CHAPITRE IV

APPLICVTION DFS PRINCIPES PRECEDENTS A L ETl [)E DE I.V CONSTITITION SOLAIRE.

^1. — Explication des raies noires du spectre solaire.

Avant U's découvcrtos tliies au spoctroscopo, on avait essayé à plusieurs reprises d'explicpier les raies noires découvertes par Fraunlîofer. On les attribuait à des interférences entre les ravons voisins, ou bien au défaut de continuité dans l'indice de réfraction des ondes étbérées qui partent du Soleil. L'explication est devenue bien plus simple depuis que le spectroscope nous a lait connaître les conditions dans lesquelles s(» produit le phénomène. Les raies sont simplement des lacunes produites par l'absorption due aux vapeurs métalliques qui composent ratmosphère solaire; chacune d'elles est en réalité le spectre renversé de quelque substance, dont la plupart nous sont inconnues. Si la lumière parvenait jusqu'à nous telle qu'elle est émise par la photosphère, le spectre serait continu comme celui de la flamme d'une bougie, car, à cause de la grande ])ression que les couches solaires support(^nt et de leur température élevée, tous les métaux doivent donner un spectre continu , comme dans les expériences de Caillelet et de Frankland; mais, au-dessus de la masse lumineuse, les rayons rencontrent une couche de vapeurs qu'ils sont obligés de traverser : c'est là que se produit l'absorjjtion. Ces vapeurs sont à une température inférieure à celle de la

photosphère, mais assez élevée cependant pour qu'elles paraissent lumineuses dans quelques circonstances.

Si donc nous pouvions isoler du Soleil cette couche atmosphérique, si nous pouvions la projeter, non sin^ le fond brillant (le la photosphère, mais sur le fond noir de l'espace, nous verrions, à l'aide du spectroscope, des lignes brillantes diversement colorées à la place des raies noires dont nous avons parlé jnsqu'à présent. Telle est l'indication de la théorie, et nous verrons que ces prévisions ont été confirmées par les résultats de l'observation.

M. Rirchhoff, à qui nous devons l'explication que nous venons de reproduire, pensait que l'atmosphère solaire doit a^'oir une grande épaisseur; il croyait en trouver la mesure dans l'étendue de la couronne qui environne le Soleil pendant les éclipses. Il n'en est pas ainsi; la couche absorbante est en réalité très-mince, comme nous le verrons dans le quatrième Livre.

Dans le Chapitre premier de ce troisième Livre, nous avons étudié d'une manière générale l'absorption des rayons lumineux partis du Soleil, et cette étude nous avait déjà conduit à admettre l'existence d'une atmosphère dont la nature nous était inconnue. Nous savons maintenant que cette atmosphère est gazeuse, qu'elle est composée de vapeurs métalliques, les mêmes en partie que nous connaissons et que nous étudions sur la Terre, quoiqu'un grand nombre de ces substances nous restent encore inconnues. Ce résultat ne doit surprendre personne, car on admet assez communément que la matière qui compose l'univers doit être à peu près la même dans ses différentes parties , et d'ailleurs la température du Soleil doit être assez élevée pour volatiliser toutes les substances connues. Nous nous occuperons plus tard de la température du corps solaire: mais, en nous en tenant aux éva-

liiatioiis les plus motliTCOS , nous pouvons diro que cctlc teni|)t'r;ituiv sulfil trùs-aniplcnK nt poui- Nolatiliser tous k's métaux dont les raies rcnvorstH-s sr retrouvent dans le spectre.

Dans la fabrication de l'acier par le procédé Bessenier, on obsei've des phénomènes cpii serviront à faire comjirendre notre pensée, i'.c procède consiste à décarbiu'er la ionte en lançant \i\\ coui";iiil d'air conijuiiiie à traxcrs la masse en fusion. Au commencement de l'opération, la flamme ilonne naissance à un spectre continu, présentant quelquefois les raies du sodium, dues à tles fragments de matière végétale ou à des poussières atmos|)liériques. Un peu plus tard, le carbone étant presque complètement brûlé et la température s'étant considérablement élevée, l(\s raies du sodium apparaissent de nouveau; puis, à mesure que l'opération s'avance, le spectre perd peu à peu sa continuité; on voit se dessiner les raies brillantes du carbone et du fer, avec celles du calcium, du magnésium et d'un grand nombre d'autres substances qui se trouvaient dans le minerai, et que le traitement métallurgique n'a pas complètement éliminées. Le spectre est alors magnifique et, d'après l'évaluation des hommes compétents, la température ne dépasse pas 3ooo degrés; on en peut conclure qu il suffit de quelques milliers de degrés pour volatiliser les métaux les moins fusibles et pour communiquer à leurs vapeurs un pouvoir émissif et un pouvoir absorbant analogue à celui que possède l'atmosphère solaire.

Nous sommes donc en droit d'admettre que l'atmosphère du Soleil contient des vapeurs métalliques, et que ces vapeurs, en absorbant certains rayons lumineux, donnent naissance aux lacunes qui constituent les raies de Fraunhofer. Cette induction est, du reste, puissamment confirmée par une coïncidence qui suffirait à elle seule pour prouver la thèse que nous exposons en ce moment : nous voulons parler de la

coïncidence parfaite des raies noires du spectre solaire et des raies brillantes des métaux, coïncidence qui serait inexplicable si nous ne savions pas que les substances capables de produire par émission des raies brillantes sont aussi capables de produire par absorption des raies noires ayant même indice de réfraction et occupant la même position dans le spectre.

Cette théorie repose sur deux assertions fondamentales : l '^ au-dessous de l'atmosphère absorbante, il existe une couche lumineuse qui émet des ravons de toute nature, et ces rayons, s'ils nous arrivaient sans être modifiés, donneraient naissance à un spectre continu; 2° l'enveloppe atmosphérique, dans laquelle se trouvent les métaux volatilisés, possède une température inférieure à celle de la couche kimineuse.

La première de ces deux assertions peut s'entendre de deux manières : la photosphère peut être composée, comme le sont les nuages, d'une espèce de brouillard dû à la condensation des vapeurs métalliques; elle serait formée d'un amas de gouttelettes liquides, ou même d'une poussière solide et cristalline possédant, en vertu de sa condensation même, un grand pouvoir émissif, et donnant naissance à un spectre continu propre à cette espèce de poussière vaporeuse. Telle était l'idée de Wilson; mais on peut admettre une autre explication : on peut penser que ia photosphère est gazeuse, mais que la forte pression à laquelle elle est soumise et la haute température qu'elle possède lui communiquent le pouvoir d'émettre des ravons de toute nature et de donner naissance à un spectre continu. La première explication s'accorde mieux avec les apparences que présentent les taches et avec les observations que nous avons exposées dans les Chapitres précédents. La seconde repose sur l'hypothèse d'une forte près-

sion, (loiil l'existence semble loin d'être démontrée, à la sni-face visible du Soleil, quoi([ne elle doive être très-eonsidcrablc aune certaine profondeur. Il résulte de tous les travaux et de toutes les observations, (jue l'atmosplière transparente du Soleil ne produit (pi'une réfraction très -faible sur les rayons (jui la traversent. Comment concilier ce faible pouvoir réfring(Mit avec la densité rpie suppo.se une forte pression? D'ailleurs les raies de l'hydrogène ne conserNcnt leur fme.sse que jusqu'à la pression de 44o millimètres; elles s'élargi.ssent progressivement à mesure que l'on dépasse cette limite (Wlllner).

