DG

Il \ a oiicoitMraulres raies ([iroH aperçoit [)Uis rarement et dont r()l)servati()n est très-intéressante, par exemple eelle que nous appelons B-C; elle est située à une distance de C égale à o./jj de 1)0. Elle a été découverte par M. Respighiet, d'après Al. Youiig, elle coïncide avec 654,5 K. Elle est si vive qu'elle peut quelquefois servir à étudier la forme des protubérances, et sa présence e.st le meilleur moyen d'apprécier les éruptions métalliques. Elle est souvent accompagnée d'une autre raie heaueouj) moins visible, située à peu près à égale distance entre B et a.

On aperçoit bien souvent la raie i474 K.-? tlont nous avons déjà parlé à propos des éclipses ; elle est toujours accompagnée d'un grand nombre de celles qui caractérisent le fer; mais, d'après nos reclierches, on ne doit pas rattribuer à ce métal. ^1. Janssen assure que cette raie; est plus forte dehors que sur les protubérances : telle au moins elle s'est présentée h lui dans l'éclipsé du 5 avril iS-ya. M. Lorenzoni voit habituellement /= 4544 d'Angstrom, Les autres .sont indiquées dans le tableau ci-dessus.

Pour voir ainsi les raies renversées sur le bord général du disque solaire, il faut choisir un momenl où l'atmosphère est parfaitement pure et transparente; il est absolument impossible de réussir lorsque le ciel est brumeux et blanchâtre, car la lumière atmosphérique masque alors complètement le phénomène qu'on veut obser\er. Il est bon de mettre la lunette en mouvement plusieurs fois de suite: il arrive rarement qu'on aperçoive les raies renversées du premier coup;

de Palermo, nous dirons quo, ayant appliqué le prismo à vision directe à lu lunette de Palcrme pour former le spectre sur la fontt! du spcctroscopo, les mastics se sont bientôt fondus, ce qui ne nous est jamais arrivé à Rome avec une lunette de puissance égale.

mais, en revenant à la eliarfjo, on finit par les voir. Telle est la prati(|ue (le M. raeeliini. Il faut de pins employer une excellente Inncltc, car, si elle n'est pas capable de donner une image nette des objets qui ne sous-tcnd'Mit rpTun an<^le moindre que une seconde, elle ne pourra évidemment ])ns servir à observer cette couche si mince, dont la composition est si complexe ; il s(M'a impossible de voir des raies dont 1 épaisseur ne con'esj)ond (jn'ii une fraction de seconde: aussi M. Proctor a-t-il raison de dire qu(\ pour distinguer tous ces détails, il faut employer une limette capable de résoudre des étoiles doubles très-voisines, comme '/ d'Andromède. Il faut cependant évite r un grossissement et une disjiersion trop considéi'ables, qui feraient perdre trop de lumière.

Les raies renversées n'ont j)as toutes la même hauteur. Si 1 on en excepte celles de l'hydrogène, elles sont généralement très-basses. Cependant, lorsqu'il se présente des nuages très-brillants au-dessus des éruptions, nous avons quelquefois observé des raies métalliques à des hauteurs de 60 et même 90 secondes; mais ces cas sont très-rares. Les métaux ne se nK)ntrent généralement qu'à la base des j)rotubérances ; aussi pouvons-nous regarder la présence des vapeurs métalliques à des hauteurs considérables comme le caractère qui distingue essentiellement des protubérances ordinaires les éruptions proprement dites. Dans les régions situées au-dessus de 90 secondes, nous n'avons jusqu'à présent observé que l'hydrogène. M. Tacchini fixe à 10 pour 100 le nombre des protubérances à spectre mixte; les 90 autres ne contiennent que riivdrogène mélangé à la substance qui produit la raie D3. ^lais il faut distinguer les époques d'activité solain^ : en temps de calme, les raies métalliques sont très-rares; cCst ce qui s'est vu par exemple en 1874 et iS'yS.

