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mitos aprrs la totalitr et persista jiistiu'a la fin. Sa (lircctiou est ()l)Ii([uc j)ar rapport aux autres rayons (pii parunul drs le counniMucinciit. Ca' dessin se n'oomniandr par sa i,'ran(l(' exactitude, ear il a été eoiitrnlé j)ar d'autres dessins exécutés a la clianihrr noire. ( )n iia |ainais l'éiissi a ph()t()<;rapiiier les aigrettes; c'est poni' snpj)leei' à celle impuissance de la pliot()graj)hie (pie les prolesseurs de Manille ont iniai^ine !<■ j)roccdv suivant. Ils pre|)araient d'aNance des feuilles sur lesquelles étaient esijuissées l'éclipsé et l'auréole ; de cette nianièn^ en introduisant ces feuilles dans la chambre noire, on pouN.iil en loil peu de temp.s tracer a\ec exactitude les figur(\s <()i'resj»on(lant aux dilïerentes phases.

Nous dexons rappeler ici le dessin curieux ([ue le P. Cappelletti exécuta au Chili en i8Gj Jig. i 12, p. 'i2o).Le rayon principal était loin d'avoir une forme symétrique, et il différait complètement des autres. Sa lumière était ])lanche et tres-\i\{'; l'un de ses bords était nettement terminé, tandis que l'autre était diffus et allait en s'évanouissant progressivement. Enfin le P. Cappelletti fait observer que ce rayon si remanpiable correspondait à la principale des protubérances. En général, si l'on étudie sur les dessins des observateurs la distribution des aigrettes, on v reconnaîtra à peu prés la forme d un carré ou d'un hexagone dont les angles correspondraient aux points les plus élevés de lauréole. Lors(ine le ciel est sulfisamment j)ur, il v a une ressemblance assez grande entre les dessins faits par différents observateurs ])endant une méuK» éclipse. Il n'en est pas de même lorsque l'air est troublé, car alors il v a des différences trè.s-considérables. Nous avons déjà donne /îg- 1 i H) le dessin exécuté par ^I.Tacchini à Terranova en iHjo; il est assez d'accord a\ec le phénomène observé à Capo dell' Armi par le P. Serpieri ; mais la ressemblance est loin d'être pailaite.

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

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

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

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t;('ait (les ilinuMisioiis de la mas:-.»' Imiiincusc qui |)r()(liiit ce pliciiomrnc par retendue du rayon (jue l'on aperçoit. ('.ett<' et< lulue dépend beaucoup du pouNoir réflecteur de l'atinospliére et surtout de la [)ositioii de l'observateur. Liie masse lumineuse, dépassant le contour de la I.une de (pielcpn's secondes seulemeni, peut, sui\ant ICi lai (|u Clic possède, éclairer l'atmosphère tciresire à une piofondcui" ( onsidérable, et icU{' profondeur se ti'aduira par une /o/i^'^z/cwr proj)ortionnelle du ra\on \isil)le. La T.une elle-même, a\ec son profil dentelé, contribuera à la production du phénomène en laissant passer des faisceaux hnninenx pins ou moins larges, plus ou moins nett<'ment terminés. La foiine des ravons dépendra surtout (h' la position de l'observateur; h's effets de parallaxe aui'ont une influence très-considéral)le, et, à quelques kilomètres de distance, on pourra voir la couronne et ses rayons sous des aspects très-différents.

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

Telles sont les idées générales que nous proposons pour

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

Si nous examinons les dessins donnés par les différents observateurs, nous trouverons qu'ils s'accordent le plus souvent à donner aux rayons la direction des principales protubérances, surtout dans la région de l'équateur et dans celle des taches. Le P. Cappelletti a fait cette remarque, et elle est assez bien vérifiée par les dessins de 3Ioesta en i853, de Gillis en i855, et par les nôtres mêmes, quoique nous ne prétendions pas à une très-grande exactitude. Cette coïncidence est parfaite dans les dessins de BuUock.