Ces conclusions ont été confirmée» j)ar Lee et Lot kver; Us ont étudié les raies qui se produisent dans un tube oii le gaz est à la pression atmosphérique, et ils les ont comparées avec celles que l'on obtient à une faible pression : dans le premier cas, elles sont diffuses, tandis qu'elles sont nettement tranchées dans le second. On serait donc porté à croire, au premier abord, que nous pouvons déterminer la pression a laquelle est soumise l'atmosphère du Soleil, en étudiant la dilatation plus ou moins grande des raies noires que contient le spectre solaire. iNIalheureusemcnt ce procédé serait défectueux et conduirait à des conclusions erronées, car, la dilatation dépendant à la fois de la pression et de la température, le pioblème est complètement indéterminé. Pour donner une idée des erreurs auxquelles on s'exposerait en tirant des conclusions prématurées, nous citerons luie expérience de Lee. Lorsque la décharge électrique traverse un tube contenant un gaz suffisamment raréfié, les raies sont fines et nettement tranchées; mais, si l'on interpose dans le trajet un second tube contenant un gaz soumis à une assez forte pression, le spectre du gaz raréfié devient lui-même diffus et les raies s'épanouissent. C'est que l'étincelle ne peut être produite que

par une décharge plus forte et capable d'élever davantage la température. On se tromperait donc comj)létement si Ton voulait déterminer la pression d'un gaz par les indications du spectroscope .

Ainsi donc, quoique l'étude du Soleil nous montre les raies de rhydrogène un peu diffuses et environnées d'une nébulosité sensible, ce cpii semble indiquer un accroissement de densité, comme le même effet pourrait être produit par une élévation de température , il est impossible d'adopter une opinion définitive. Il est bien vrai que sur le Soleil la pesanteur est vingt-huit fois plus grande cju'à la surface de la Terre ; mais la force expansive due à la chaleur n'apporte- 1- elle pas une compensation plus cjue suffisante? Cette question demande é^idemment à être éclaircie par des recherches ultérieures : nous devons , pour le moment , nous contenter de l'exposé des faits.

M. Frankland examinant au spectroscope la flamme due à l'explosion des mélanges d'hydrogène et d'oxygène, s'assura qu'il se produit dans ces circonstances un spectre continu. Il crut alors pouvoir affirmer que les gaz donnent généralement naissance à des spectres continus, lorsqu'ils sont élevés à de hautes températures et soumis à de fortes pressions. Ces conclusions n'étaient pas à l'abri de tout reproche et de toute contestation, car M. Frankland avait en réalité analysé le spectre de la vapeur d'eau plutôt que celui de l'hydrogène ; mais cette étude a été reprise par ^I, Cailletet, qui a examiné les spectres des gaz pour des pressions qu'il a progressivement élevées jusqu'à 5o atmosphères. Il s'est assuré que , à partir de 14 atmosphères, les raies deviennent déjà très-diffuses et comme estompées. Cette diffusion s'accroît à mesure que la pression devient plus grande ; à 5o atmosphères , le spectre est uniforme et si brillant qu'une étincelle de ^ de

niillimètrc, pro(luit(^ par une bobine de 3o centimètres do longueur, est capable d'éclairer un vaste laljoratoin*. A cette pression, les raies du sodium deviennent elles-mêmes diffuses et estompées. M. Cailletet pense cpie, sous des charges convenables, les métaux eux-mêmes donneraient des spectres continus. La pression de 'to de nos atmosphères ferait équilibre, à la surface du Soleil, à une colonne de mercure de i'°,34 de hauteur, en suj)posant que ce métal pût conserver dans ratmosphère solaire les propriétés physiques qu'il possède dans nos laboratoires. Si nous remplaçons cette colonne de mercure j)ar luie couche d'hydrogène, dans des conditions telles qu'il puisse donner des raies fines et nettement terminées, cette couche gazeuse vue de la Terre aura une épaisseur de quelques secondes seulement. Il est impossible de mieux préciser ces limites faute de données.

D'après M. Ilirn, la force chimico-moléculaire qui retient imis les éléments de l'eau équivaut à une pression de 4600 atmosphères. Si l'on voulait obtenir cette même pression à la surface du Soleil avec une colonne de gaz ayant à peu près la même densité que l'air atmosphérique, dans les conditions normales de température et de pression, cette colonne vue de la Terre sous- tendrait un angle de 14 secondes seulement.

Rappelons maintenant les expériences de Cagniard de la Tour et Andrews, et nous verrons combien il est difficile de se prononcer. Ils cherchaient quelles sont les limites où se confondent, pour l'eau, l'état liquide et l'état gazeux. Dans leurs expériences, la température étant de4i5 degrés, la pression ne s'éleva pas au-dessus de 4oo atmosphères. La température du Soleil étant beaucoup plus élevée, la limite suppose ime pression beaucouj) plus considérable. I.a coexistence de ces deux inconnues simultanées, températui-e et I. 18

pression, rend le problème indéterminé et nous empêche de le résoudre, en admettant une opinion plausible sur l'état physique de la matière qui compose la couche photospliérique. Ajoutons, avec M. Lee, une troisième considération dont il faut tenir compte et qui contribue à rendre le problème ])lus difficile à résoudre. Nous cherchons constamment à comparer les phénomènes qui s'accomplissent à la surface du Soleil à ceux que nous produisons dans nos laboratoires : cette comparaison est-elle légitime? Il faudrait pour cela que ces phénomènes fussent produits, de part et d'autre, dans des circonstances identiques ou du moins comparables. En est-il ainsi? C'est ce que nous ne saurions affirmer, car il peut bien se faire que les courants électriques auxquels nous avons recours exercent une influence perturbatrice sur la période d'oscillation des molécules ; il en résulterait des phénomènes tout à fait différents de ceux que nous voulons étudier par comparaison. Malgré les difficultés que nous venons de signaler, nous reviendrons sur cette question lorsque nous aurons étudié en détail les phénomènes que nous offre l'atmosphère solaire.

Une seconde condition est nécessaire pour notre théorie : l'enveloppe atmosphérique, dans laquelle se trouvent les métaux volatilisés, doit posséder une température inférieure à celle de la photosphère. Rien n'est plus naturel et plus facile à justifier. La couche transparente étant la plus éloignée du centre est aussi celle qui est le plus immédiatement exposée aux effets du rayonnement; il est donc naturel qu'elle se refroidisse plus vite et que sa température soit plus basse que celle des couches inférieures. Elle n'en reste pas moins gazeuse, à cause de sa température élevée et de la nature des substances qui la composent. Lorsque ces vapeurs arrivent à l'état de saturation, elles se condensent, mais en partie seule-

intMit, et il CM reslo loiijoiiis uiu' (N-rtaiiii' (juaiililc ;i l^'tat de fluiile élasli(jii(\ C'est ainsi cjUi', dans notre aluiosplière, il existe encore de la vapeur dC an dans les régions supérieures aux. nuages.

