SI

ronces (|iii existcnl dans les dclails. l ne |)i(»liil)i'i aiuc ([iic l'on voit lU'tte et disliiutc avec un lailjlo grossissement perd son relief «t sa netteté lorsqn on grossit davantnge : c'est là snrtont ([lie se trouve la cause des différences (jui existent enti'e les figures de M. laccliini cl les nôtres, l ne Innelte j)lus faible ne fera voir (jue le jet principal, (pii sera hrdiant et présentera une tonne netlenien; accusée; une lunette grossissant davantage lera voir les niasses |)eu lunnneuses cpii environnent l'objet principal, et l'ensenible possédera uw aspect nébuleux assez différent du précédent. C'est ainsi f[ue les taches peuvent être observées avec toutes les lunettes; mais il n'v a (jue les grandis (pii fassent voir les plus petits détails. Il n'en est pas moins \rai (jue la forme générale d'une protubérance est coiniuc avec certitude et est dessinée d'une manière exacte, quel que soit le spectroscope qu'on emploie à cet u.sage.

Nous terminerons ce Chapitre par luie réflexion importante. Nous avons vu que la durée des éruptions ost comparativement très-courte, que les protubérances elles-mêmes sont trèsvariables. Tout cela nous montre que, malgré l'assiduité et la persévérance des ob.scrvateurs, nous ne parvenons à connaître qu'une très-petite partie des phénomènes qui se passent à la surface tlu Soleil. Si les plus habiles parviennent à enregistrer un certain nondjre de faits, la nudtitude de phénomènes qui échappent à leur attention est infiniment plus considérable. C'est j)our cela que nous avons engagé plusieurs savants italiens à s'entendre pour faire ces observations d'une manière svstématicjue : c'est le seul moven de découvrir les lois que nous cherchons à connaître. La Société des spectroscopistes italiens tpii s'est formée nous déchargera, espérons-le, de la lourde tâche (pie nous nous étions impo.sée, de surveiller journellement le contour du dis{jue solaire : cette étude est II. 6

hiiMi plus |)énlblc que colle des taches, et ee|)(Mi(lnnt nous lie lavons pas interrompue depuis le 23 avrd 1871 juscpià rcpo(]n(^ actut^Ue (janvier 1876). Nous sommes heureux de pouNoir ajouter cju<' le nomhi'c des ol)S(M'vateurs s'aecroit constauinienl. Le P. l.aloiil Nient d'eriijcr à Caleutta un observatoire destiné à robstM'vation du Soled, et plus sj)écialemrnt à l'étude des protubérances. A Potsdam, à Oxford et en Ameri(|ue, il v a déjà des observatoires semblables, et bientôt nous n'aurons plus rien à désirer sous ce rapport.

Conclusion .

Les phénomènes que nous venons de décrire sont incontestablement des éruptions, dans le sens naturel de ce mot : nous ne saurions en douter à la manièi'e dont les masses incandescentes sont lancées dans ralmosjîhèie solaire. Mais ces mouvements sont-ils (lus à une j)oussée, ou faut-il les attribuera une aspiration;' Ce n'est pas à nos v(uix qu'il faut demander la réponse à cette question imj)ortante; nous ne pouvons la résoudre qu'en réfléchissant et en raisonnant sur l'ensemble des faits, en comparant ces phénomènes d'éruption avec ce (pie nous avons appris dans l'étude attentive des taches solaires. Nous renverrons donc la solution défhiilive à lui autre Chapitre; mais il nous parait évident, dès maintenant, que la plupart des circonstances qui entourent ces phénomènes nous conduisent à l'hypothèse d'une poussée venant de l'intérieur |ilut<')t qu'à luie force d'aspiration que nous ne saurions expliquer d'une manière satisfaisante.

CILVIMTIU- IV.

ANXLYSK SPKCTRAI.E PF-S l'Ron «Kll \M KS i:> f)tm»H> DES KCLII*SES.

