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< oi-r.s hmuiiciiv poul iiilliUM" siu' les propi'ictt'S et sur le clci^rc (le )•( lV;uii;il)ililc' (les r;i\ (!iis (|u il cincl. Mais. (\)inni(> jusqu'à prcsi'iit auiini f.nl. aucuuc ()!)sci'\ali()u, ne nous aulorisent à adiucltr*' la j)<)ssil)ilitr (1(> xarialions ducs à la Icmpcrature, il faut chrrrlKM' à «'X|)li(|U('r les plicnomônos par la seconde des causes cuoiicces. Pour (jue le lecteur comprenne l)i(Mi ce qu'il \ a de fonde dans cette explii'ation. nous dcNons faire connaît re <ii ipieh pies mois les lra\au\ des pli \si(iens sur ce sujet.

Dojipler, en i84:.i, a lait observer, et M. Fizeau. en 1848, a confirmé jiar ses e\péri(Mices qu'un mouvement raj)ide de translation imj>rime a un corps sonort; altèi'e la tonalité du son (ju il prodtnt: sui\.uit (pie le corj)s sonore se raj)proclie ou s'eloiiiue (le lOliserNateur. le son devient plus aii^u ou j)liis i^raxc. Des experienci's ingénieuses ont constaté ces variations, et du reste tout le monde peut les vérifier par une observation bien simj)le : lorsque tleux trains de chemin de fer se croisent, le sifflet de rune des locomotives se rapproche dun observateur placé sur laulre train jus([u'au moment de la rencontre, il s'éloigne ensuite; le son doit donc paraître |)ius aigu d'abord. |iliis grave dans la seconde partie de l'observation : c'est ce (jui a lieu en effet. D'ailleurs, voici uïw expérience bien simple et bien facile à reproduire. On prépare deux diapasons parfaitement d'accord, de sorte que, si bon fiit directement résonner lun des deux, l'autre vibrera j)ar svmpatbie. Si maintenant l'on met l'un des deux en mouvement, l'autre diapason fixe reste silencieux, et si l'on veut qu'il puisse vibrer j)ar svmpathie, il faut le modifier de manière à lui faire rendre un nombre de vibrations qui dépend de la vitesse du mouvement de translation donné à l'autre instrument.

Ces phénomènes sont faciles a comprendre si l'on se rappelle la nature du son et les circonstances qui déterminent sa toua-

litc. T.(* son ost ti'.nisiiiis a ridcillc par los Nihrations de l'air, v\ il est tlautant plus ai^ii (juc notre oi'^'aiu* reçoit pins de \ if)rations j)en(lant le ni«*'me temps, on hien, ce (pii rexicnl an même, il est d'anlanl |)lns ai^n (pic I onde soiiok- c^i j>liis <<)nrte. Snj)pos()ns donc (pic le corps sonoiv se ra|)|>roclic (\[i lieu de 1 ol>scr\ alion . les \d>rali()ns se ijrodnisaiit en des points de pins en pins raj)j)r()clies de rol)ser\alenr ai-ri\erunt à son oi-cdIea\ec pins de fn^pience qne si le (H)rj)s était resté immobile; il en rcce\ ra donc nn pins i^rand nond)re dans le même temps, cl par consc(pient le son Ini paraîtra pins ai^n. Le conti'airc ani'ail lien si le corps sonoi'c s'éloignait, chaque vibration s'achèverait a\ec un petit retard; on en recevrait un moins <:;rand noml)re dans le même temj)s, et le son paraîtrait plus i^rave (' j. Il est prohahle que le timbre se trouve aussi modifie; mais rontentons-nous des variations de tonalité que nous venons d'exposer, et vovons maintenant eonnnent on peut appliquer à la lumière ce cpie nous avons dit du son.

La longueur de l'onde lumineuse détermine la couleur du ravon et son degré de réfrangibilité. Si les ondes se raccourcissent, le ravon devient plus réfringent et la couleur se rapproche du violet ; si elles s'allongent, le ravon devient moins réfringent et la couleur se rapproche du rouge. Prenons comme exemple la raie F qui se trouve dans le bleu, et dont la longueur d'onde est it,u"'o,fu c^<' niillimètre ; si le mouv(Miient

(') On ]ifiit cncoïc exprimer ci'lti- tliÙDric d'iiiie autre manière. L'onde n'est que l'espace parcouru par le mouvement vibratoire dans le milieu élastique, pendant le temps d'une vibration du corps sonore : ainsi l'onde sera raccourcie ou allon(;ée de toute la quantité dont le corps se déplace j.endant ladite vibration, selon <|u'il marche dans un sens ou dans Vautre. Il faut cependant faire connaître que M. Van der Willi- (;en a émis des doutes sur cette théorie apj>liquée à la lumière, où les vibrations sont transversales; mais les physiciens ne paraissent pas avoir été convaincus par ses objections.