La j)liotosplière émet done îles rasons de tcjule nature caj)al)les de doiuier un sjx-ctre contiiui ; mais, connue ces rayons ne peinent pu'\eini" juscpi'à nous suis traverser la couche absorbante, quel que soit le j)oint vers lequel ncnis dirigions le speclroscope, le spectre sera toujours rempli (l'une multitude de raies noires.

D'ailleurs tous ces r.iisonuem3nts sont devenus inutiles dej)uis que l'observation directe nous a montré la présence des raies brillantes à la surface du Soleil. Nous j)f)uvons afiirmer avec certitude que l'atmosphère qui environne cet astre contient, à l'état de vapeur, tous les métaux dont nous vovons les raies renversées dans le spectre solaire : tels sont le sodium, le magnésium, l'hydrogène, le calcium, le baryum, le fer, le titanium, le chrome, le minganèse, le nickel, le cobalt, le cuivre, le zinc, etc. Malgré la différence qui existe entre leurs densités, ces vapeurs tendent, en vertu de leur pouvoir diffusif, à se mélanger entre elles comme les gaz proj)rement dits. On trouve cejiendant que les vapeurs les plus lourdes sont plus abondantes d.ins les parties basses de l'atmosphère. En effi't , en observant au spectroscope le . bord extrême du Soleil et en le projetant sur le fond noir du ciel, ce que nous faisons pendant les éclipses, on a reconnu flicilement que les raies noii'es se renversent et deviennent brillantes. Celles tle l'hydrogène sont plus faciles à observer; on reconnaît ainsi que ce gaz s'élève notablement au-dessus delà photosphère, et ([u'il forme une couche continue au-dessus des autres vapeurs métalliques. Nous croyons pouvoir anticiper un jieu sur les déveloj)pements que nous devons doiuier ])lus loin : ces

recherches seront phis faciles à comprendre lorsque nous aurons exposé riiistorique des découvertes qui les ont amenées; nous nous contenterons ici d'exposer une observation dans laquelle nous avons réussi à voir, au bord du disque solaire, un spectre continu. Comme cette opération est trèsdélicate, nous en expliquerons tous les détails.

Nous avons employé notre grand équatorial de 25 centimètres d'ouverture ; Tirnage était amplifiée par l'objectif d'un microscope d'Amici et se projetait nettement sur la fente du collimateur. Le spectroscope était composé de trois prismes en flint lourd très-dispersif ; nous y avons ajouté un prisme à vision directe équivalant à deux autres. La fente du collimateur étant parallèle au bord, le mouvement d'horlogerie fut réglé de manière à permettre au disque solaire de s'approcher lentement du champ de la lunette. L'appareil étant ainsi disposé, nous avons pu constater les phénomènes suivants : 1° à une petite distance du bord, la lumière extérieure est assez vive pour donner naissance à un spectre rayé de noir, dans lequel on peut distinguer nettement les raies les plus fines; 2° la distance devenant encore plus faible, on voit paraître les raies brillantes de l'hydrogène; 3° ces raies brillantes perdent leur intensité, et il arrive un moment où toutes les raies noires disparaissent, à l'exception des plus fortes, telles que D et Z>; 4*^ la couche qui donne ainsi un spectre continu est extrêmement mince : on voit bien vite apparaître le spectre rayé de noir, qui annonce le bord véritable du Soleil.

Le phénomène observé dans la troisième phase ne peut s'expliquer que de deux manières : ou bien la couche que nous observons alors est celle qui rayonne directement et fournit un spectre continu, ou bien c'est celle qui renverse partiellement les raies noires de certains métaux , comme la couche

rose l'cmorsc colles do riivdioiicnc Dans colto (Icniicro li\ notlicsc, ("ctlc nirinc couclic, a\;nil un pouvoir trop failjlc j)Oiii" r<'n(li(' hnllaiitos les raies sur lesquelles elle ai;it, ne produirait cpiun renversement j)artiel, c'est-à-dire un effacement apparent de ces mêmes raies, comme il arrive j)our riivdrogène au delà des protubérances. Cette dernière ex])lication est la véritable, et elle se trouve confirmée par l'observation des éclipses. Nous verrons que M. Taccliini, sous le \)ci\u c\r\ de Palernie, peut presque habituellement observer les raies du magnésium renversées. Enfin M. Young a confirmé notre observation en la répétant sur le mont Slierman.

On ne doit pas s'étonner de voir persister les raies noires D et bj car les vapeurs qui les produisent (sodium et magnésium) ont une faible densité et un grand pouvoir absorbant. Après l'hydrogène et les gaz proprement dits, ces corps sont ceux dont les vapeurs ont le poids spécifique le plus faible; ces vapeurs s'élèvent nécessairement à une très-grande hauteur, et, comme elles sont très-absorbantes, elles doivent, même lorsqu'elles sont en petite quantité, donner naissance à des lignes très-sombres et presque noires. L'expérience nous montre, en effet, que, sous une épaisseur de quelques mètres seulement, la vapeur de sodium renverse le spectre si brillant de la lumière électrique. Nous aurons occasion de citer d'autres exemples de ce renversement qui compléteront l'étude du spectre solaire.

Inobservation que nous venons de décrire est très-délicate et très-difficile à faire : aussi exige-t-elle des circonstances exceptionnelles et de très-grandes précautions. T>'image solaire doit être très-nette et parfaitement tranquille; on doit employer im grossissement considérable et se servir d'un spectroscope puissant.

Le phénomène que nous signalons ici est j)arfaitement d'accord avec ce cjue nous avons observé pendant l'éclipsé de 1860. Après avoir vu disparaître le bord du Soleil, nous signalâmes une couche atmosphérique très-blanche et trèsbrillante; puis on aperçut ensuite la couche rose et les protubérances. Or il semble bien cpie cette partie brillante que nous avons aperçue entre la couche rose et le bord du discjue est celle-là même qui donne le spectre continu.

L'atmosphère solaire doit contenir toute espèce de vapeurs mélangées ensemble d'après les lois de la diffusion; elles s'élèvent cependant à des hauteurs d'autant plus considérables qu'elles sont plus légères. C'est ce qu'on pourra reconnaître en examinant le tableau suivant, dans lequel on a rangé dans l'ordre croissant de leurs poids atomicpies les substances dont on a reconnu l'existence dans le Soleil. Nous y avons inséré l'aluminium, le silicium et le potassium, cpioic[u'on n'ait pas parfaitement démontré qu'ils existent dans l'atmosphère solaire.