En 18G0, M. Plantamour observa la couronne et la dessina trois fois, au commencement, au milieu et à la fin. Dans le premier dessin, outre la couronne, il a tracé trois faisceaux de rayons correspondant aux protubérances dans la région d'entrée; dans le second, il y a cinq faisceaux, deux à l'est, trois à l'ouest; enfin, dans le troisième, il v a également cinq faisceaux, mais ils se trouvent tous dans la région de sortie et correspondent aux nombreuses protubérances qui parurent dans cette région à la fin de l'éclipsé.

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

Reste à expliquer la forme courbe que possèdent certains

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IMNOIIS. (Jllcl(|lics-ims sont lirs-cniirls <•! ne sClciidriil n.is ;iij (Ifl.i (les limites de I aiircolc ; nul doute (|tie eeii\-lii ir;i|)|);irtieinient reelleineiit au Soleil. Pour les j)liis longs, on peut encore faire une large part à notre atniosplière, en aclnictlant, connue nous l'axons déjà dit. <|ne (cs coiu"l)es dépendent de la manière dont la v.i|)eur est dislrihuee dans l'air. C.ette cx- |)licaliou. ([ue nous axons proposée jadis, ne laisse pas <pie d èfi'e plausible ; mais il laut bien reconnaître (|ii(lle ne saiil'ait s applupiei' à tous les cas. Nous eu înous actpiis la conviction en rellecliissaut sui' un pliénoniène dont l'ohserN ation

Fig. 12.").

est due à M. Tacchiui. Ce jeune astronome voyageait sur la ^léditerranée, à Ijord d'un bateau à vapeur, et il observait le couclier du Soleil, le 8 août iSf)"). lls'apereut cpie le di.sque solaire était comme surmonté de deux aigrettes lumineuses, |)areilles à deux boucles de cbexcux renversé(\s eu sens opj)o.scs (/?^. I 2j). Leur liaut<'ur au-dessus du disque était tout au plus égale aux -^ du disque lui-même, jjitin ces aj)pendices suivaient assez bien le mouvement du Soleil, et ils s'enfoncèrent, connue lui, au-dessous de riiorizon.

M. Taccliini nous donna avis du |)lienomène dont il avait été témoin, et immédiatemeiiL nous compulsâmes le registi'e où sont inscrites les obsersations cpie nous faisons i'('*guliéri'-

nient sur les taches solaires. Nous trouvâmes que, ce même jour, il (le\ait y avoir sur le bord du disque une tache accompagnée d'une grande facule, ayant à peu près la forme décrite par M. Tacchini [fig- 12G); nous l'avions observée la veille à quelque distance du bord, et elle devait y être arrivée le 8 août au soir. Aussi n'avons-nous pas hésité à admettre que l'aigrette observée à ce moment pourrait bien être produite par une de ces masses lumineuses qui accompagnent les facules et deviennent visibles dans les éclipses.

De nouvelles observations sont venues confirmer cette idée.

FifT. 126.

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

(' ) Voir BuUelin rnétéorologiijne du Col/éife Romain, p. 87; 1SG7.

fente de i('\(K[ii('r en ddiitr. Moiis saxons maintenant (jii il se produit dans le Soleil de \iolentes éruptions : la matière qui le compose est lancée à des Iiaulenrs considérables, avec des vitesses qu'on évalue à plus de i>oo kilomètres par seconde. Si ces mouvements avaient li<'U dans le vide absolu, les masses projetées avec une aussi grande vitesse paiviendiaient à des bauteurs incomparablement plus jurandes (pie la lon- «jjueur des aigrettes. T.a résistance de latmospliére (pii enloui'e le Soleil doit ralentir bien \ite ces mouvements; mais ell<' doit cependant permettre à la matière lumineuse de s'élever assez liaut pour que nous puissions expliquer ainsi la pro- (hution des panacbes. Nous verrous que, avec le spectroscope, ou a pu observer des protubérances dont la hauteur atteignait sej)t et huit minutes; et cejx'iidant les observations spectrales ne font voir (jue les ])arties les plus brdlantes.