Il n'est pas nécessaire d'observer des protubérances élevées II. 7

pour voir los raies métal li(|iie.s: partout où la cbromosphcre est vive et composée de flammes brillantes, quelcpie faible que soit sa bauteur, elle donnera naissance à un spectre multiple (' -. \e magnésium et le fer seront toujours en plus gi'ande quantité (jue les autres métaux. Ce n'est donc pas seulement dans les éruj)tions qu'on voit certaines raies du spectre renversées; mais on peut obser\er ]o même pbénomène dans des portions très-considérables du contour solaire sans (pi'il v ait de protubérance proprement dite. Cette rein uxpie <>st extrêmement importante, car elle niontre que les j)rotubérances ne sont que des variations de niveau d'une eoucbe qui enveloppe comj)létement le Soleil. Nous avions annoncé ce fait depuis longtemps, et l'observation des éclipses nous jiermettait déjà de le regarder comme certain. I>a eoucbe rose qui se voyait au bord du Soleil éclipsé, s'étendant sur des arcs très-grands, n'était que la ciu'omospbère.

AI. Cornu a montré, par des expériences concluantes, que les raies ne se renversent pas toutes à la même température; il ne faut donc pas èti'e surpris que la ebromospbère nous présente un si petit nombre de raies brillantes, tandis cpie le spectre solaire contient une telle multitude de lignes noires : c'est une question de température, compliquée de la nature des sidjstances, qui ne nous sont pas encon^ toutes connues.

§ m. — De quelques particularités des raies spectrales.

T^orsqu'on observe au spectroscope les protubérances les ])lus brillantes, on remarque plusieurs particularités qui semblent au premier abord peu importantes, mais qui sont

(') TACcniM, Conferenza siille forme délie protuberanze, etc. Palermo; 1872

cependant très-intéressantes, à cause des conclusions qu'on en peut tirer, l^c langage de la nature est toujours rempli des nuances les j)lus délicates, surtout lorscju'il s'adresse à nous par le moyen du spectroscope ; il fauL l'étudier avec soin, afin de le l)i('ii comprendre; il ne faut pas négliger un seul tiétail, (piehjuc minime qu'il paraisse, car les plus petites particularités peuvent être la source de conséquences importantes, comme nous le \ errons bientôt de la manière la plus évidente. Les faits dont il s'agit n'ont pas encore été

FifT. 180.

étudiés assez complètement pour que nous puissions apercevoir les liens qui les unissent ; nous les exposerons donc simplement avec toute la clarté et la précision possibles.

Dans ces recherclies, la fente doit avoir peu de largeur, et l'on doit être en mesure de la régler convenablement suivant les besoins de l'observation. On ne doit ])as la rendre trop étroite, car, en diminuant outre mesure l'intensité de la lumière, on nuirait souvent au résultat.

La fente étant disposée perpendiculairement au bord, on voit la raie C présenter la forme indiquée dans lay?»-. 180. Elle est divisée en deux parties distinctes par le bord luimême; à l'intérieur du disc[ue elle est noire, tandis qu'elle

(>>t hrillaiitt' à Tcxlôridir. Tel osl \c ras onliiiairo et pour ainsi diir normal ; mais il se présente souvent une particularité sur laquelle nous voulons appeler l'attention du lecteur : lorstju'on observe une protubérance un jh'u ^ive, ou voit souNcnl la partie brillanle empiéter sur la surface du disque, (M ([uelquefois dune cjuanlité considérable (^7^'. 181); alors

Fig. iSi.

l'ilr jjarait terminée en pointe eiTdée à ses deux extrémités, même à la partie inférieure. Ce phénomène s'observe surtout auprès d(\s taches; la raie brillante se prolonge alors jusqu'au noyau, bi(Mi ([u il soit encore éloigné de quelques secondes du ])()rd solaire (fig. 182). I/éru])tion dont la raie brillante

nous révèle l'existence s'étend donc sur toute la région comprise entre le bord de la tache et celui du disque. Nous avons observé ce phénomène tant de fois qu'il devient inutile d indiquer les dates des observations.

