I.o Sol ci

— (if

flammes, cl il ne se j)i(»(liii'<il I icii de iioiin eau nciul.'ilit le reste de la journée.

Les éruptions ne se Icirniiicnt pas toujoui's aussi proniptement : li' plus souvent elles se renou\cllenl à plusieurs reprises, elwupie e\|)l()sion durant plusieins heures et étant séparée de la préeedeiile |)ar un inlersalle plus ou moins lon^'. Ci'est 11 ce (pi'on i'eniar(pie, sinloul aii\ epo(|ues de grande acti\ ilé, lorscpiune i^rande taelie se présente sur le eoiiloiu' du discpie solaire

Le i() déeembre i8^i, il se produisit une autre éru[)tion qui présenta un intérêt tout parlieulier, c'est qu'on put ohserxcr sa loiine non-seul(Mnent à l'aide de la raie l'oui^ed, mais aussi au nioxen de la raie 1)3 (/V. //, fig. 2, /|, G, 8, 10). Les deux méthodes d'obserNaliou donnaient des résultats assez différents, connue on peut s'en convaincre en examinant les yTo-. [^ et () [IH.H], dessinées presque au même instant (i i''45'°)? lîi |>remière domie l'image observée dans la raie Cl, la seconde celle que présentait la raie 1)3. Nous devons en conclure que la raieDg appartient réellement à une substance différente de l'Iudrogène. Les figures suivantes (8, 10, 12) montrent les phases successives de l'éruption à ia''25'", i''22™ et 2''3G'". C-ette grande éruption se produisit au-dessus d'une tache qui se trouvait alors sur le contour du disque, et qu'on put observer tout entière le lendemain.

Une observation attentive et prolongée nous a appris (pie les grandes éruptions chargées de vapeurs métalliques se j)roduisent de [)référence au-dessus des grandes taches, aux époques de leur plus grande activité, c'est-à-dire lors(ju'elles subissent de grands changemenls dans leurs formes. Nous pourrions doimcr des centaines d'exemples à I appui de eetti; assertion; contentons-nous de citer la belle tichedu 1 i juillet i8'y.>; pendant tout le temps ([u'elle mit à parcourir la 11. 5

parti»^ visible ilii i;I<)lu> solaiiv. on y r(Mnan|ua une activité cliuinaut»' : It's iiovaiix cliangraiont rapiddiicut de tormos, ainsi ([lU' K's courants et les raculos. }.v sj)(>ctros(<)|)c ^ monliait los raies de l'iivdrogène rcii versées; dans le no\au elles aeqiu'raient un eelat reinanjuable. Les raies des autres métaux étaient lrès-élari;ies, surtout celles du sodium, du magnésium, du chrome, etc. T.a tache était entourée d'une facule llvs-^ i\(* produisant sui- son contour une proéminence brillante.

Lorsque cette tache s'approcha du hord. nous nous occupâmes d(^ reludi(>r avec soin. V ])eine la facule touchait-elle le contour, qu'il se produisit des protu])érances et des éruptions très-vives; elles occupaient toute la région de la tache et de la facule, et il est très-difficile de dire en quels points se trou\ aient les centres d'action. Ce qu'il y eut de plus extraordinaire, c'est que ces éruptions se renouvelaient après des intervalles de cinq ou six heures, et qu'elles paraissaient s'allumer d'un coté, lorsqu'elles s'éteignaient de l'autre. Le 1 1 juillet, nous fûmes frapj)é d'une particidarité assez singulière que présentait la forme des jets lumineux [Pi. G, Jig. i i et I2\ Ils touruai(M»t vers le globe solaire non leur concavité, mais leur < oiivexité, conune si un souffle puissant, agissant de haut en bas, éparpillait un courant gazeux au moment où il sort d'un cratère qui le lance avec force : au lieu d'une aspiration de bas en haut, il faudrait donc admettre l'existence d'une pression agissant de haut en bas!

Dans l'impossibilité où nous sommes de rapporter ici un plus grand ii«)ni])re de dessins, nous renvovons le lecteur aux publications de 3DL Tacchini, Respighi, Z(")llner, Young, ainsi qu'à nos propres Mémoires et à ceux des autres spectroscopistes; ils v trouveront des détails nombreux, intéressants et instructifs sur ces admirables phénomènes. Si nous

(iT —

axons donne la préféreiiro à nos propics observations, ( 'est (|Ue, nial«;ré les nonilucnsi's jniljlic.itions (|ui ont ctc laites jusqu'à présent, nous n avons li-on\c mille j)ait des séries eoinplètes et comparables dans lescpu'iles ces figures tussent disposées d'une manière svstémati(pi<' ])our i'inslruction du lecteur et tracées d'a})rès une même métliode de représentation ^rapbique.