§ I - — fîatcs observées deins les protubérances.

Nous avons appris cleja, j)ar les observations laites durant les éclipses, quelesprotul)éraiîCPS sont en grande partie composées d'hydrogène. Dans ses observations de 1868, jM. Ravet a constaté que plusieurs autres sujjstances entrent dans leur comj)osition. Après la découverte capitale faite par ]M. Janssen, on se mit bien vite à rechercher et à étudier ces autres raies en plein soleil. Nous allons faire connaître, dans ce Chapitre, les conclusions les plus importantes auxquelles on ne tarda pas à arriver.

Les différentes raies de l'hydrogène ne sont pas également faciles à voir; il en est deux qui sont toujours visibles: Ha = G, HfS := F. Il est difficile de voir la troisième, H y = 2-f)3,5K, près de G, dans le bleu foncé, et surtout la quatrième, Hd^ = 3363, 5 K. D'après une remarque de M. Lockyer, ces deux dernières raies n'existent que ([uand le giiz est porté à une température très-élevée; donc, lorsqu'on ne les aperçoit pas, cela peut tenir à une température relativement basse. Il faut cependant se tenir en garde contre des conclusions trop précipitées, car ou s'exposerait à mal interpréter un fait purement négatif. M. T.orenzoni a montré que, si l'on veut observer avec exaclitude les raies les plus réfrangibles, il faut éviter u\\ pouvoir dispersif troi) considérable et

- Si —

niettir la lunette au point d'une manière toute spéciale pour ce cas particulier. Ou sait eu effet que, clans les meilleiuvs lunettes achroniaticjues, le foyer optique n'est pas le même pour tous les ravons; raclu'omatisme n'existe que poiu' les couleurs qui contribuent le [)lus à la vision, et les rayons les plus reirangibles ne sont pas rigoureusement compensés : il faut donc mettre exactement 1 image solaire au foyer propre à cliac|ue raie, si l'on veut la voir avec netteté. En opérant ainsi, M. Lorenzoni a réussi à v(iir, sur tout le contour du disque solaire, la (piatrième raie II7; il eu a même vu une ciu(piième ([u'd a ap[)elée /, et qui correspoufl à la longueur d'onde 4584 (Angstroini). il a remarcpié que cette raie, peu visible dans le voisinage des pôles, était plus facile à observer tlaus les régions équatoriales et auprès des taches [*).

Outre les raies de l'hydrogène, on voit toujours la raie jaune J),, cpTou avait d'abord confondue avec celle du sodium, mais qui est notablement plus réfrangiljle. En ol)servant avec un puiss;;nt spectroscope de Merz, nous avons h()U\é ([ue, si nous prenons pour unité la distance entre 1), et Do, celle de D^ à D3 sera égale à 2,oG. Cette raie n'appartient pas à l'hydrogèui^ : on l'a inutilement cherchée dans le spectre de ce gaz, en opérant à toutes les températures et à toutes les [)ressions que l'on peut obtenir; on est donc en tlroit de penser (pi'elle est due à une autre substance. Nous devons cependant signaler deux circonstances importantes : 1° on observe cette raie toutes les fois cju'on trouve dans les protubérances le spectre de l'hydrogène; il semble donc bien difficile d'admettre que la substance cpii la produit n'ait aucun rapport avec ce gaz ; 2" le spectre normal ne

i ') P'oir les Mémoires des spcctroscopistes iudiens, 1872, p. y et suiv.