Quelquefois la raie brillante est élargie à sa base {/îg. i83\ et elle se termine à sa partie supérieure en pointe tellement fine que, là où elle cesse d'être visible, il est impossible d'apercevoir la raie noire de l'atmosphère terrestre; on ne voit

— ini —

qu'imc teinte miilornio sans aucmic apparonce de ligne lumineuse ou obscure : le j;a/ incandeseent existe donc au-dessus de la partie visible de la raie brillante, seidenient son éclat v est moins vil, et la luniière (|M"ii ciiNdic se (rouNc Mi;is(pi(''(' j)ai" cell<' de notre atmosphère. On a autrefois cnnt<'sfe la légitimité de (M'tte conclusion, mais il csl impossible d'en douter

Fi(j. iS3.

maintenant, car elle est confirnKN^ par les o])servations faites pendant les éclipses.

La raie brillante présente quelquefois une forme tout à fait différente : elle est composée de deux parties de largeur inégale, situées sur le prolongement l'une de l'autre [fig- i84);

Fis. .84.

la partie la plus voisine du Soleil est i)lus large; puis le diamètre varie brusquement sans aucune transition, et la partie supérieure est composée d'un simple filet très-mince et trèsfaible. Il v a donc deux régions séparées par une limit(» nettement <léfinie, dans lesquelles régnent des tempéralun^s bien différentes l'une de l'autre. Ce sont probablement deux jets indépendants superposés qui produisent cette apparence. La raie D, présente la forme indiquée dans ^^ Jig. i(S5.

Nous avons tléjà dit que sa hauteur et son éclat ne sont pas toujours en rapport avec l'eelat et la hauteur des autres raies (*). Comme elle se projette sur un fond clair, on ne peut pas observer toutes ses dilatatit)ns avec autant de précision que celles de la raie C. On peut cependant la mettre à profit pour analyser les grandes protubérances avec une fente plus large, car alors ou voit briller dans cette couleiu' les principales veines fluides; elles sont très-vives et compléte-

Fig. i85.

ment débarrassées de la nébulosité qui les enveloppe toujours dans la ï\'iie C.

La raie F est ordinairement moins élevée que 1), et elle est plus dilatée à sa base Jig- i8G). Si on la regarde attentivement avec un spectroscope puissant, même flans le spectre solaire direct, on trouve que, au lieu d'étn- nettement tranchée, elle est diffuse et conmie estompée sur les bords. Cette raie présente la même apparence dans le spectre de Sirius et dans celui des autres étoiles apj)artenanl au même tvpe. Sa

(') Ces faits ont été révoqués en doute, m is ils sont confirmés par les observations de M. Lockyer. {Proceedings of ehe Rora/ Society, vol. XVllI, p. 3.55.)

- lOli

clilalatioii est trùs-seiisihlc; sa partie suj)éri<'urt' se termine souvent en pointe, tandis que la base pénètre dans l'intérieur

Fi|T. i8'i.

tlu disque solaire. I.a partie brillante ressemble alors à un ter de lanee dont la raie noire représente la tige [fig. 187).,

Fi{î. 187.

§ n — Conclusions qui résulte ni des pari iralari tés signalées dans le paragraphe précédent.

Les phénomènes dont nous venons de parler sont extrêmement intéressants, à cause des conséquences que nous pou-

— loi — vons vu dcdulvc ivlativoincnt à lu température du Soleil et à la pression qui s'exeree sur la surface de cet astre. Pour conuuencer par la pression à laquelle est soumise la chromosphère, les dilatations qu'éprouvent les raies nous montrent qu'elle n'est pas aussi faible (ju'on l'axail su[)[)()sé; car, d'après les recherches de rliicker, de Wûlliier et (\c Cailletet, les raies de riiw'rogène ne commencent à s'élargir et à devenir diffuses qu'à la j)ression de 4oo millimètres, c'est-àdire 4 atmosphère en\ iron ; la pression à la siu'làce du Soleil doit donc être au moins égale et même supérieure à cette limite; mais, en considérant l'intensité de la pesanteur à la

Fit'. i88.

surface solaire, la masse capable d'exercer cette pression serait bien peu de chose.