Hydrogène i

Sodium 23

Magnésium 24

Aluminium 27

Silicium 28

Potassium 89

Calcium ^o

Chrome 52

Manganèse 52,5

Fer 56

Cuivre 63 ,5

Zinc 65

Baryum i 07 ou 2 X 68, 5

Si un grand nombre de corps, regardés comme simples

par les ciiiinistcs, et particulièrement les métaux pirciciix , n'onl pas encore été signalés, il n'en faut pas conclure qu ils ne s'y trouvent point. Ce fait purement négatif peut s'explicpier par la densité considérable de ces vapeurs métalliques, qui se trouvent par là retenues dans des régions profondes et inaccessibles à l'analyse spectrale.

Dans tout ce ([ue nous venons tle dire, nous avons toujours supjiosé que les substances qui existent dans la photosphère ne peuvent donner que des spectres continus : il est cependant possible qu'il v ait aussi des corps capables de donner directement des raies lumineuses éclia|)pant à toute absorption, soit à cause de l'élévation considérable à laquelle parviennent leurs vapeurs, soit parce qu'il n'y a pas au-dessus d'elles une couche plus froide et composée de la même substance, qui en absorbe les ondes. C'est peut-être à cette cause qu'il faut attribuer des bandes et des lignes beaucoup plus vives et plus brillantes que les autres qui se trouvent dans certaines régions du spectre. On en voit une après le groupe è'^du magnésium, à la longueur d'onde = 5i6,55, et plusieurs autres dans le jaune, dans le vert et dans le violet. Nous ne pouvons entrer à ce sujet dans de plus grands détails; nous renverrons le lecteur aux nombreuses Communications que nous avons adressées à l'Institut de France, et qui ont été insérées dans les Comptes rendus des séances de V Académie des Sciences, en 1868 et 1869.

§ II. — Analyse spectrale des taches solaires.

Les procédés ordinaires de l'analyse spectrale nous font connaître l'ensemble des rayons qui émanent du Soleil après avoir traversé son atmosphère ; mais on peut se demander

si toutes les parties du globe solaire émettent des rayons identiques et donnent naissance à des spectres parfaitement semblables. Il semble bien difficile que, sur une surface d'une aussi grande étendue, il y ait une homogénéité parfaite, et naturellement la pensée se reporte sur les taches. On est porté à se demander si ces régions, si différentes des autres à tant de points de vue, ne doivent pas aussi offrir des particularités remarquables relativement aux radiations qu'elles nous envoient.

Pour répondre à cette question, il ne suffit pas de diriger simplement le spectroscope vers le Soleil : il faut analyser en particulier les rayons provenant des différentes parties de cet astre. Pour cela, on reçoit sur le plan de la fente l'image du Soleil produite au foyer de l'objectif, et l'on fait tomber sur la fente elle-même l'image du point que l'on veut étudier ; mais l'objectif d'une lunette ne produit ordinairement en son foyer qu'une image très-petite, et il est impossible d'en examiner séparément les différentes parties : en conséquence nous avons cherché à amplifier autant que possible l'image des taches; sans cette précaution, il serait très-difficile de démêler les différents phénomènes, et c'est pour n'avoir pas employé des grossissements assez considérables que tant d'observateurs ont échoué dans ces recherches. Nous avons employé pour ces observations notre grand équatorial de Merz. En plaçant à une petite distance du foyer l'objectif achromatique d'un microscope d'Amici , nous obtenions une image du Soleil qui, projetée sur un écran placé au lieu de la fente, aurait eu o'",22 ou o'",23 de diamètre. L'image des taches atteignait alors une grandeur considérable , et , par une coïncidence très-heureuse, les taches ayant été trèsnombreuses pendant les mois d'avril et de mai 1869, nous avons pu les étudier attentivement à ce point de vue parti-

ciilicr et siiixrc a\('(^ sucres les diffiTcntes pliascs qu'elles j)i'ésenteul. I.'iinai^f d'une taelu' acquérait quelquefois plus de o'",<)i de diamètre, de sorte que, eu limitant p.ar des diaplirai^nies la longueur de la fente à o'", 002 environ, on pouvait explor(M' succ(^ssivemenL les différentes parties de 1 ondjre et de la pénombre. iNous avons de plus emplovc des prismes très-puissants, dont le nombre a varié de trois à cinq. Les mesures étaient prises soit avec une échelle graduée sur verre et adaptée à l'oculaire, soit à l'aide de fils micrométriques. Dans la suite de notre travail, toutes les raies ont été comparées avec les figures de Rirchlioff; mais, dans l'exposé que nous allons faire, nous les rapporterons aussi à celle de Van der Willingeu, que nous avons déjà reproduite et qui est plus facile à reconnaître. M. Donati, de Florence, a dernièrement employé cette méthode d'observation avec son spectroscope à vingt-cinq prismes, et il a parfaitement vérifié nos conclusions.

Voici les résultats auxquels nous sommes parvenu, et qui, nous sommes heureux de le dire, ont été confirmés par M. Lockyer, puis |)ar ]M. Young, de Dartmout-CoUege, et enfin par M. Donati. Pour plus de détails, on peut voir le ^lémoire que nous avons écrit sur le spectre solaire, imprimé dans les .4/// clclla Socielà italiana de XL cli Modena, 3^ série, t. TI,p. I.

i'* En dirigeant le spectroscope vers les différentes régions du disque solaire, on trouve partout les mêmes raies principales; quant aux raies secondaires, nous ne pouvons pas être aussi affirmatif : elles s'évanouissent en certains endroits, mais leur disparition peut bien être due à un plus grand éclat que possèdent ces points. On remarque cependant des variations très-considérables auprès du bord : plusieurs systèmes de lignes très-fines, qu'on aperçoit difficilement au

centre, deviennent alors très- visibles ; elles présentent en même temps un aspect indécis et comme nébuleux , leurs bords n'étant pas nettement terminés. C'est ainsi que les raies du sodium ne présentent plus la même netteté et deviennent diffuses. Pour faire avec rigueur une étude comparative, il faut juxtaposer les spectres de deux points éloignés l'un de l'autre; on reconnaît par là si les différences tiennent seulement à l'intensité de la lumière, ou si elles sont dues à la position et à la nature des raies. C'est ce qu'a fait tout récemment M. Hastings, astronome américain, qui a imaginé

un appared très-simple pour obtenir ce résultat. On place devant une moitié de la fente un prisme parallélipipède P [^fig. loo); les rayons émanés du centre du disque solaire C subissent deux fois la réflexion totale pour entrer dans la fente du spectroscope , tandis que les rayons provenant des bords du disque h pénètrent directement par l'autre moitié de la fente. Les deux spectres sont ainsi juxtaposés, et l'on peut les examiner ensemble dans le champ de la même lunette. Il va sans dire que les dimensions du prisme doivent être calculées d'après celles de l'image que produit la grande lunette du têléspectroscope. L'intensité des rayons se trouve diminuée par l'absorption due au prisme et par les deux réflexions qu'il produit; mais si on le dispose de telle sorte

(|iril rt'roivc les i'.inoiis [iroNciiant de la partie centrale du disqiu', cette dimimilioii, loin dètrc imisihle, s( ra tiès-utilc pour obtenir deux faisceaux de même intensité.

