CHAPITRE Y

D I ? T II I n l T 1 O N I) i; s 1> H () T u n li R V X c E s.

§ 1. — Ilistotique.

L'observation des éclipses totales avait fait eounaitre les protubérances; mais, s'il avait fallu attendre, pour les étudier, le retour de ces phénomènes exceptionnels, il aurait été à peu près impossible de reconnaître leur distribution à la surface de l'astre et leur relation avec les autres faits de la Physique solaire. Déjà en i85r, M. Schweizer avait soupçoimé (pi'il (\\iste quckpie relation entre elles et les facules (' ) ; mais comment aurait-on i)u parvenir à démontrer cette relation? Au moyen du spectroscopc, on jjeut observer assidûment les j)r()tubéranccs toutes les fois que l'état du ciel permet de voir le Soleil pendant quelques instants; d est donc devenu facde d'étudier leur distribution et les relations qu'elles peuvent avoir avec l(^s facules et avec les taches.

Peu de temps après la découverte de M. Janssen, nous faisions remarquer que les protubérances sont plus nombreuses, plus élevées et plus brillantes dans la région des taches, autour desquelles elles forment souvent une proéminence, une sorte

C) \o\rAstr. Xnch., n<»s 489, i:75, 13iS.

de bourrelet, dans cette région où nous savons qu'il existe toujours des facules [fig. 2o4 ) (').

On révoqua en doute la réalité de cette couicidence, mais nous l'avons constatée bien des fois depuis cette époque et avant qu'on introduisît l'usage de la fente élargie; mais le procédé d'observation était très-pénible. Peu de temps après, M. Z()llner fit remarquer la facilité avec laquelle on pouvait observer les éruptions en tenant la fente élargie. Les premiers essais que nous finies de cette méthode furent peu satisfaisants : la grandeur considérable de l'image, dans notre

réfracteur, rendait les protubérances méconnaissables pour notre œil, alors |)eu exercé. En octobre 1869, ]M. Zollner montra sa manière d'observer à Vienne, et nous reçûmes des renseignements précieux des astronomes allemands qui vinrent ensuite à Florence se réunir pour la mesure du méridien central européen. Ayant ainsi reconnu la cause de notre insuccès, qui était la grandeur de l'image, nous engageâmes M. llespighi , qui avait à sa disposition une lunette plus petite, à s'en occuper à son tour. Ce savant réussit à faire une série d'observations de bords solaires d'un grand intérêt. De notre coté, nous eûmes bientôt vaincu les difficultés qui nous avaient d'abord arrêté, et nous pûmes, dès le mois de dé-

(') Voir Diillettino meteorologico del Osservatorio del Collegio Romatw, iiov. iS68, p. go; Memoria III suilo spetcru solare ; Soc. Italiana, t. I, 3* série.

(M'uihic .siii\.iiil , i-xamincr Ic^ |)i<)liil)ci;iii(<'s axcc Iciitc élar- <j;i('; nous iccoiiiiimics iiK'mc les iKtiiiln'ciix a\aiil.iLics (ju a\aiL Mlle iiiiauc (le (limciisioiis cniisKlcraljlcs sur iiiic ix-tilc.

M. lU'sj)ii;lii, par ses résultais, coi;linua uns coih lusioiis, et il fut anu'Ufj par une ctiidc assidue et ia|)i(le, mais cpil, laute tie temps, était uecessairement suj)ei'fieielle. a lormuler queUpies j)r()positioiis très-intérossantes, mais (|ui <lemau- (laienl a être discutées a\('c j)liis de |)reeisi()M.

Il est certaines \ei'ites (jii on eiitrcNoit assez faiilemeiit lt)rs(pr()U ai)(>rdeles pliénoménes nouveaux de la nature; la (lifTH ulte <st de l<^s prés(Miter sous un aspect assez saisissant pour (ouNaincrc les antres. Dans la quesliou qui nous occupe; en ce moment, il lailait metti'e en évidence les relations qui existent entr»^ les prolnljcrances. les différents éléments de la rotation solaire, la j)osition des taches et celle desf'acnles; il fallait donc observer avec soin et simultanément les taches et les facules, qu'on n'avait étudiées jusqu'alors qu'en passant, d'une manière très-vague et indépendamment les unes des autres. Tel est le but que nous nous sommes proposé en entreprenant peu après une série d'observations aussi suivies (|ue possible, et en les diri^icant de manière à pouvoir coordonner et discuter facilement les l'ésultats. Notre travail ne fut j)as infructu<'iix ; au bout de cpiehjnes mois, nous étions en ])Ossession de matériaux nombreux, dont la discussion nous conduisit à des conclusions nouvelles si évidentes, si intéressantes, cju'elles nous encouragèrent à continuer ce pénd)le tr;:\ad. Nous l'aNoiis poursni\i a^ ec persévérance d<'puis le 2 3 avril 1 87 i jusqu'à ce jour ( 3o janvier 1 87G), toutes les fois (jue le ciel a été assez pur pour permettre des observations h'uc tueuses.