Lorsque la fente est disposée tangentiellement au bord du disque, on voit encore les raies se dilater et se gonfler aux points où elles traversent les protubérances //g. i88). Il est vrai que la chaleur peut produire un effet analogue : lorsque la température s'élève, les raies deviennent plus larges sans que la pression devienne j)lus considérable; mais, dans ce cas, le bord de chaque raie demeure nettement tranché, tandis qu'il est diffus ou estompé lorsque le gaz devient à la fois jdus chaud et plus dense.

Dans le spectre du Soleil, aussi bien que dans celui des étoiles, les raies les plus réfrangibles sont aussi les plus diffuses. Le spectre de Sirius présente des raies très-dilatées,

— IOj —

comme l'indique ^njig'. i8(); ce phénomène n'est pas aussi prononcé dans le spectre solaire, mais il y est déjà bien sensible.

T.a diffusion correspond généralement au\ parties les plus brillantes des protubérances, et, lorstprellessonL nond)reuses, les renflements se succèdent connue les grains d'un chapelet

rij. 1S9.

Ra.

i/ig. 190 et 191 . La partie la plus large n'est pas toujours la plus basse, mais elk^ correspond à la région la plus vive. Ainsi l'on trouve une dilatation plus considérable dans les nuages qui suiinoiitent les jets filaires que dans la partie filiforme qui se développe à la base. On a voulu expliquer ces

Fig. 190.

Fig. 191.

phénomènes en les consitlérant comme de simples apparences dues à l'irradiation; à cela nous devons répondre que nous avons observé la diffusion des raies avec un grand nombre d'instruments sortis des ateliers des meilleurs opticiens; il est impossible d'admettre que tous ces instruments présentent d'aussi grands défauts; d'ailleurs cette exj)lication ne saurait s'accortlcr avec les apparences que nous offre l'observation directe du spectre des gaz. En examinant des tubes de Geissler à des températures très-différentes, nous obtenons ordinaire-

— ior> —

ment pour l'hvdrogène deux spectres absolument différents. Le j)remier est composé de quatre raies fondamentales fines et nettement tranchées, accompagnées d'un grand nombre d'autres raies plusfines : c'est celui qui a été décrit })arM. Morren. Nous avons obleiui un résultat différent en faisant agir sur la bobine le coiu'ant de douze grands éléments et en augmentant la tension de la décharge par un condensateur; examiné à l'œil nu, le tube était d'un rouge plus foncé que dans le cas précédent; en l'observant au sj)ectrosco})e, nous avons constaté que h's raies secondaires avaient disparu; il ne restait plus c[ue les quatre principales, très-belles, brillant d'un vif éclat, mais beaucoup plus larges qu'à l'ordinaire. L'expérience avant été prolongée pendant quelque temps, nous vîmes apparaître une raie jaune; nous avons pour un instant cru voir la raie D3 ; mais cette raie jaune appartenait au sodium dû à la décomposition du verre. On voit donc que, par la seule élévation de la temj)érature, on obtient un spectre composé de quatre raies principales, comme celui des protubérances du Soleil; mais cette température doit être extrêmement élevée. Nous avons essayé de calculer la température du filet d'hydrogène ainsi illuminé, et nous avons trouvé un chiffre que nous hésitons à énoncer : ce serait 5ooooo degrés au moins!

Il resterait à examiner, pendant les éclipses, si le sommet des protubérances ne donnerait pas le spectre de premier ordre de l'hydrogène. On serait porté à le croire, caries raies sont très-fines dans ces régions ; mais cette observation ne peut être ïiùU' en dehors des éclipses, car l'illumination de notre atmosphère empêcherait de reconnaître les bandes secondaires, qui sont peu lumineuses (^ ).