^ m. — Conclusions rcsiiUanl des obsenatiotis précédentes.

Les détails que nous avons exposés dans le paragraphe précédent ne sont pas seulement de nature à satisfaire la curiosité de l'esprit : ils doivent encore nous conduire à des conclusions que nous allons exposer maintenant.

i** Les matières qui produisent le phénomène des protubérances sont généralement des gaz incandescents soulevés vers les régions supérieures par des forces dont l'origine ne nous est pas clairement connue. Ces mouvements sont-ils le résultat de la légèreté spécifique de la matière lumineuse, ou bien faut-il les attribuer à une force impulsive provenant de l'intérieur du globe solaire? Nous ne saurions le dire, mais nous n'en avons pas moins le droit d'emplover le mot éruption pour désigner les phénomènes qui nous occupent. Si .M. Fave déclare qu il n'v a rien dans les faits observés qui justifie cette expression, c'est (|u il n'a jamais observé de ses propres veux ce que nousaxons vu tant de fois, et, s'il va jusqu'à (hre que toutes les circonstances de ces phénomènes sont en contradiction avec le sens naturel du mot que nous emplovons, c'est qu'd se laisse influencer j)ar des j>réoccupations théoriques inconciliables avec les faits que nous avons habituellement sous les veu\. Nous avons la certitude que, s'il faisait

quelques obsLTvatioiis personnel los, il ehani^erait eompléte- UKMil d'opinion : c'est ce cpii est iléjà arrivé j)onr les protuberuu es. cpiOn rei^aidait tl'abord connue une illusion d'opticpie produite par un mirage (')! Sans doute, la simple inspection d un plu-nomene ne doit pas nous amener innnédiatement a des conclusions (pii seraient prématurées; on ne doit pas confondre la description d un fait avec la théorie qui en donne 1 explication ; mais ici les phénomènes nous paraissent tellement clairs, leur explication est si évidente, que nous ne pourrions |)as même énoncer les faits tels qu'ils se présentent à nos ^eux sans em[)loyer le mot que nous avons adopté, suivant en cela l'exemple d'un grand nombre de savants qui s'occupent de la même question.

2° l^a matière n'est pas simplement lancée en ligne droite, elle est aussi animée de mouvements tourbillonnaires, ce qui donne aux jets lumineux l'apparence de spirales dont les axes prennent toutes les positions, depuis la verticale jusqu'à l'horizontale. Ces mouvements tourbillonnaires, surtout ceux dont l'axe est horizontal, doivent nécessairement résulter d'une force éruptive combinée avec des courants violents dirigés normalement à la force ascendante. INous avons déjà fait remarquer (pi'une simple aspiration ne peut expliquer les phénomènes ([ue nous venons de décrire.

3** Arrivées à une certaine hauteur, les masses lumineuses changent d'aspect : elles se mélangent et se confondent, perdant ainsi l'aspect filiforme pour prendre une apparence nébuleuse, comme une fumée qui s'évanouit dans l'air; elles continuent à monter, mais elles se diffusent progressivement et finissent par s'évanouir. Nous devons en conclure que ces

(') Voir les Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences, 3i octobre iSSg, t. XLIX, p. 596.

niouvcmoiits s'accomplissent dans iiii milieu résistant; il est prohaMe f|ne, dans ee cas, la Ion c motriee est iniifjnemcnt due à la légèreté sp(''eiri(|ue des fluides, tandis cpie les pliénomèncsepii présentent d'autr(>saj)pareneos supposent en outre une (orée d impulsion (i'oriij;ine dillerente.