(lu corps lumineux était capable d'augmenter la longueur d'ontle de— ^^f^l^ de millimètre, la raie F viendrait prendre dans le verL la place de la raie E. Mais, pour arriver à ce résultat, il faudrait une vitesse de 02 000 kilomètres par seconde, vitesse mille fois plus considérable que celle de la Terre à son périhélie, puisqu'alors elle ne parcourt que 3o kilomètres environ. ÎNIais il n'est pas nécessaire que les déviations des rayons lumineux soient aussi considérables pour qu'on puisse les constater, et nos spectroscopes peuvent éva-

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hier des quantités mille fois plus petites. Ainsi la distance (^ntre D' et D" du sodium correspond à une différence de longueur d'onde de lu^oinjô <^^e millimètre; or, avec un bon spectroscope, on peut facilement mesurer une distance dix fois moindre ; à plus forte raison cette grandeur sera-t-elle appréciable si l'on se contente d'estimer approximativ ement les inflexions d'une ligne droite. Pour produire cette translation de D' en D", il faudrait une vitesse de 3o4 kilomètres ; on voit donc que le spectroscope peut faire apprécier les déplacements produits par une vitesse de 3o kilomètres environ. En examinant la y%-. 2o3 ( que nous empruntons à

M. Sriiollen), ou peut voir approxiniativfinciit les positions que prendrait la raio F pour des vitesses de (jo, i 20, 1 80 kilomètres; elle \i<udrail succcssiv <'iii('ul se mettre sur le piolougemeut des lignes poiutiliées marquées des nombres 1,2, ^.

(les ])riuci[)es étant l)ien conqiris, il est laeilc d'expliquer les variations de réfrangibilité (ju'éprouvcut les raies speetrales des protubérances. Les gaz mis en mouvement parles éruptions solaires peuvent être laneés dans toutes les directions ; s'il arrive (ju'un jet de matiéi'e hmiincuse soit lancé dans la direction dr {observateur, les ravonsqui parviennent jus([uà nous aiu'ont des ondes lumineuses plus courtes, leur réfrangibilité sera augmentée, et dans le spectroscope on 1<'S verra se dévier vers le violet; la déviation anra lieu vers le rouge si la matière lumineuse est lancée dans im sens contraire : dans les deux cas, le déplac(Mnent apparent observé dans le spectroscope pourra servir à apprécier la vitesse du mouvement de translation. Ainsi un déplacement égal à la distance (jui sépare les raies D' et D" correspond à une vitesse de 3o4 kilomètres. Il est assez rare cpie la déviation produite dans le sp(»ctroscope soit aussi considérable, et, même alors, il est diflieile de la mesurer, car ces phénomènes sont très-fugaces ; comme ils se produisent instantanément, sans que rien puisse les faire prévoir, on n'est jamais bien prêt à les observer et l'on profite mal des quelques instants pendant l(^squels ils sont visibles; aussi ne réussit-on qu'à la condition d'être très-exercé à ce genre d'observations et d'avoir à sa disposition un instrument très-puissant.

Lorsqu'une masse considérable est mise en mouvement, les différentes parties qui la composent possèdent nécessairement des vitesses très-différentes : il en résulte, dans le spectroscope, des déplacements irréguliers qui ont pour effet d'élargir les raies et de les rendre diffuses ; en déterminant

le maximum de cette dilatition, on pourra calculer la vitesse de translation correspondante. Nous ne croyons pas avoir jamais observé des déplacements égaux à la distance qui sépare D' etD", mais on ne peut affirmer que cela soit impossible. Les plus grands déplacements que nous avons vus et mesurés correspondent à une vitesse d'environ 3o à oo kilomètres : cela suffit pour nous donner la certitude que les mouvements observés dans les protubérances sont de véritables mouvements mécaniques et non de simples apparences, ainsi que nous le disions à la fin du § IV.