contient aucune raie noire correspondant à cette position Dy. (-e lait est très-grave, et on le regarde comme inex])licable dans la théorie de Kirclihoff. M. Tluggins a cru apercevoir une faible ligne noire occupant la même position dans le spectre direct; mais il avoue lui-même que ce phénomène n'est pas constant et que, à la place de la raie noire, il a quelquefois observé une ligne brillante. Nous avons aussi constaté pins d'une fois l'existence de celte liijne brillante, mais elle nous a toujours paru très-faible. Dans tous les cas, lalignenoire, telle (ju'on l'a observée dans le spectre direct, n'a jamais présenté u n (M n tensité comparable à celle de la raie bri 1 lan te qu'on trouve dans le spectre des protubérances, et cette circonstance suffit pour nous faire établir une différence entre les deux phénomènes. En disposant la fente du spectroscope tangentiellement au disque solaire, nous avons remarcpié, à la base de la raie D^, ime raie noire semblable à celle qu'on observe en C. Celte raie non-e semble due à l'absorption que la chromosphère exerce sur sa propre lumière; de plus elle coïncide avec une autre raie qui est produite par l'atmosphère terrestre lorsque le Soleil est près de l'horizon.

D'après M. d'Arrest, les longueurs d'onde correspondant à D3. C et F donneraient la relation suivante : D3 -- 3 (2C 4- F). Nous crovons pouvoir douter de l'exactitude de cette équatio;i , car la longueur d'onde employée par INI. d'Arrest pourDg ne s'accorde pas avec nos mesures; mais, si nous sommes dans l'erreur, si la relation que nous venons de citer est exacte, on pourrait penser que cette raie est due à un phénomène d'onde résultant de deux autres. Ainsi se trouverait résolue l'objection contre la théorie de Kirclihoff, objection tirée de ce fait, que la raie D3 ne se renverse pas dans le spectre direct. D'ailleurs, ce fait j)ourrait s'expliquer d'une autre manière : il suffit d'admettre que la substance qui jiroduit cette raie est

assez légèiv pour s\M('\(M' au-dcssiis; des auti'es, et en mèiiK' tcmns (|H Clic est en ti"C)|) pclilc (jiianlite pour lormci' une coiH he absorbante capable de prcMiuire ie l'en versement.

.Mais d<'s observations posténeures nous ont con>aincu que rett<> raie appai'tient bien à une substance spéciale. La liauleur de la raie D;, n'est pas toujours exactement proporlioiuu'lle à celle de C et de F, et même Doiiati, dans reclijise de iS-o, a lron\é qu'elle était ])lus élevée que les deux autres. En t86o, les protubérances nous ont paru couronnées de jaune, et ^I. de la Rue a fait la même remarque. Il est facile de constater, tlans les observations spectrales, que cette raie n'a pas toujours la même intensité relative; les gerbes des éruptions présentent en C et en F des lignes diffuses et estompées, tandis (|iie la ligne jaune est toujours nettement trancliée en même tem|)s qu'elle offre un développement plus considérable; il ne semble donc pas qu'on puisse l'attribuer à Ibvdrogène, puisque son développement ne suit pas les mêmes phases que d'autres raies qui appartiennent certainement à ce gaz.

La Chimie ne nous a, jusqu'à présent, rien dit de satisfaisant sur cette question; nous attendrons qu'elle ait parlé, et, en attendant, nous supposerons que la raie D^ est due à une substance paitieulière, très-analogue à l'hvdrogène, pour laquelle nous adopterons le nom déjà proposé de hélium. Il y aurait lieu d'examiner rhvdrogène contenu dans les pores du fer météorique, pour voir s'il ne donnerait pas cette raie; mais les chimistes qui s'en sont occupés jusrpi'à présent n'y ont rien trouvé de pareil, bien qu'ils y aient reconnu le gaz des comètes.

Outre les raies que nous venons de signaler, D3 et celles de l'hydrogène, l'étude des éclipses avait fait reconnaître celles de plusieurs autres substances, et il était intéressant de cher-

cher à les retrouver dans les t>l)servalioiis laites en plein jour. M. Lockyer a réussi le j)reinier à voir eellesdu in.i}4iiesuuu, eL nous-mème, le 20 mai iH(><), nous avons eu h' bonijeur de rencontrer, pour la prcnnèrc fois, iiwr pi-otubérance exlrènicnicnl riche. ()nli-c I), <l les raies (!<■ riis<lr(i<.iène a, [j et y, on en remarcjuail surfont deux autres : Tune i)rillait entre les deux raies voisines du niai;nésinin, h,. />, ; l'autre était la raie /^, du magnésium renversée : elles sont représentées en h (Jig. 17G). Nous en avons remarqué quatre autres, y

Fi;;. 17G.

et z situées entre h et F, x entre D^ et b, et enfin une dernière très-faible en t, tout près de D^. Il nous a été impossible de déterminer avec certitude les sidjstances chimiques qui correspondent à ces raies secondaires ; nous crovons que X appartient au fer.