I.e milieu résistant dont nous xcnoiis d<' j)arler, c'est l'almospliére solaire. INous avions déjà affirmé l'existence de cette atmosphère; nous avions dit fpi'elle doit avoir une élévation suiiisante pour explirpier l'existence des masses lumineuses qui sont suspendu(*s et isolées dans l'espace: nous avions assigné comme limite inférieure cinq ou six minutes, c'est-à-dire 2[^i:')oo ou sS'yooo kilomètres : pour satisfaire aux observations que nous avons citées à la fin du paragraphe précédent, nous devons aller jusqu'à 7'3o", ce qui fait, en nombre rond, la moitié du rayon solaire. L'observation des éclipses a vérifié l'exactitude de cette conclusion : l'auréole d'hydrogène observée dans ces circonstances résulte manifestement de la dissolution du gaz provenant des protubérances : sa hauteur atteint au moins un quart du diamètre solaire.

/|° Les protubérances sont généralement composées de jets filiformes : il faut donc supposer que ces filets lumineux sont soumis à une force d'expansion; mais il n'est pas nécessaire d'admettre, comme on l'a fait, qu'ils sont lancés par des orifices percés dans des parois résistantes, solides ou liquides. On voit souvent, dans notre atmosphère, des nuages ayant la même structure, sans qu'on puisse exj>liquer ainsi leur formation; dans l'atmosphère solaire, on aperçoit ties nuages isolés, comj)létement détachés de la chromosphère, ayant égalemenl la structure fllaïuenteuse : ceux-là, du moins, n'ont pas dû être lancés à travers lui orifice, et, par conséquent, celte hypothèse pur<'ment gratuite doit être rejetée conune inutile.

Du rc^tc. >i IOm l'cncrliil aux dimensions de ces l'ilcts inniiiiciix, on Ncrra l)i(Mi (|n il csl inutile de su|)pos(»r un orifice résistant pour les circonscrire. Lue masse d'liuil(^ volatile produit en bridant une colonne de fumée limitée à sa base j)ar l'étendue de la masse en ignition; les fdets peuvent de même être limités par l'étendue de la masse incandescente qui les jjioduit. Les plus minces ont une épaisseur de 200 ou 3oo kilomètres; quelques-uns ont luie épaisseur égale à 4? 5 et même 10 fois le diamètre de la Terre, c'est-à-dire 120000 kilomètres environ.

5" Quant à la matière qui compose principalement les masses protubérantielles, c'est l'hydrogène qu'on trouve aude.ssus de la cliromosphère en très-grande quantité, mélangé avec la substance de la raie D3. Ici se présente naturellement une question de la plus haute importance : l'hydrogène qui se dégage ainsi dans les éruptions provient-il de la masse intérieure du Soleil? Dans le cas où l'on répondrait affirmativement, voici deux conséquences que l'on ne saurait éviter : la ma.sse intérieure doit s'épuiser, et, de plus, l'atmosphère doit s'accroître indéfiniment par l'accumulation du gaz, qui ne cesse d'y arriver de toutes parts. En effet, la longue suite de nos observations nous a appris que, aux époques de grande activité, on voit, enmovenne, douze ou treize centres d'action chaque jour; en tenant compte de la rotation solaire, il y a, en vingt-quatre heures, un quatorzième de la surface du globe solaire qui se présente sur le contour du disque; nous pouvons donc dire qu'il y a constamment un grand nombre de centres d'éruption, deux cents au moins, en pleine activité sur la surface du Soleil. C'est donc une masse énorme d'hydrogène qui s'échapperait ainsi sans relâche; il est évident que la masse intérieure finirait par s'épuiser à la longue, et les conditions physiques de l'astre se trouveraient modifiées

d'une manière sensiljlc dans un t<'in])s rclaliNciiK iit assez court.

On a ré|)()iulii à vcllv ol)je(ti(ni cii iiictlaiit en avant la masse énorme de la matière solaire; rindro^ène s'y trouve soumis à une |)ressi<)n extrêmement grande, il v occupe un rsj)ace considérable; il pourra tlonc suffire pendant des milliers et des millions de siècles aux éruptions dont nous sommes témoins; il s'épuisera sans tloute, mais cet épuisement ne se produira qu'à ime époque très-reculée, ce qui n'a rien d'invraisemblable.

