CHAPITRE III

DE QUELQUES PHENOMENES QUI DEPETsDENT DE L\ CONSTITUTION PHYSIQUE

§ I. — Circulation delà masse Jluide qui compose le Soleil.

S'il est vrai que le Soleil est encore actuellement dans un état progressif de condensation et c|u'une partie au moins de la matière qui le compose se trouve à l'état gazeux, on devra constater, dans le mouvement de ses différentes parties, des phénomènes résultant de cette fluidité totale ou partielle , phénomènes qui seront incompatibles avec l'hvpothèse d'une masse solide et rigide.

D'abord, si la masse est à l'état de fluide élastique, il faut en conclure que les différentes couches concentriques ont une assez grande liberté de mouvements et qu'elles ne dépendent pas absolument les unes des autres, comme il arrive dans la rotation d'un corps solide dont toutes les molécules doivent avoir la même vitesse angulaire. Si la condensation est progressive, il devra arriver, en vertu de la loi des aires, que les couches intérieures auront une vitesse angulaire plus grande que celle des couches superficielles : c'est ainsi c|u'on explique la formation et l'accélération progressive des anneaux qui, en se brisant, ont donné naissance aux planètes. Il est vrai que le frottement entre les différentes parties qui constituent le globe solaire tend, en ralentissant le mouvement des couches intérieures et en accélérant celui des couches plus éloignées

du contro, à rendre la vitesse angulaire uniforme dans toute la masse; mais, cette réaction étant successive, tandis que la cause que nous venons de signaler est continue et persistante, il en résultera une tendance continuelle à l'égalité de vitesse, tendance qui ne sera jamais réalisée. Nous avons déjà constaté, dans l'étude des taches, des phénomènes qui font soupçonner cette vitesse plus considérahle à l'intérieur : tels sont, par exemple, les sauts en avant qui se produisent si souvent aux époques de recrudescence dans l'activité solaire. Cette différence de vitesse doit surtout devenir sensihie dans les éruptions, et les taches produites par les masses qui arrivent d'une grande j:>rofondeur doivent avoir une vitesse plus grande que celle de la couche superficielle qui les entoure.

Ce principe renferme l'explication d'un phénomène plus important dont on a cherché inutilement l'exphcation. L'étude des taches nous a prouvé que la vitesse angulaire de rotation est plus grande à l'équateur que sur les parallèles; d'après la loi de M. Faye, fondée sur les observations de Carrington, la différence de vitesse angulaire serait proportionnelle au carré du sinus de la latitude : Rsin-X. Ce fait s'explique facilement par la contraction de la masse solaire. En vertu du refroidissement, le rayon du cercle décrit par chaque point doit diminuer de longueur, et la vitesse angulaire doit augmenter en proportion (' ). L'aire du cercle équatorial étant 7:R-, celle du parallèle situé à la latitude ). sera ttR-cos-X, et les accroissements de vitesse dus à la contraction seront : à l'équateur 2R7:Rr/R; à la latitude X, sKTrRr/R cos'-)., car la latitude du

(') Un secteur du rayon /-, comprenant un an{jle a, a |)our surface 4 /•*«. Si le

rayon diminue et devient /-', la surface devient ', r'' a! . Coninu' les aires décrites dans

r' des temps égaux doivent être égales, on aura -\ r- v. = \ r'v., ot.' ^= v. — < et comme

r' > r'% on aura k'> «.

point pendant cette contraction reste constante. Prenons leur différence; nous trouverons

2K7rR<iR(i — cos-X) = 2R7rRc?Rsin-X,

c'est-à-dire que la différence des accroissements de vitesse angulaire sera proportionnelle au carré du sinus de la latitude : c'est la loi de M. Faye. Sans doute, cette valeur théorique de l'accélération devra subir de grandes modifications, à cause des réactions nombreuses qui se produisent dans la circulation générale; mais ici encore la cause est persistante, et l'effet produit sera en définitive un accroissement de vitesse à l'équateur. Si la force accélératrice agissait seule, l'accélération serait constante, la vitesse s'accroîtrait constamment et indéfiniment. C'est le frottement et l'ensemble des réactions que les molécules exercent les unes sur les autres qui met une limite à cette accélération ; il s'établit entre ces forces antagonistes un équilibre dynamique qui produit comme résultat définitif un mouvement uniforme, plus rapide à l'équateur que dans les latitudes élevées.

L'observation a encore prouvé que la température du Soleil est plus élevée à l'équateur qu'aux pôles; cet excès de chaleur j:)eut bien tenir à la même cause. Cette distribution inégale de la chaleur doit produire un mouvement continu, une véritable circulation des gaz, dans l'atmosphère supérieure de l'équateur vers les pôles, et des pôles vers l'équateur dans l'intérieur du globe solaire. Cette circulation se fait surtout sentir dans les hautes régions de l'atmosphère, au-dessus de la chromosphère ; on la constate par la direction systématique des protubérances, dont les parties élevées sont régulièrement inclinées vers les pôles. Il n'est pas encore prouvé qu'il y ait une circulation semblable dans la photosphère; car on n'a pas trouvé de loi constante pour le mouve-

ment propre des taches en latitude, tandis (ju'il est parfaitement démontré qu'elles ont un mouvement en longitude qui est maximum à l'équateur. Au Y*^ Chapitre du Livre précédent (p. 143), nous avons déjà signale des mouvements généraux dans les zones d'activité qui peuvent avoir des rapports avec cette circulation.