La ^ ariation de la réfrangibilité, qui est un phénomène trèsimportant, peut devenir un moyen de recherche très-délicat. Ainsi nous avons pu déterminer la vitesse de rotation du Soleil en observant au spectroscope les deux extrémités du diamètre équatorial et en mesurant ainsi le petit déplacement qu'éprouve la raie C par rapport aux raies atmosphériques qui l'entourent. ^,1. Zr)llner et ^L Vogel ont vérifié nos conclusions en employant dans leurs recherches un appareil spécial, le spectroscope a réversion. I\L ZiJllner appelle ainsi un spectroscope composé de deux prismes à vision directe disposés en sens contraire l'un de l'autre, ce qui permet de constater et d'apprécier la plus légère différence dans la position des raies qui composent chacun des deux spectres. C'est ainsi qu'il a pu s'assurer que certaine raie très-fine occupait des positions sensiblement différentes, suivant qu'il observait le bord oriental ou le bord occidental du disque solaire. Il y a longtemps que nous avions employé, pour observer les étoiles, un svstème de deux prismes opposés entre eux : nous aurons occasion d'en parler plus tard. Au lieu du second prisme à vision directe accouplé au premier, M. ZiiUner emploie maintenant un simple prisme à angle droit placé en avant de l'oculaire, à peu près comme une chamlîi'e claire : une portion du

spectre so trome ainsi rciixcrscc par l'cflexioii totale sur rii\potemisc (lu piisnic, cl I On ptiil la comparer aM'c la partie» (pii est transmise (lii'cctcmciil.

Hexenons (Micore un inslanl sur la \itesse avec laipidle sont lances les ^a/. (pii consliluenl les proliiIx-raïKcs. S il est \ rai, connni' tout nous porte a le ei'ou'e, que ces phénomènes sont «le véritables mouvements méianiipies, il est évident fjue les masses animées de semblables ^itesses doivent obéii' à des lorces tres-considerables, et ces forces ne peu\ent ("-Ire auti'c chose «|ue des pressions. Il est cepend.Mil nnpossibli- dadmetlre i existence (le ces pressions énormes dans la région extérieure du i^lobe solaire (pii est accessible à nos instruments, lue pression de i "> atmosphères suffit pour que le spectre de rhvdroi;ene de\ienne contiini ; il conmience à être diffus sous une picssioii bien plus faible. '|oo millimètres de m(M'cure, ou en\iron tt atmosphère. Il faut ((.'pendanl îles forces beaucoup plus considérables j)()ur lancer des niasses énormes à une aussi grande hauteur . malgré la gravitation solaire ; ces forces ne peuvent donc provenir cjue de la masse intérieure du Soleil et des réactions chimiques qui s'accomj)lissent tumultueusement dans son sein. Il nous seml)le naturel et légitime île conclure f[ue les éruptions ne peuvent être considérées, ainsi ([ue le dit M. Faye, comme de petites agitations de la chromosphère; nous devons, au contraire, les regarder comme des preuves certaines des crises violentes (jui bouleversent la masse intérieure du globe solaire.

On a supposé que les masses gazeuses des protubérances s(nit lancées par des orifices j)ercés dans la couche, solide selon quelques-uns, liquide selon d'autres, (jui termine le Soleil. \ous avons déjà fait conMaitreun grand nombre derai.sons <pii nous empêchent d'admettre l'existence de cette couche solide ou liquide au moins tout près de la surface. Contentons-

nous, pour le momeut, de consLater que cette hypothèse est , complètement inutile pour l'explication des phénomènes qui nous occupent. Il peut bien se produire des explosions au sein d'une masse gazeuse, et ces explosions peuvent occasionner une expansion soudaine et violente; il suffit pour cela que deux gaz se rencontrent et se combinent, et c'est ce qui arriverait sur la Terre si des masses considérables de chlore et d'hydrogène venaient à se mélanger en présence de la lumière solaire. On ne peut pas nous o])jecter quela forme fdamenteuse des protubérances suppose une éruption à travers un orifice capable de donner cet aspect aux masses incandescentes : bien souvent, en effet, nous avons observé la même structure dans des masses isolées et suspendues dans l'atmosphère solaire ; souvent aussi nous avons vu des nuages se transformer en filets lumineux et en veines fluides analogues aux filets et aux veines qui composent les protubérances; et cependant il n'y avait dans ces nuages aucun orifice qui pût servir à mouler la matière lumineuse.

Il est facile de comprendre ces explosions si l'on se rappelle la constitution des gaz. Lorsque les fluides élastiques sont soumis à une forte pression, comme celle qui existe à de grandes profondeurs au-dessous de la surface du Soleil, ils peuvent passer à cet état intermédiaire enire l'état gazeux et l'état liquide dont parlent Cagniard-I.atour et Andrews. Or cet état est très- instable; il suffit alors de faibles variations dans la pression ])Our produire des explosions dont nous n'avons aucune idée. Rien de plus vraisemblable que ces actions violentes dans un corps comme le Soleil, composé de masses énormes de matières hétérogènes portées à une température très-élevée. Il est donc inutile de recourir à des orifices percés dans des couches résistantes, solides ou liquides.