dette réponse n'est cependant j)as satisfaisante, car elle ne résout qu'une j)artie de la difficulté. iNIénie en admettant qu'il y ait dans l'intérieur du globe solaire une source presque inépuisable d hydrogène, nous devons nous préoccuper de l'influence que pourrait avoir le gaz (jui s'écbappe constamment lie l'intérieur à l'extérieur; il doit évidemment s'accumuler dans ratmosphère solaire en quantité assez grande pour s'accroître d'une manière appréciable dans un temps assez court. Et cependant, à en juger par l'auréole qu'on observe pendant les éclipses et par l'ensemble des apparences que présente le Soleil, il parait certain que la constitution de cet astre ne s'est pas modifiée depuis un ou deux siècles. Nous allons même plus loin, et nous ne craignons pas d'affirmer que, d'après l'influence générale qu'il exerce sur la Terre , il est demeuré dans les mêmes conditions pendant toute la période historique.

il y a deux manières d'échapper à ces contradictions et à ces difficultés . i*^ il faudrait admettre que les éruptions ne sont que de simples soulèvements de la masse cliromospliérique, des changements de niveau des couclies superficielles, ces mêmes matières retombant de nouveau sur le Soleil, après avoir acquis, par le refroidissement, une densité plus consi-

(loral)lr: 2" mi jiomrail cncniv ('\j)li(|U('rl(' mrmc phénomène j);ir la dissocialioii diin composé rhiniiquc résultant de la r()nd)inaison do rhvdroi;éne avec quelque substance inconnue, peut-être celle qui donne la raieDa. C(\s substances, un instant séparées, j)ourraient se combiner de nouveau, après s'être refroidies dans les liantes réu,ions, et retomber ensuite vers le Soleil.

Il nous est impossible de dire laquelle de ces deux bypotlièses doit être préférée, car nous ne connnissons aucun fait décisif : aussi reste-t-il des savants qui continuent à admettre l'opinion de l'émission indéfinie. Ils répondent aux objections que nous venons de signaler en disant que l'hydrogène, au lieu de s'accumuler dans l'atmosphère du Soleil, se diffuse incessamment dans les espaces planétaires; ils ajoutent que c'est peut-être là qu'il faut chercher la cause des aurores boréales et de la lumière zodiacale. jMais il v a à tout cela des difficultés très-grandes, de véritables impossibilités : 1° Le spectre de l'aurore boréale et celui de la lumière zodiacale ne sont pas les mêmes et ils diffèrent de celui de l'hydrogène; on ne doit donc pas jîrétendre qu'on a trouvé la véritable explication de ces phénomènes et se servir, comme on l'a fait, de cette prétendue explication pour démontrer l'hvpothèse sur laquelle elle repose. Tout au plus ])()urrait-on dire que l'hvdrogène ainsi répandu dans les espaces planétaires, trop refroidi pour être lumineux par lui-même, est faiblement illuminé par la réflexion des ravons solaires ; mais alors ce phénomène devrait se produire dans toutes les directions, et l'on sait qu'il n'en est pas ainsi pour la lumière zodiacale. 2" D'ailleurs cette émission indéfinie diminuerait constamment la masse du Soleil, et cette diniinution devrait, avec le temps, exercer une influence sensible sur le mouvement des corps célestes : les astronomes n'ont rien remarqué de sem-

hlablc. On a jiicIcikIu, il csl vrai, (|ii(; la tliulc drs nictrorites vient constainiiiciil am-ollrc la masse du Soleil; mais cette compensai ion ;i I.Kincllc on a l'eeonrs esl an moins tres-inceiiaine.

On nons jUManettra sans donlc de faire eonnaih'c noti<- opinion el de donner les raisons de notre préférence. Dans tontes les actions de la natnre, il v a une source de compensation qui tend à maintenir ré(jnilil)re au milieu du mouvement; il doit en être ainsi dans les pliénoméiies (|ni se passent sur 1(* Soleil, et en particulier dans les ('Miij)lions (|ui nous occupent en ce moment : aussi cro\ons-nous probable la première des deux livpotbèses que nous Ncnons d'indicpier, bvpotbèse d'après laquelle il v aurait une simple circulation d'bvdrogène que des variations successives de température amèneraient dans les régions supéiieiu"(s poni' le laisser l'ctoinber ensuite. Bien souvent nons novous les matièi'cs cruptives. encoi'e incandescentes, retomber vers le Soleil; à plus forte raison ce mouvement devra-t-il se produire lorsque la tem|)érature sera considérablement abaissée. Or, d'après nos observations, riivdrogène s'élève à une bauteur de G ou -y minutes, quelquefois davantage; alors on voit sa lumière diminuer et s'éteindre, quelquefois très-vite : c'est donc qu'il se refroidit, il devient plus dense, et il est bien plus naturel de penser qu'il redescend v(m\s les régions d'où il est sorti.