Même avant de faire usage de cet instrument, nous avions déjà constaté qu'une simple diminution de lintensité lumineuse ne peut pas produire les effets que nous avons observés. Ces altérations ne peuvent donc s'explifjuer (juc par l'influence de la couche atmosphéri(|iic (juc lra\ersent les rayons, et (|ui devient [)lus épaisse auprès du bord. Les raies D, en particulier, sont tellement diffuses qu il est impossible de ne pas reconnaître là un résultat de l'absorption. Cependant, comme cette absorption ne devient considérable que pour les régions très-voisines du bord, on doit dire c[ue la couche absorbante a mie épaisseur comparativement faible.

2° Dans le voisinage des taches, et principalement sur les facules qui les environnent, les raies noires de 1 hydrogène sont toujours plus faibles ; quelquefois elles disparaissent complètement et finissent même par se renverser. La raie C est celle qui subit les plus grandes variations. La raie F ne disparait jamais complètement ; elle parait accompagnée d'une autre ligne noire qui n'appartient pas à l'hvdrogène. Les mêmes particularités se reproduisent pour d'autres raies, surtout pour celles du magnésium. Nous verrons bientôt que ce j)hénomène est dû à d'immenses éruptions de vapeurs métalliques, parmi lesquelles domine l'hydrogène. Ces masses de gaz donneraient naissance à des raies brillantes si elles étaient isolées; mais, inondées comme elles le sont par la lumière éclatante du Soleil , elles parviennent tout au plus à produire un effet égal et contraire à celui de la couche absorbante qui les enxironne. Lorsqu'elles sont assez vives, elles peuvent produire un effet plus considérable et mani-

fcster leur présence par des raies brillantes : c'est ce qui arrive assez fréquemment.

Lorsqu'une tache est près (lu bord, on voit très-souvent les raies brillantes de l'hydrogène empiéter sur le disque solaire lui-même et se prolonger sur un espace de plusieurs secondes jusqu'au noyau obscur: là elles s'arrêtent brusquement. T.a fig. [02 représente la disposition de ces raies brillantes. Cependant, lorscju'une tache est traversée |)ar un pont, et surtout lorsf[ue le novau est recouvert de voiles rouges, on y trouve la raie C renversée ou du moins très-réduite.

3° Dans l'intérieur des taches, le spectre subit une profonde modification ; l'harmonie générale n'est plus la même, et le rapport des intensités lumineuses est complètement changé. Certaines lignes, qui d'ordinaire sont à peine visibles, deviennent très-noires et très-larges ; d'auti'es deviennent indécises sur les bords; d'autres, enfin, ne

subissnit miicuiu- inoilificaliou. \a\ Jig. loi montre coinhicii le spectre trunc taclic peut rtre complexe; elle rcjjpo- (luit les résultais des oi)S('r\ati()iis (jiic nous a\oMs laites

Fie- 10'

le I I et le i3 avril i 8Gf), en examinant une tache dont nous reproduisons ici le dessin [fig. io3). On voyait en réalité

Fi,<T. io3.

quatre spectres différents : i° celui du fond brillant du Soleil, 2° celui de la pénombre, ?>° celui du noyau, et 4^ celui d'un pont très-brillant qui traversait la tache,

La bande n° 2 {/ig. loi) représente le spectre du noyau. On y remarque ime diminution générale de l'éclat lumineux

et surtout des lignes très -sombres considérablement élar- £;ies, et même de véritables bandes presque complètement noires. On en voit une entre B et G, deux autres entre G et D, deux autres entre E et F ; ce qu'il y a de plus remarquable, ce sont les trois couples de raies brillantes qui se retrouvent entre b et F.

La bande n° 1 représente le spectre du pont. On y voit renversées les raies de l'hydrogène H« r= G, H/3 = F, Hy = H.

La zone n" 3 donne le spectre de la pénombre; on n'y ^oit aucune raie de l'hydrogène, ni noire ni brillante : c'est que le spectre de ce gaz y est partiellement renversé, comme on le reconnaît facilement en comparant cette bande avec le n° 4, qui donne les raies principales du fond général du disque solaire .

Il est évident cpie des modifications aussi profondes ne sauraient être attribuées à une simple diminution dan* Fintensité lumineuse. Il y a donc là une absorption spéciale et élective prodiiite par certaines substances qui se trouvent dans l'intérieur des taches. Ce sont des phénomènes nettement tranchés que nous allons essayer d'analyser.

4** On distingue dans le spectre général du Soleil plusieurs systèmes de raies très-fines, très-serrées, également distantes les unes des autres; on a désigné ces systèmes par Ite nom de persiennes, à cause des apparences qu'elles présentent. Dans les taches, elles deviennent diffuses et nébuleuses, comme on peut le voir près des raies 6, 7, 8, 9 de la figure de Yan der Willingen (711,5, 7 1 9, 5 et 864 de Rirchhoff ) et dans le voisinage des raies i4 et i5 (1006,8 et 1204 de K.). Lia Jig. io4 donne une idée sommaire des apparences qui se présentent dans la région comprise entre G et D. Les systèmes de raies qu'on observe dans cette région ont une intensité graduellement croissante ou décroissante ; elles sont assez

distinctes, mais (raj)par('n(e nébul<Mis(v Dans la ré^Moii du vert, il y <'» h un très-grand nombre qui deviennent trèsnoires dans les taches, tandis que sur \v reste du disque on a beaui oup de peine à les distiiiii^uer. Ces systèmes ne paraissent cepeiulaiil pas èlrc des créations nouxcUes tout à fait particulières aux taches: ils correspondent ordinairement à des raies très-faibK's indiquées par Rirchhoff; mais ces raies prennent dans les taches un développement extraordinaire, ce qui constitue un phénomène bien tranché et complètement caractéristique. On ne connaît pas encore les substances qui produisent ces persiennes; mais elhîs sont certamement ga-

Fij. io4.

zeuses, et il parait bien probable que la vapeur d'eau n'y est pas étrangère, car nous avons vu des brouillards et des nuages légers produire le même effet en passant devant le Soleil.

Nous avons essayé de diminuer l'intensité générale de la lumière solaire en mettant des diaphragmes à l'ouverture de la lunette; mais nous n'avons obtenu par ce procédé aucun phénomène analogue à celui que nous venons de décrire. Il est donc impossible d'expliquer ces apparences par le seul fait de l'affaiblissement de la lumière sur les taches. Cette explication nous pirait inconciliable avec l'existence des bandes brillantes, qui restent très-distinctes au mili(Mi du fond obscur : telle est celle qui se trouve auprès de la

raie -j W. ( 'j 19, 5 R.), marquée par ime flèche dans \^fig. 1 04. L'éclat que présentent ces bandes lumineuses est purement relatif ; il résulte de ce que les rayons correspondants sont moins complètement absorbés que ceux du voisinage. Il faut en dire autant des couples de raies brillantes que nous avons déjà signalées dans le vert. Des taches , qui au premier abord paraissent insignifiantes , donnent quelquefois des spectres qui dénoncent une absorption très-puissante; mais, en général , il faut attendre davantage des taches circulaires, profondes et bien noires au centre.