(') Celte expérience, faite lors d'une cclipsc, trancherait la question de savoir si

Si nous connaissions la pression à laquelle sont soumis les gaz qui composent la chroniosphère, nous pourrions évidemment, à l'aide du spcctroscope, déterminer leur température. Réciproquement, étant donnée leur température, nous arriverions à connaître leur pression; mais, dans l'état actuel de nos connaissances, il nous est impossible de séparer ces deux inconnues, et le problème reste indéterminé. Tout nous porte cependant à penser que cette température est extrêmement élevée, et surtout il nous semble impossible d'expliquer autrement la rapidité surprenante avec hujuelle se soulèvent les masses énormes qui constituent les éruptions dont nous avons déjà parlé. Elles continuent à s'élever avec une vites.se très-considerable, même lorsque leur partie inférieure est séparée du boi'd solaire; on doit cependant supposer qu'elles sont alors soustraites à l'action de la force d'impulsion qui a produit le mouvement. Cette force a donc dû être j)rodigieuse, ce qui indique une grande quantité de clialeur dépensée et transformée en force vive.

Lorsqu'un gaz s'écoule dans le vide, la vitesse qu'il possède dépend de la température, et ces lois paraissent s'appliquer au mouvement des gaz incandescents qui composent les jjrotubérances solaires. M. Rayet, partant de cette idée, a calculé les vitesses que posséderait un gaz s'écoulant librement dans le vide à la surface du Soleil. Voici les résultats auxquels i\ est parvenu :

Températures. Vitesses.

o km

looo 17

3oOO 2"

les spectres des (jnz sont doubles ou simples, et si les bandes du spectre de l'Iiydiojjène donné par M. Morren sont dues à l'acétylène ou aux impuretés des gaz.

AI. Ravot s'arrête à 3ooo degrés, mais c'est une limite beaiKoiiji trop faible; car on peut assurer avec cerlitudc que la t(Miipérature de la surface solaire est beaucoup plus élevée. Supposons seulement looooo degrés, nous arriverons à i53 kilomètres par seconde, vitesse que l'on a réellement observée.

En considérant ces vitesses énormes, ces courbes en forme d'arcade qui rappellent celles de nos aurores boréales, on s'est demandé si tous ces changements de forme des protubérances étaient dus à des mouvements mécaniques. Ne seraient-ce pas de simples apparences dues à des changements d'état physique? Ces changements d'état ne seraient-ils pas produits par des actions électriques ou par quelque autre force de même nature? Les masses nébuleuses s'illuminent avec tant de rapidité, elles se dissolvent ensuite en si peu de temps, que l'on est porté à voir là une transformation momentanée plutôt qu'un transport réel de matière pondérable.

Xous sommes loin de nier l'existence et l'action des forces électriques dans le Soleil. En supposant que les changements de forme des protubérances soient simplement j)roduits par des exj)ansions de matières gazeuses, il est évident qu'il en résultera un développement considérable d'électricité. Il y a cependant des difficidtés sérieuses qu'il convient d'examiner attentivement.

Quelle est la nature intime de cette force que nous appelons y électricité? On la regardait autrefois comme un fluide d'une nature particulière, seul capable de produire les phénomènes que nous appelons électriques ; on pouvait alors supposer ce fluide animé d'un mouvement très-rapide, et admettre qu'il agit dans la masse incandescente du Soleil d'après les mêmes lois que sm- la Terre. Mais les physiciens ont adojjté aujourd'hui une manière de voir tout à fait différente;