Les protubérances ont sans doute une bauteur variable; mais il résulte de nos observations que les parties les plus brillantes ne dépasscMit jamais ■j.on ou a'io secondes. Audessus, on ne Noil pins (|ne des matiéi'es nuageuses et diffuses qui doi\cnt être extrêmement rar< fiées: on ne retrouve plus la structure blaire avec ses ma.sses comj)acles et ses formes nettement trancbées. On peut donc assurer que les flanunes proprement dites ne s'élèvent jamais au-dessus de la

1imit<- (jiic lions Ncnons (riii(li(|ii('i'; aii-dcssiis des flammes se lidiiviiit les miai^cs occupant une éteiuhic à jx'u près égale, tic sorte (juc la niaticn» roui^c ne s'étend pas au delà de /|Oo ou 5oo secondes. Les protubérances composées sont celles qui atteignent la plus grande élévation; leur hauteur est, en niov(MUie. égale à la moitié de leur liase. Un jet isolé dépasse rarement ()o secondes. Vjoutons à cela une rcMiiarque fondée sur des observations que nous allons bientôt citer. Les protubérances et les éruptions varient périodiquement, et leur période couieide à très-peu de chose près avec celle des taches. Si donc, dans la j)ériode d'activité, l'atmosphère solaire se dilate, il est possible que, dans la période de calme, elle reprenne ses dimensions primitives. En ce moment (août \S'j5), la chromosphère est très-basse, les éruptions métalliques très-rares, les protubérances proprement dites peu nondjreuses. Nous voilà donc à une époque où les matières, qui étaient naguère lancées à une grande distance du Soleil, se trouvent concentrées dans un espace plus restreint. Pendant récli|)se du mois dinril iS'jS, d'après les relations qui nous sont parvenues, la couronne et les j)rotubérances avaient une étenilue peu considérable.

§ lY. — Vitesse de formation des proluhcrances.

La rapidité avec laquelle se produisent les mouvements et les transformations que nous venons de décrire est extrêmement variable; afin de la faire mieux comprendre, nous allons apporter quelques exemples et décrire quelques-unes de nos observations.

Le 26 mai 1871, nous avions sous les yeux une masse nébuleuse ayant une hauteur de i'3o"; une heure et demie plus

tard sa liautcur était (IcNcmn' doul)!»-, ce ([u\ suj^posc une vitossc tl'eiiNiron [2 kiloiuclrcs nar second»', (/est Lion peu de eliose, et le nu>ii\<'iHeiil n'était sans doute piodnil (jue j»ar la légèreté spécifique de la matière inrand<'sccnte. >()us avons hien somcnt ol)sei\é des xitessesde Go. So et même i oo kilomètres par seconde. Lne seuU' lois nous avons vu un mouvement de 2Î)o kilomètres; l'éruption i\u \G oelohre nS'jr fut plus rapide encore, puisqu'elle nous donna une vitesse moyenne de 'ira kilomètres. M. Young a été témoin de phénomènes semblables, il a étudie des mou\enients de 200 et même 3oo kilomètres par seconde. J.e nuage que nous avons observé le 3 avril iS-jS est le plus élevé que nous ayons jamais vu; il montait avec une vitesse de 90 kilomètres.

L'éruption observée par M. Young se serait élevée de 4i3 kilomètres par seconde si elle n'avait pas éprouvé de résistance de la part du milieu qui l'environnait (' ); mais il faut bien distinguer la vitesse initiale avec laquelle la matière incandescente est lancée du globe solaire et la rapidité avec laquelle elle s'élève ensuite. Nous parlerons plus tard de la vitesse initiale : ce que nous observons directement, c'est le temps qu'une éruption met à se développer et l'étenduequ'elle occupe alors; nous en concluons la vitesse moyenne de sa propagation : c'est de cette vitesse moyenne que nous voulons parler en ce moment, et nous allons essayer d'(Mi donner une idée par quelques exemples.

Le 17 avril 1871, à i i''5o'°, nous observions, sur le bord sud-ouest du Soleil, un groupe de facules très-vives, et, au milieu de ce groupe, une tache sur le point de passer dans l'autre hémisphère. Au-dessus des facules, brillait un amas

(') Mont/ilj Notices R. A. Soc, décembre 1871, t. XXX, p. 5o.