5° Plusieurs raies appartenant à des substances métalliques se dilatent d'une manière considérable, tout en conservant leurs bords nettement tranchés. Il est très-facile de constater cet élargissement dans les raies 10, 1 1 et 12 de Van der Willingen (864, 877, 893 R.). Dans le vert, il y en a qui deviennent trois ou quatre fois plus larges lorsque les taches sont rondes et profondes. Nous avons constaté ce phénomène sur un très-grand nombre de raies, qu'il serait trop long d'indiquer ici. Nous signalerons seulement celles du calcium et du fer, pour lesquelles le phénomène est plus saillant.

G° Les raies du sodium s'élargissent aussi; mais, contrairement aux autres, elles deviennent diffuses sur les bords et véritablement nébuleuses. La^o. io5 représente l'apparence qu'offre le spectre lorsqu'il traverse deux taches. Les expériences de ]M. Cailletet ayant prouvé que les raies du sodium deviennent diffuses et nébuleuses lorsque la pression est considérable, on est autorisé à admettre que la dilatation dont nous venons de pailler est un résultat de la forte densité que possèdent alors ces vapeurs. Le sodium n'est pas le seul métal qui présente ce phénomène ; dans le vert , nous avons des raies qui deviennent très-diffuses, surtout enti'e Z> et F; mais le sodium l'emporte tellement sur les autres, que lin-

fervalh? entre deux lignes consécutives disparaît quelquefois complètement.

'j° Les raies s'clargiss(Mit graduellement dej)uis le bord extérieur de la pénombre jusqu'au noyau, de snrle que leurs

Fi(;. loi.

extrémités se terminent en pointes effilées (Ji^- io6). Nous devons en conclure que la couclie absorbante qui produit cette dilatation va en augmentant depuis le contour extérieur jusque vers le voisinage du noyau. Ce phénomène nous rap-

Fig. loG.

])elle une remarque que nous avons eu souvent l'occasion de faire dans nos observations : lorsqu'on emploie de forts grossissements, la ligne de démarcation entre la pénombre et la photosphère n'est pas nettement tranchée comme celle qui sépare la pénombre du novau. Cette particularité s'observe j)lus facilement dans les photographies agrandies des taches ; leur contour extérieur ne présente jamais cette netteté à laquelle on est accoutumé lorsqu'on observe directement avec I. 19

tic faillies grossissements. Il y a donc un accroissement progressif dans l'épaisseur de la couche absorbante depuis le contour extérieur jusqu'au noyau.

8*^ Outre ces modifications caractéristiques qu'éprouvent les raies, on voit aussi varier l'intensité lumineuse des différentes parties du spectre, surtout dans le rouge, dans le jaune et dans le vert. On voit se former des bandes sombres, principalement entre les points B et G, et dans le voisinage du point D. Ij^Jig. 107 présente la courbe des intensités relatives des différentes régions du spectre dans la partie la moins

Fig. 107.

réfrangible. Une forte bande se forme près de la raie 16 W. (1207 R.), et une autre près de la raie 8 W. (entre 719, 5 et 85o R.). Il y a, en outre, un très-grand nombre d'autres bandes très-fines entre 1 7 et 20 W. ( r 280 et 142 1 ,6 R.) . Ces variations d'intensité sont faciles à constater, mais difficiles à évaluer, car elles ne présentent rien de bien défini. Le phénomène est cependant incontestable, et il est indépendant de l'élargissement des raies noires; car l'espace compris entre 9 et i3 W. (85o et 895 R.) demeure très-brillant, malgré la dilatation des raies du calcium et du fer. Notons en passant, comme une particularité bien remarquable , que ces bandes ont une très-grande ressemblance avec celles qu'on observe dans le spectre des étoiles rouges.

9" ^Malgré l'absorption très-considérable qu'on observe

dans riiitcricur des lâches, il y a dos laics (jiii dcinciirciil parrailciiuMil l)rillaiites, sans éprouver la iiioiiKlro variation dans lein" iiit<'nsité. Leurs positions correspondent a des intervalles indiqués j)ap Kirchliolf, coiniiic ne conleiiant aucune raie. Ces positions, sur la fl^MU'e cjue nous avons reproduite, se trouvent à peu j)rès entre i /j el. i5, iG et i-, i- et i8, i() et 20, 21 et 22 de \ an (1er W illin^en. Elles sont bien reconnaissahles, sur la figure d(^ Rirclilioff, à l'absence de toute raie secondaire, et elles corespondent aux positions suivantes :

De i2()7,:>. h i:'.i7,'i , g , De i3o6,i> à i3i5,9

De 1430,.'; I î38,9 \

De 1 533.3 :. 15.11, G '

De 1876,8 à 1884,5 \ " '^

On voit que ces bandes sont à peu près équidistantes, et que leur largeur correspond à peu près constamment à 10 degrés de Téclielle de Rirchhoff. Le spectre des étoiles rouges présente dans la région du vert de.'^ raies tout à fait analogues à celles que nous venons de décrire : il semble donc que, si le Soleil était recouvert sur toute sa surface d'une atmospbère épaisse , comme celle qui existe au fond des taclies, il donnerait naissance à un spectre semblable à celui des étoiles rouges.

10" Il v a une grande analogie entre l'absorption qui se produit dans les taches et celle qu'on observe lorsque le Soleil est |)rès de l'horizon; mais les lignes nouvelles qui se produisent et celles qui se dilatent ne sont pas les mêmes dans les deux cas. Ainsi la raie G" de Brewster devient trèslarge lorsque le Soleil est près de Thorizon, tandis qu'elle est invisible dans les taches. Nous avons suivi altenli\enient

les variations qu'éprouve cette ligne auprès de l'horizon, et nous a^ ons trouve que les persiennes se produisent de part et d'autre de C", les raies telluriques étant situées du côté de C, et les raies solaires du coté de U : elles n'auraient donc pas toutes la même origine.

Les raies qui se forment près de -yW. (719 K.) sont plus sensibles dans les environs des taches que sur les taches ellesmêmes. La bande qui se trouve au delà du point D, et que Brewster a désignée par la lettre 0, quoique produite par ratniosj)hère terrestre, existe cependant indépendamment de notre atmosphère. L'absorption atmosphérique peut cependant la renforcer dans les taches, car, lorsque le Soleil s'approche. de l'horizon, on la voit apparaître sur les noyaux alors qu'elle est encore invisible sur les autres points du disque. Nous croyons aussi que les raies nébuleuses comprises entre 7 et 8 W. (719K.) sont dues à la vapeur d'eau, car elles sont bien plus prononcées lorsque le Soleil est près de l'horizon ; un simple cirrus passant devant le disque solaire suffit pour les rendre plus visibles.