Une circonstance nous a j).un très-singulière, c'est que, de toutes les raies qui caractérisent le magnésium, une seule était renversée; les autres restaient complètement noires, et une seule se montrait brillante dans l'intervalle qui les sépare. Ce fait était de nature à nous préoccu])er, et il soulevait bien des doutes dans notre esprit, et des objections de la part d'autres savants qui regardaient l'observation comme erronée; mais le temps et l'expérience nous ont éclairé sur ce sujet. Nous avons constaté que ces raies intermédiaires appartenaient au fer, et que celles du magnésium ne .se renversaient pas toujours toutes ensemble. Nous avons été confirme dans cette pensée, le 6 mars 1871, en voyant réellement et avec

corlitiulo les raies du magnésium très-fortes, très-larges et si éclatantes qu'elles se diffusaient de manière à former des ovales brillants qui remplissaient l'intervalle compris entre

l'ir

M. Lockyera réussi à voir renversées un très-grand nombre de raies, et surtout celle du sodium, observation devenue ensuite très-comnume. Un jour, il a pu observer ainsi le spectre renversé presque tout entier. Le G mars 1869, au moment d'une violente éruption, nous avons eu le bonlieur de voir, à notre tour, cet intéressant phénomène. Le spectroscope était dirigé vers la région du \ ert, où se montraient plusieurs raies renversées ; tout à coup une bande brillante se développa longitudinalement au milieu du spectre; elle effaça complètement toutes les raies noires, qui devinrent aussitôt brillantes. On eût dit qu'un fragment de la photosphère venait d'être lancé sur la fente du sj)ectroscope. Ce spectacle dura à peine quelques minutes, et le spectre reprit son aspect ordinaire.

En étudiant avec beaucoup d assiduité et de patience les grandes éruptions, on a réussi à observer un grand nombre de raies renversées; on a donc pu, en plein jour et en dehors des éclipses, constater l'existence de plusieurs vapeurs métalliques dans l'atmosphère du Soleil par leurs raies directes : telles sont les vapeurs du magnésium, du sodium, du baryum, du fer, du titane, du chrome, du calcium, etc. Ces

mélaux sont précisément ceux doiil les raies tlevicmienl j)lus largc's dans le spectre des taelic^s.

Nous repi'oduisoiis ici uni' liste dressée par M. Youn<i, dans laquelle se trouvent indicpiées tontes les raies dont on a constaté le renversement dans ratmosj)lière du Soleil. La j)remiére colonne contient un numéro d'ordre. La deuxième indicjue la |)osition de chaque raie d'après l'échelle de Kirchhotl. La troisième fait connaitre la longueur d'onde correspondante d'après Angstrom. La quatrième exprime la fréquence relative du renversement; le nombre loo correspondant à une raie qui serait habituellement et constamment renversée, le nombre Go par exemple, qui se trouve sur la première ligne, signifie que la première raie est visible dans Go observations sur loo. La sixième contient les noms des sul^stances chimiques correspondant aux différentes raies. I^a dernière indique le nom des savants qui les ont observées les premiers : Lockyer (L.), Janssen (J. ), Rayet (R.)? Lorenzoni (Lor. ), Herschel (H.), etc

Catalogue des raies rcrnersces dans le spectre solaire, dressé par M. Yoi nc.

MULRO

NOMURE

LONccEcri d'onde

FRÉQl'EXCE