Si la vitesse du refroidissement n'est pas constante, la vitesse du courant équatorial sera variable, et l'on pourra attribuer à ces variations les changements périodiques observés dans la durée de la rotation solaire : c'est précisément ce que M. Spcirer vient de découvrir, car il nous écrit qu'il a constaté des variations périodiques dans la durée de la rotation. Cette rotation est donc très-complexe, et il nous est impossible d'en déterminer la durée d'une manière précise d'après les observations que nous faisons à la surface du Soleil. Il faudrait recourir à des phénomènes d'un autre ordre, par exemple aux influences magnétiques. Or nous savons que l'étude de ces phénomènes nous conduirait à admettre une durée de rotation plus courte que celle qui résulte du mouvement des taches équatoriales.

§ II. — Constitution de la surface visible du Soleil.

L'observation optique nous apprend que la surface visible du Soleil présente un aspect marbré, et qu'elle est recouverte de granulations innombrables. L'observation des éclipses prouve que, au-dessus de cette surface visible, il existe une couche de vapeurs brillantes avant une épaisseur très-appréciable, et que, au-dessus de ces vapeurs, il y a une atmosphère diffuse. Si la masse brillante elle-même est gazeuse, si par conséquent elle jouit d'un certain degré de transparence, on est

amené à se demander : qu'est-ce qu'on appelle la surface du Soleil?

Voici ce que nous croyons pouvoir répondre à cette question ; nous appelons surface du Soleil la couche qui, pour un observateur placé sur la Terre, sépare la masse du Soleil en deux parties, l'une plus extérieure qui émet une lumière trèsfaible et est sensiblement transparente, l'autre plus rapprochée du centre et qui est très-vive, opaque et brillante. Cette couche n'est pas une surface géométrique; elle a nécessairement une certaine épaisseur : il y a une limite inférieure où la matière cesse absolument d'être transparente, une limite supérieure où elle cesse d'être lumineuse; entre ces deux points, sa transparence va en croissant en même temps que son éclat lumineux diminue progressivement. L'analyse spectrale nous apprend que, dans cette couche, les éléments sont dans un état de diffusion extrême : à l'intérieur, les raies de Fraunhofer sont nettement tranchées ; à l'extérieur, on ne les retrouvera plus qu'à cause de la lumière diffusée par notre atmosphère et par celle du Soleil lui-même. Un grand nombre de raies disparaissent dans l'intervalle c[ui sépare ces couches, d'autres deviennent moins intenses, quelques-unes se renversent même complètement.

Les éclipses nous apprennent que la masse visible du Soleil ne se termine pas encore là. Au-dessus de cette couche dont l'éclat lumineux va en diminuant progressivement, il en existe ime autre qui a échappé ordinairement à nos observations, car son éclat est moins grand c{ue celui de la lumière diffuse que nous recevons de notre atmosphère éclairée par le Soleil. Le niveau de cette couche ne parait pas absolument constant, ce qui revient à dire que le diamètre du globe solaire varie avec le temps : cette variation est très-faible, mais elle est sensible.

Si le Soleil est gazeux clans toute sa masse, on peut se deniander poui'cjuoi il n'est pas absolinnciit transparent; pourquoi une partie est visible et une autre invisible. Cette question demande quelques explications qui achèveront de fain; comprendre ce que nous venons de dire.

Quehpies auteurs admettent comme un axiome que tous les gaz sont transparents, quelles que soient leur température et leur pression : cette assertion, loin d'être prouvée, doit être l'egardée connne absolument fausse dans sa généralité. Nous avons déjà fait remarquer que l'iiydrogène qui compose les protubérances n'est pas rigom^eusemcnt transparent, sans cjuoi, lorsque deux jets incandescents passent l'un devant l'autre, ils devraient être plus brillants au point d'intersection ; il ne se produit rien de semblable, et c'est de là que dérive cette structure plate des protubérances, cjuine produisent sur l'œil de l'observateur aucun effet de relief. Une substance à l'état de gaz incandescent peut donc ne pas posséder une t ransparence pa rfaite .

Remarquons, en outre, que le Soleil doit être principalement composé de vapeurs métalliques; or ces vapeurs sont très-peu transparentes, car elles produisent des absorptions très-grandes, qui expliquent précisément l'origine des raies de Fraunliofer. Du reste, l'existence de ces raies prouve bien que les vapeurs qui les produisent sont réellement à l'état de gaz proprement dit et non à l'état de brouillard.