Malgré la haute température du Soleil, nous n'hésitons pas à admettre que son atmosphère contient de la vapeur d'eau, car on voit, très-près du bord, les mêmes nuances et les mêmes bandes diffuses que nous avons souvent observées, lorsque l'air atmosphérique est chargé d'humidité au moment où un nuage translucide passe devant le disque solaire.

§ IIL — Conséquences qui découlent des faits précédemment

exposés.

Les détails dans lesquels nous sommes entré ne sont qu'un faible échantillon de l'immense travail qu'il reste encore à faire pour compléter l'étude spectrale de la surface

solairo. Cet examen, (ni()i([ii;' imparfait, nous roiirnil ccprii- (lant (les priueipes féconds, d'où nous pourrons tirer un grand nombre de conclusions.

Les taches sont des régions caractérisées par un accroissement considérable du jiouvoir al)sorbant, et le renforcement des raies, qui se produit au bord du disque, tient évidemment à la même caus<'. il va cependant une grande différence entre ces deux ordres de phénomènes; car, tandis cpiauprés du bord l'absorption parait due à des gaz proprement dits, dans les taches elle est principalement produite par des vapeurs métalliques. Lorsque les taches sont superficielles, on voit simplement se renforcer les raies D qui appartiennent au sodium ; lorsqu'elles sont de profondeur movenne, les raies du calcium se renforcent également, mais on ne voit aucune modification dans celles du fer. Enfin, lorsque les taches sont très-sombres , ce qui permet de juger qu'elles sont aussi très-profondes, les raies du fer subissent à leur tour une dilatation considérable , mais moindre que celles du calcium. La région des taches serait donc occupée par des vapeurs métalliques assez denses, par exemple celles du sodium, du fer, du calcium, etc. Le sodium et le calcium, dont le poids atomique est plus faible, sont aussi ceux dont les raies s'élargissent davantage. Les autres métaux, le cobalt, le chrome, le plomb, ne présentent pas de changement appréciable, ce que nous attribuons à la densité de leurs vapeurs qui les force à rester dans des couches plus profondes. C'est sans doute la même cause qui empêche de reconnaître la présence des métaux précieux, dont les vapeurs sont encore plus denses. En réfléchissant sur ces phénomènes, on est conduit à admettre que, dans l'intérieur des taches, les vapeurs métalliques sont disposées par ordre de densité, les plus lourdes au fond, les plus légères à la

partie supérieure, et au-dessus de toutes les vapeurs métalliques le 2;az hydrogène, formant une couche continue qui enveloppe de toutes parts le globe solaire tout entier.

Le spectre des taches ne présente point de raies nouvelles : on n'y voit que celles de l'atmosphère solaire plus ou moins renforcées. Il n'v a donc point de substances nouvelles dans ces régions, mais seulement une densité plus considérable pour certaines vapeurs. Or nous savons qu'il y a dans les taches une dissolution continuelle de la matière photosphérique ; il devrait donc en résulter une absorption élective toute différente, si la photosphère contenait d'autres éléments que ceux qui constituent la couche atmosphérique.

Cette conclusion resterait encore la même si, au lieu de comparer la photosphère à un brouillard qui se dissout dans les taches, nous la regardions comme une masse gazeuse soumise à une pression assez considérable pour donner un spectre continu. Dans ce cas, le gaz incandescent, se mélangeant à la masse de vaj^eur plus froide qui compose le noyau de la tache, cesserait d'être aussi lumineux pour devenir relativement obscur; or, comme dans ce nouvel état il ne produit pas d'autres raies que celles de la couche absorbante, la photosphère doit encore être composée des mêmes substances que la couche gazeuse qui l'environne.

Des faits précédemment exposés, nous pouvons encore conclure que la profondeur des taches ne peut servir de mesure à l'épaisseur de la photosphère, comme on l'a cru jusque dans ces derniers temps. Ce qu'on mesure ainsi, c'est l'épaisseur de la couche dense et absorbante qui occupe les parties les plus liasses des taches. Nous voyons sur la Teri-e des gaz plus lourds que l'air, l'acide carbonique par exemple, former dans certaines cavités une atmosphère irrespirable, comme dans la Grotte du Chien ; il arrive de même, sur le

Soleil. <|U(' les ^ap(•lll•s mct.illicjiics, maigre leur Iciidaiico à la (lifliision, occiipciil le fond des cavités ([iii coiistitiiciit les taches : ce (jui irein|)('clie pas (|iu' ces gaz pesants ne se mélangent un peu avec le reste de l'atmosphère, conmie le font, dans l'air (|ui nous entoure, l'acide carhonitjne et la vapeur J eau.

Enfin la j)artie noii-*' (jui occupe l'intérieur des taches ne peut être expliquée, ni par un nt)vau ohsiui' (pii serait au centre du globe solaire, ni j).ir des scmies ou autres matières solides flottant à la surface d'un liquitle. Cette obscurité est due à des masses transparentes, mais fortement absorbantes, de vapeurs métal li([ues qui, grâce à leur densité considérable, occupent les parties les plus basses des inégalités de la surface lumineuse, et remj)lissent les vides et les interstices que laissent (jueUjuefois entre elles les masses brillantes qui nous éclairent.

Nous nous trouvons amené par là à compléter ce que nous avons dit dans un Chapitre précédent sur la structure intérieure des taches, que nous avons représentées comme des masses obscures envahies par la matière lumineuse : le spectroscope vient de confirmer cette idée, et il nous apprend que les matières sombres sont gazeuses.

11 ne sera pas inutile de résumer ici tout ce que nous avons dit sur ce sujet en quatre affirmations que nous devons regarder maintenant comme prouvées : i" la matière obscure et la matière lumineuse ne sont pas de nature différente; 2" le no\au noii' des taches ne peut être produit par un corps solide : il résulte de l'absorption produite par des vapeurs dans la partie centrale de la tache où les filets de matière hunineuse ne sont pas encore parvenus; 3° la matière brillante se dissout en pénétrant dans cette masse ab-sorbante et elle cesse d être lumineuse; [\° la masse obscure ne pourra

résister indéfiniment à cette action, et l'on verra le noyau se recouvrir progressivement de la matière lumineuse qui l'envahit. La disparition de la tache pourra être retardée par une recrudescence qui amène une nouvelle quantité de matière obscure; mais ce phénomène ne pourra pas se reproduire indéfiniment , et la tache finira par disparaître , faute d'alimentation.

§ IV. — Réponse à une objection.

On s'est demandé pourquoi nous n'observons dans le Soleil ni r oxygène, ni l'azote, ni aucun des autres gaz qui doivent cependant y exister aussi bien que sur la Terre. Cette question n'est pas facile à résoudre. D'abord ces gaz pourraient bien se trouver dans l'atmosphère solaire sans qu'il nous fût possible de les y reconnaître, parce que, à la température qu'ils possèdent, ils ne présentent plus les mêmes raies qu'aux températures auxquelles nous les observons ordinairement dans nos laboratoires. Les gaz ont tous plusieurs spectres différents les uns des autres suivant la température de l'expépérience et suivant les combinaisons qu'ils forment. Qu'on prenne un tube de Geissler composé de deux parties, l'une ayant un diamètre assez considérable, l'autre ayant une section capillaire : on trouve dans ces deux parties deux spectres très-différents pour le même gaz. On observe ce fait pour le brome, le chlore et l'hydrogène. De plus, l'azote présente, suivant les circonstances, trois spectres différents nettement définis. Il arrive quelquefois que, pour des températures intermédiaires, deux spectres d'ordre différent se superposent l'un à l'autre.