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

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

ici question il nous est im})ossible de la connaître d'une manière suffisante.

Parmi les comètes qui ont dii pénétrer dans la couche où se produit l'auréole, on doit citer avant tout la plus célèbre, celle de i843, qui passa à une distance du Soleil égale à y de son rayon. Elle a dû nécessairement produire une agitation considérable dans Fatmosplière solaire. Nous nous rappelons parfaitement la première observation que nous en fîmes à Lorette, le soir même où elle fut visible pour la première fois. Une circonstance très-extraordinaire accompagna l'apparition de cette comète; la lumière zodiacale était très- vive et légèrement teintée de rouge : aussi y eut-il quelque difficulté à distinguer ce qui appartenait à chacun de ces phénomènes; la comète semblait faire partie de la lumière zodiacale et s'en détacher connue une simjîle ramification. Les mêmes apparences furent constatées à Nice j^ar un astronome trèsdistingué, M. Cooper. Si donc on observe dans certaines éclipses des rayons de forme extraordinaire, il est possible qu'ils soient produits par quelque explosion violente, ou bien par le passage de quelque corps étranger à travers l'atmosphère solaire.

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

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

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

- ."CiO -

le spcclroscopc il |);ir le |)( (l.iiiM'opc. Nous xcri'ons plus l;u(l coinincnl 1 auaKsc sjx'cir.ilc jx'iit nous ^uidn- dans cette étude, <'l nous serons alors ( onduils a regarder connne certain (jue la couronne esl lumuieuse par elle-nièine, et (jue la plus grande partie de la lumi«'re cpTelle nous en\oie |)ro\ient (le la radiation (pn lui esl propi'e. Alais n'y a-t-il j)as aussi ([uel<pies ra\ons relleclns mélanges a\ec ceux (jui émanent de sa propre substance? Le polariscope j>eut seul répondre a c<'tte (juestion.

La lumièn» de la couronne fut étudiée à ce point de vue, en 18G0 par ^L Pra/.mowski, en 18G8 par le capitaine Brauniield et par le capitaine llerschel; ils trouvèrent tous cpielle était sensiblement polarisée. Nous-mème, en i8()o, nous trouvâmes des traces de polarisation; mais, comme les astronomes français et américains assuraient le contraire, la question ne pouvait être regardée comme résolue, ni dans un sens, ni dans l'autre. Elle fut reprise en 1870, et on crovait l'avoir (.lélinitivement trancliée, car tous les savants qui s'en étaient occupés avaient reconnu l'existence d'une certaine (juantite de hniiiere polarisée : ce sont MM. Blaserna, Ranvard, Brett, Picquering, Langlev, etc. ; mais, à la suite des observations faites j)endant l'éclipsé de 1871, les avis furent de nouveau partagés. C'est donc une question à rej)rendre, ou plutôt il faut cliercli('r quelles sont les causes qui amènent des différences aussi grandes ilans 1 étude tlu même phénomène. Entrons à ce sujet dans quelques détails.

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

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

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

En présence de ces témoignages opposés, il ne nous appartient pas de prendre un parti et de trancher la question ; mais on nous permettra quelques réflexions. On sait qiie l'air atmos])hérique, lorsqu'il est chargé de vapeurs, produit des diffusions et des diffractions, d'où il résulte quelquefois des cercles irisés qui, pendant les éclipses, acquièrent un éclat extraordinaire; Les rayons lumineux pourraient bien aussi se polariser en traversant une couche épaisse d'air humide : de là une cause d'erreur dans les observations dont il est ici question. 31. Tyndall a, en effet, démontré que certaines vapeurs dif-

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

(-) Nature, t. III, p. 5g.