(le jets liiniiiuMix a\;nil une li;iul('iir de i iniiuih' (Mixiron; il riait (liriui^ ohliciiuMiuMil (i coui'oinié pai- un amas do images assez iMMi (M(Mi<lii. \ii l)(>iit (le (Hi<'I(|ii('s iiiiniiles. ce jel devinl |>liis hrillaiit : a midi précis, son sommet s'inclina vers la i^auclie. tandis que la base conservait la direction indit|uée dans la fig. i {PL C). Au-dessus, nous vîmes une masse nébuleuse se développer avec une rapidité effravante. A midi i 5 minutes, il se forma sur la gauche un second jet dont il n'existait aucune trace auparavant; il donnait naissance à des images qui semblaient le réunirai! précédent, mais il était facile de reconnaître qu'ils étaient indépendants l'un de l'autre. Le jet principal se développait toujours; il était couronné jiar une espèce de chevelure ([ui se développait sans cesse, formant un immense arc parabolique, ou plutôt spiral, qui recouvrait en entier le jet secondaire; sa partie supérieure était dominée par luie masse énorme de nuages qu'il est impossible de décrire et dont la forme se modifiait d'une manière continue; leur hauteur était d'environ 4 minutes, mais leur contour supérieur n'était pas nettement tranché; leur vitesse était d'environ i /j3 kilomètres par seconde. ^\)us fîmes rapidement un croquis, mais il était impossible de terminer aucun dessin, car c'était un véritable changement à vue. A midi 3o minutes, tout était fmi ; on ne vovait plus que quelques flammes aux endroits d'où avaient jailli ces jets enflammés. Nous continuâmes nos observations d'une manière attentive jusqu'à 4 heures, mais sans rien voir qui ressemblât à ce magnifique feu d'artifice.

On voit, par cet exemple, qu'il ne faut point regarder comme des exagérations les descriptions pompeuses des observateurs, quoiqu'elles puissent nous surprendre par les dimensions étonnantes des phénomènes et par la rapidité avec laquelle se produisent les changements de forme. Dès les dé-

buts, M- r>ock\ cr ohscPMi des viU'Sscs de 3oo à /|00 kilomètr(\s; M. Hespij^lii assure avoir oljscrvé des vitesses initiales de ()()() à "jtu) et même 800 kilomètres C ). AI. Tacchini les évalue à mk) kdouiétres. Il faut bien recounaître que les éruptions lie |)i'ésentcnt pas soii\eiil une aussi i^raude étendue ; ou peut bien sii|)posi'r aussi (pie les mesures ne sont lias irr<-pi"otliables au pouiL de \ue de la précision. Nous u'iiésitous cependant pas à admettre ipie < <'s nombres ne s'érartent pas beaucoup de la vérité : ce cpie nous avons vu suffit pour nous faire comprendre qu'il n'\ a là rien d'inipcssible ou d'invraisemblable.

]MM. T^ockyer etRespigbi, parlant des pbénomènes (juils ont observés, les comparent à des explosions qui se succéderaient à de courts intervalles. Quelquefois même ils parlent de bombes (") et de détonations. Ces expressions ont sans doute écliappé à la surprise du premier instant, et elles ont été inspirées par la comparaison, qui se présente naturellement à l'esprit, entre les éruptions solaires et les phénomènes que présentent nos volcans; mais, quelque extraordinaires que puissent paraître les expressions emplovées par les observateurs, elles nous montrent avec certitude que les actions mécaniques dont ils ont vu les manifestations sont d'une violence incomparable.

Il ne faut cependant pas se hâter d'admettre sans < ()ntrê)le certaines vitesses exorbitantes. Un corps, lancé de bas en haut avec ime vitesse initiale de (")i2 kilomètres, s'éloii^nerait indéfiniment du Soleil ; il .sortirait de sa .sphère d'attraction

(') Mcin. stille protub. solari [Atli dclV Ac. R. (Ici Lincci, 1871, |i. 71, § III). Ces nombri-s ont ccpeiidaiit hcsoin dV-tre confirmi's.

(*) Sous ce nom de bombes, ils désignent sans doute des masses de jets incandescents qui restent pendant quelque temps comme suspendus dans Vatmosphère avant de se dissoudre. *