|)()Ui' «'ii\, lc*s phénomènes clectricjiic's sont de simples manifestations extérieures (les modifications intimes que les corps éprouNcnt dans leur état thermodynamique (') S'il en est ainsi, ces mêmes phénomènes doivent se manifester dans le Soleil, mais sur une tout autre échelle, et sans doute avec des apparences bien différentes. J.a température habituelle est déjà si élevée qu'elle met les molécules des gaz dans un état comparable à celui que nous j)i'()(luisons artificiellement cl d une manière passagère à laide tles forces électriques les plus puissantes qui soient à notre disposition. Si donc ces mêmes forces agissent sur la matière déjà incandescente qui compose le Soleil, elles doivent produire des phénomènes qin nous sont tout à fait inconnus. Tout ce que nous pourrions dire serait donc un jeu de notre imagination, et ce serait nous tromper nous-même que d'apj)liquer à la Physique solaire les lois des phénomènes électriques que nous étudions dans des circonstances absolument différentes. Ajoutons cjue déjà, lorsqu'il s'agit des phénomènes relatifs au globe terrestre entier, les choses ne sont plus si claires. Quelques physiciens admettent que tout le globe est électrisé, c|uelques autres ne l'admettent pas ; et ainsi de plusieurs autres questions.

On a fait remarquer avec beaucoup d'insistance que les grandes éruptions solaires coïncident ordinairement avec les aurores boréales terrestres. Comme ces derniers phénomènes sont, certainement électriques, on en conclut cjue l'électricité doit aussi agir sur le Soleil et réagir sur la Terre. Nous lie nierons pas cette coïncidence, car elle se vérifie bien souvent. Nous ferons même r<'marquer que, longtemps avant les der-

(') Cette proposition nous paraît lésiinier la nature des phénomènes électriques indépendamment de toute hypothèse sur la nature de l'agent, que ce soit Iclher ou un autre fluide spécial.

- lin ~

nières découvertes, en 18G1 surtout, nous avions signalé la coïncidence des aurores boréales avec les apparitions des taches, ce qui veut dire, comme nous le savons maintenant, la coïncidence avec les éruplions et par conséquent avec les protubérances. Le P. INIancini avait même, à notre demande, fait une discussion très-étendue, el prouvé que les coïncidences sont très-nombreuses. Le P. Ferrari l'a continuée sous notre direction, avec un succès toujours plus assuré. Nous sommes jHM'suadé qu'il existe une relation entre ces deux ordres de phénomènes. INIais quelle est cette relation ? Comment Télectricité solaire peut-elle avoir une influence cjuelconque siu' le £[lobe terrestre? Si l'espace qui sépare les deux astres est vide de matière pondérable, l'induction électrostatique est impossible, aussi bien que la communication directe de l'électricité. L'induction dynamique pourrait bien s'exercer, de même qu'elle s'exerce entre les aimants à travers des espaces vides, mais nous ne savons rien sur son mode d'action. Cette action se propagerait-elle par la composante des mouvements longitudinaux de l'éthcr ou par les vibrations transversales qui produisent la lumière ou par les petits tourbillons qui propagent le magnétisme? Le magnétisme solaire parviendrait-il jusqu'à nous sous forme de rayonnement lumineux, de sorte que la lumière puisse être appelée un mouvement magnétique (')?

Il faut avouer que la Science n'est pas en état de résoudre ces questions, et le temps qu'on emploierait à les traiter serait ici perdu pour notre sujet. Ce qui nous paraît actuellement

{'; M. Maxwell a déjà développé une a Théorie magnétique de la lumière, » qui n'est autre chose au fond que la propagation de la lumière et du magnétisme par le même éther; mais il reste à décider si c'est un mouvement identique ou diflerent qui constitue les deux phénomènes, lumière et niaguélisnie.