Les expériences de jNI. Chautard nous apprennent que les

tubes de Geisslcr (lomitiit des spi-ctrcs diffrrcnts loisiju'oii les soumet à l'aetiou de piii^simfs ainiaiils. Le ni;i{j;iiélisme n'agit peut-être là ([u'eu protluisaul iiulireetcmeut un eliaugcment de teinj)érature. Les gaz sont magnétiques ou dianiagnétiques : ils sont doue attirés ou repoussés par l'aimant. Cette action, attractive ou répulsive, comprime le gaz contre la paroi du tube; la section devient plus eti'oite, le gaz s'ccliaulfe davantage j)ar le passage du courant <t le spectre se trouve modifié.

Nous savons qu'on a attribué ces différentes modifications à des impuretés des gaz, ou à des causes inconnues; mais ces objections ne nous paraissent point rendre raison des phénomènes observés dans des circonstances très-différentes, et nous regardons comme certain ([ue les gaz, et même les vapeurs métalliques, présentent différents spectres sui\ ant leur température.

En général, les s])ectres du premier ordre sont peu brillants, et, par conséquent, ils ne se détacheraient [)as d'une manière suffisante sur le fond lumineux du Soleil. De plus, si l'on excepte l'hydrogène, il faut ime température trèsélevée pour obtenir le spectre du second ordre, le seul qui présente des raies très-vives, analogues à celles des vapeurs métalliques ; l'étincelle électrique, qui suffit pour ])roduire le .spectre des métaux, est rarement capable de communiquer aux gaz une température assez élevée pour (pi'ils donnent un spectre brillant.

Il faut donc qu'un gaz soit porté à une température trèsélevée pour que nous jouissions reconnaître sa présence à la surface du Soleil, et il est bien possible que l'enveloppe extérieure ne soit pas ass(^z chaude j)our produire le spectre du second ordre. L'hydrogène lui-même donne, dans le Soleil, le spectre qui correspond à ime température modérément

élevée ; les raies terminées en pointe qu'on observe dans certaines circonstances montrent qu'il éprouve un refroidissement Lien prononcé dans la couche la plus éloignée du centre et dans les protubérances. Dans ce cas, l'absorption, réduite à celle des spectres de premier ordre, est trop faible pour être sensible : elle donne simplement lieu à des bandes plus ou moins diffuses qu'il est impossible de distinguer d'un trèsgrand nombre des raies dues à des substances inconnues.

On ne peut cependant pas dire que l'oxygène fasse complètement défaut dans l'atmosphère solaire : nous avons reconnu dans les taches des traces de vapeur d'eau ; il y a donc de l'oxygène. Il est possible que dans les régions les plus élevées l'hvdrogène se refroidisse jusqu'à la température à laquelle il peut se combiner avec l'oxvgène, température qui est certainement bien supérieure à i5oo degrés; la vapeur d'eau ainsi formée retomberait pour être décomposée par dissociation dans les régions plus basses ; ses éléments s'élèveraient de nouveau et formeraient ainsi une véritable circulation. Il est également possible que l'azote se trouve dans l'atmosphère du Soleil, et qu'il donne naissance aux lignes sombres qui bordent la raie C à l'extérieur du disque , car cette raie doit lui apparlenir, si elle n'est pas due au carbone. Peut-être faut-il attribuer à l'azote un grand nombre de persiennes qu'on observe dans l'intérieur des taches.

La spectrométrie est une science encore au berceau ; il faut donc éviter de tirer de ses indications des conclusions précipitées.

M. Zollner a donné une autre explication que nous allons exposer en peu de mots. En partant des principes de la théorie mécanique de la chaleur, il est arrivé par le calcul à cette conclusion que, en raison des poids spécifiques et des autres propriétés des différents gaz, en raison de la tempe-

rature tics-cIcM'e de la siiri'acc solaiic, et à la légèreté spécifique (if I liN (irogène, une atinosplière de ce gaz, capable de produire une pression de i8o niilliniètres, serait remplacée par une couche extrêmement j)etite il'oxygène et d'azote ' *), et, comme ces gaz sont très-peu absorbants, il serait très-difficile (le les reconnaître, tandis (|n une eouclie très-mince de \apenrs nielalli(|ues pi'odnirait n\\ ellet sensil)le à cause du grand pouvoir absorbant de ces substanc's.

On \o\l ((ue la difficulté de se faire une idée de l'état physique du So1(m1 provient de l'ignorance dans la([uelle nous sommes de la température qui existe à la surftice de cet astre et de la pression que produit son atmosphère. Si nous parvenons à déterminer ces éléments, nous pourrons dire à coup sur si Ion doit considérerla photosphère comme un gaz incandescent ou comme un brouillard lumineux; mais nous n'avons pas encore les données nécessaires pour trancher la question.

Pour faire toucher du doigt les difficultés qui se présentent à nous, proposons un simple problème. On demande (juelle hauteur devrait avoir une couche de matière solaire pour produire une pression de 4070000 atmos|)hères. Nous prenons ce nombre parce que, d'après INI. Zollner, il représenterait la pression sous laquelle l'hydrogène deviendrait liquide ^). Si la couche capable de produire ce résultat avait dans toute son étendue la densité movenne du Soleil i./|G,

1^ l'aluni (M Les chiffres donnés par M. Zollner sont, pour l'azote, r-— et, pour l'osv-

(jènc, — ~n~' (Voir 3'«oi'o r//«c«ro, agosto iS-o,ol P/iihsophical IHagazi/ie, no\em-

lier 1870.;

(') Cette liqiiff.iction n'est cependant qu'liypotliéliqiie, car M. Cailletet, en poussant la pression à 800 alniosplières, n'a rien aperçu (jui indiquât une loi de conipressibilité différente de celle (pic suivent les gaz j)arraits.

<>lle devrait avoir une hauteur de 989010 mètres ; vue de la Terre, elle sous-tendrait un angle de i",383, quantité bien inférieure à la profondeur des taches. Nous avons déjà donné d'autres exemples de ces résultats, qui nous paraissent si extraordinaires, parce que nous les comparons malgré nous à ce qui se passe sur la petite planète que nous habitons.

Le Soleil est un monde si différent du nôtre, qu'on pourrait avec raison nous reprocher la témérité avec laquelle nous cherchons à étudier sa structure. Il ne faut cependant pas perdre courage ; depuis quelques années la science a fait beaucoup de progrès, et ceux qui viendront après nous ne manqueront pas de faire encore davantage.