellement recouvert d'une multitude de petits jets enflammés, et ces observations nous feront admettre que, plus probablement, les grains doivent être regardés comme étant les sommets de ces proéminences qui recouvrent la surface solaire.

Nous avons dit que les grains s'allongent dans le voisinage des pores. Ce phénomène est-il réel ou bien n'est-ce qu'une apparence ? On peut soutenir chacune de ces deux hypothèses ; peut-être que ces grains, pressés par ceux qui les environnent, tendent à s'allonger réellement pour remplir l'espace laissé vide, comme nous l'observons quelquefois pour les nuages qui flottent dans notre atmosphère; peut-être aussi les cônes lumineux s'inclinent-Os simplement vers l'ouverture voisine, sans s'allonger réellement. Nous reviendrons bientôt sur cette question pour la traiter avec de nouveaux détails.

La surface du Soleil est quelquefois tellement recouverte de ces granulations, le réseau est tellement prononcé, qu'on serait tenté de voir partout des pores et des rudiments de taches. jVLais cet aspect n'est pas constant, et il en faut chercher la cause non-seulement dans les variations de notre atmosphère qui rendent quelquefois les observations difficiles, mais aussi dans les modifications qu'éprouve le Soleil. Du reste, il ftiut le reconnaître, ces petites granulations sont

les particularités les plus tlilfuilrs à observer, à cause de l'écliaulfement assez rapide de l'objectif et du tube. M. NasniUli assure (|u'eii sup|)riiiiaiit le tnlx' de sa lunette il (Hstinguait lieaucoup de détails (jui lui écliappaient sans cette précaution .

De cette discussioji il faut conclure que la photosplière ne se compose pas d'uu fond biillant recouvert de points noirs : elle résulte au contraire d'une multitude de points lumineux disséminés sur une espèce de réseau plus sombre ; les nœuds de ce réseau s'élargissent quelquefois au point de former des pores; les pores, en s'élargissant davantage, finissent par donner naissance à luic tache. Tel est l'ordre dans lequel se succèdent ordinairement ces phénomènes.