- ni -

le |)liis |)r()l);il)lc, c'est ([lie : i" le Soleil a^Mt (rime manière l)i(M) assiii'ée, mais j)etit-("li'e indii'ecle, sur les causes (|iii constiluenl le niaiiiiétisme leiresti'c. Son acti\ilé se tlé\('lo|)j)0 et s'e\alt<' à certaines e|)()(|iies, cL les planètes tloivenl nécessairement j)articiper à ces variations; les ra\()nscalorifH|ues arrivant en plus grande abondance sur notre globe, il df)it se j)roduire une p(Mturl)ati()ii dans la météorologie terresli'e : les phénomènes physiques dont notre atmosplière est le siège se trouvent modifiés, et il n'est |)as surpi'enant (|ue le nond)re des aurores boréales augmente dans des circonstances aussi exceptionnelles. Cette manière de voir semble corroborée par une coincidence remarquable : dans les régions équatoriales, les bouirasques, les cyclones et les pluies présentent des vai'iations périodiques bien marquées, ainsi que l'ont fait voir MM. Meldrum et Poëv; or cette période coïncide précisément avec la j)ériode décennale des taches solaires. M. Tacchini vient de trouver que les périodes des neiges hivernales, à Palerme, coïncident avec les minima des taches! 2° Une action directe d'ordre magnétique parait indiquée par la période undécennale des taches solaires et des phénomènes magnétiques terrestres , sans qu'on puisse assigner jusqu'à présent une variation proportionnelle dans la température terrestre ni solaire. Cette action magnétique poiuTait bien s'exercer à travers l'éther seul d'ime manière qui nous est encore inconnue.

Si l'on admet que les espaces interplanétaires sont remplis d'une matière pondérable très-légère, analogue à celle qui est le siège de la lumière zodiacale, la question parait plus facile à résoudre , mais alors il se présentera une difficulté bien grande au point de vue de la ^Mécanique céleste. Comment cette matière ne modihe-t-elle pas, par sa résistance, le mouvement des astres?

Nous devons cependant rap[)eler qnelques faits qui semblent favorables à cette doctrine, car ils paraissent amioncer des forces capables de trapsj)orter l'hydrogène électrisé du Soleil jusque sur la Terre : nous voulons parler de la force réjiulsive dont on admet généralement rexistence dans la matière qui compose les comètes, et de l'action diamagnétique des corps ainiantés sur Tlndrogène; mais ces forces sont si peu connues, leurs lois si obscures, leur nature si incertaine, qu'on ne saurait en faire la jjase d'une théorie sérieuse. Personne n'est plus disposé à ces spéculations (jue nous, mais nous crovons que pour le moment il faut attendre.

Quant à la question qui nous occupe (mi ce moment, savoir si les mouvements de la matière incandescente qui constitue les protubérances sont réels ou apparents, elle sera singulièrement éclaircie, nous croyons même pouvoir dire qu'elle sera résolue par les faits que nous allons exposer dans les paragraj)hes suivants. Après les avoir étudiés sérieusement, on n'hésitera pas à conclure avec nous que les éruptions solaires ne peuvent s'expliquer par de simples illuminations dues à des décharges électriques ; ce sont de véritables mouvements mécaniques, des transports de matière pondérable lancée avec une vitesse dont nous n'avons ailleurs aucun exemple.

§ Y . — Des changements de réfrangibilité ohseivés dans les raies.

INI. Lockyer remarqua, en observant les éruptions solaires, que les raies spectrales j^araissent quelquefois se recourber et présentent alors des sinuosités irrégulières, comme si la fente recfiligne du collimateur était remplacée par une ouverture de forme bizarre. La^?^. 189 montre l'apparence que présente la

raie F fortement infléchie dans le voisinage d'une tache où elle était encore partiellemenl l'enversée (*). Ce phénomène a été également observé par ]M. Young, deDartmouth (États-Unis) ;

Fig. iç)7.

|im'!'.ïi||||||||

lesyZ^'. icy> et ir)4 représentent la forme des raies F et C ohscrvécs dans une tache par ce savant astronome : ces obscr

Fip,. iu3.

Fi[j. iq'i-

valions ont été faites le 22 septembre 1870, aux heures indiquées au lias de chaque figure (-).

Ces phénomènes sont encore plus remarquables dans les protubérances qui se projettent en dehors du disque solaire, et nous avons vu bien souvent, en observant des masses for-

('} Il va sans dire que, dans cette figure de M. Lockyer, les raies Iiorizoïilalcs ne sont que los lignes longitudinales produites par les grains de poussière sur la fente. (-) Yocsc, Spcctr. Notes : Journal of Franklin Insiltute, p. 8 ; 1870.