.'\{)rès cette première publication de nos résultats, M. ]{espighi leprit ses observations antérieures et les discuta d'après

la méthode que nous avions adoptée, et l'on put ainsi reculer de plusieurs mois l'historique des phénomènes solaires. Nous verrons bientôt l'importance de cette addition. Depuis cette époque, cette étude prit un essor considérable; la Société spectroscopique italienne fut fondée, et son but ét;iit de ne laisser passer un jour sans explorer les bords du Soleil autant qu'il était possible. MM. Tacchini, Sporer, Bredichin, etc., s'engagèrent dans ces recherches : on fonda des observatoires destinés aux recherches solaires , comme à Potsdam , en Prusse; à Oxford, en Angleterre; à Calcutta, aux Indes; et les instruments colossaux des Young, des Winlock, des Langley y furent employés en Amérique.

Si cet élan ne s'arrête pas, on aura bientôt, pour la discussion des lois des protubérances, des matériaux aussi nombreux que ceux qu'on possède pour les taches.

Nous allons exposer, dans ce Chapitre, les méthodes d'observation et les résultats qui ont été obtenus.

§ II. — MélJiode d'ohsenalioii.

On élargit la fente du collimateur et l'on observe les protubérances en déterminant leurs formes et l'angle de position d'après les procédés que nous avons indiqués précédemment. Pour enregistrer leurs positions sur une figure, on peut employer deux méthodes différentes. On peut d'abord les rapporter sur une ligne droite de longueur déterminée et divisée en 36o parties, qui représentent les degrés de la circonférence du disque; on a ainsi l'avantage de réunir sur une même feuille les observations de plusieurs jours consécutifs, et l'on peut y voir d'un coup d'œil la durée des chaînes de protubérances qui se succèdent d'un jour à l'autre en longitude : c'est

ce ([ui a (lélci'iiiiiic M. Ilcspi^lii cl la Soiictô sj)('etr{).st'()pi(juc' à adopter dans leurs [jublications ee procédé écoiioniif[iie; mais on perd ra\aiitai;e de voii- (rim seul eouj) (Tceil les relations (pu peuvent exister enti'e l(>s pioluhéranees et les autres pliénoniénes observés à la même epocpie sur la surface du disque. Cl'est ce qui nous a engagé à empKncr une autre méthode : nous eiuTgistrons les j)rotul)érances sur la circonférence d'un cercle, le même sur lerpiel nous dessinons chaque jour les taches et les (aeules. C'est ce procédé qui nous a fait n-connaitre iminediatemeiil les !'elations (pii existent entre ces différents phénomènes.

Voici connnent nous jirocédons à ce travail. Toutes les fois que le ciel est assez pur pour permettre les observations, nous commençons par faire la figure du disque solaire sur une projection de 2.14 uiillimètres de dianiélre; nous emplovons pour cela notre équatorial de Cauchoix, dont la lunette suit le Soleil, étant mise en mouvement par une horloge. Lorsque l'image du disque est tracée, nous dessinons toutes les taches et même le contour des facules, qu'on aperçoit assez facilement, grâce à l'obscurité qui règne sous le dôme, où l'observateur n'est éclairé que par limage du Soleil, la lumière du jour étant écartée par un rideau noir. Nous jxmvons même dessiner les granulations qui existent dans les différentes parties du globe, et surtout à certaines époques aux calottes polaires. Grâce au mouvement automatique de l'équatorial, l'observation est facile et très -précise sans beaucoup de peine.

Cette première opération étant terminée, on marque sur la feuille de papier la direction du mouvement diurne de la sphère céleste ; pour cela, on fait tourner la lunette autour de l'axe de l'appareil, de manière à laisser passer siu' la figure l'image d'une tache bien nette, l'instrument restant immobile,