Ces réflexions étant bien comprises, répondons d'une manière j)lus précise à la question que nous avons posée sur la surfilée du Soleil. Cette surface nous parait déterminée par plusieurs circonstances : i*^ par la couclie de niveau des vapeurs métalliques les plus lourdes; M. Cailletet a prouvé que, sous une forte pression, les raies des vapeurs métalliques deviennent diffuses : si la couche devient très-dense, les raies

se transforment en bandes très-larges, comme nous l'avons vu pour le sodium et le thallium; sous une pression convenable, leurs spectres deviendraient sans doute continus comme celui de l'hydrogène, et alors on peut bien penser que les vapeurs elles-mêmes cesseraient d'être transparentes -, s*' elle est déterminée par la température à laquelle ces vapeurs plus lourdes se condensent et passent à l'état de brouillard. Nous avons déjà dit qu'il y a deux manières de concevoir l'état phvsique de la photosphère : elle peut être composée de gaz soumis à une pression assez forte pour qu'ils émettent une lumière très-brillante ayant un spectre continu, ou bien de vapeurs métalliques condensées à l'état de brouillard incandescent. Jusqu'à présent, nous n'avons aucune raison décisive qui nous fasse adopter de préférence l'une de ces deux hypothèses. Cependant, les variations du diamètre solaire, qui nous paraissent incontestables, s'expliqueraient plus facilement dans la théorie de Wilson, qui attribue l'éclat de la lumière solaire à des particules solides et incandescentes flottant dans une atmosphère gazeuse. Il suffirait alors d'une élévation locale de température ou d'un accroissement d'activité pour volatiliser une partie de ces particules solides : c'est ainsi que, dans les époques de grande activité, et dans les points où cette activité se manifeste particulièrement, la surface visible qui limite extérieurement le Soleil se trouverait abaissée.

La solution définitive de cette question dépend des propriétés que possèdent les vapeurs métalliques lorsqu'elles sont à une température très-élevée et soumises à une forte pression; nous devons attendre que les physiciens aient fait à ce sujet des expériences plus précises.

§ nr. — Variations des erucloppes solaires.

Nous avons rcconiui ([iic la snrfacr du Soleil est gazeuse et nous l'avons comparé? à la surface de niveau d'une masse de nuages ou d'un gaz devenu iiuan(l<'S('enl sous une forte pression. Si cette manière de xoir est exacte, nous devons en conclure qu'une surface ainsi déterminée peut bien se déplacer, et que, par conséquent, le globe solaire, limité par une couche variable, doit aussi avoir un diamètre variable. Les astronomes avaient bien constaté que ce diamètre ne paraissait pas avoir toujours la même grandeur; mais on attribuait les différences à des erreurs accidentelles et aux équations personnelles des observateurs.

Nous avons dt'jà dit quels ont été à cet égard les résultats des recherches du P. Rosa, qui rendent probable l'existence d'une variation, soit à courte période, soit à période plus longue. Nous ajouterons seulement ici que ces recherches n'ont pas été abandonnée au Collège romain, et qu'un jeune astronome, M. Spée, avant poursuivi ces recherches, a constaté que, dans l'époque actuelle de calme (187G), le Soleil présente un diamètre d'une constance presque absolue, s'accordant avec la valeur qui lui est assignée à GreeuAvich. Les différences d'un jour à l'autre n'affectent que les centièmes de sf^conde en temps, tandis que dans les époques d'activité elles atteignaient les dixièmes, comme nous l'avons déjà dit.

Il est maintenant très-intéressant de comparer ce résultat à celui qui a été obtenu à une époque de grande activité. Le P. Ro.sa est parvenu à montrer une certaine régularité dans ces variations, qui paraissent si irrégulières, en construisant la courbe des observations pour l'année 1871-1872, qui est H. 19

une époque de maxiiimm. Il prit pour abscisse le degré de latitude liéliographique auquel correspond chaque jour le diamètre solaire qu'on observe par la méthode des passages, et pour ordonnée la valeur correspondante de ce même diamètre. Afin de diminuer les erreurs accidentelles, il groupa trois par trois les valeurs trouvées pour le diamètre, et il en prit la moyenne. Cette courbe une fois construite, il fut facile de constater que le diamètre solaire présente un minimum correspondant à 21 degrés de latitude, c'est-à-dire à la région oîi l'actiNité est plus considérable. Ce minimum se reproduit dans les quatre parties de la courbe qui correspondent aux quatre saisons : elles se coupent deux à deux, et leurs intersections sont très- voisines, tandis que partout ailleurs elles sont séparées les unes des autres par des intervalles assez grands. Voici, d'après les recherches du P. Rosa, les valeurs moyennes du diamètre solaire qui correspondaient aux différentes latitudes.

F.;it.

Diam.

Moy.

Diam.

Moy.

Lat.

iG..

Selon M. Wolf, de Ziiri( h, le diamèlre serait maximum à l'époque où les taches sont plus nombreuses.

Nous sommes loin d'attribuer à ces conclusions une valeur absolue; mais, comme les observations du P. Rosa sont confirmées par les observations anciennes et par l'étude attentive (pi'il en a faite, nous les croyons assez remarquables pour les signaler à l'attention des astronome^.

§ IV. - ^ Résume.

Nous nous sommes occupés jusqu'à présent de la structure duSoleil, de sa constitution intérieure etde son état physique. Avant d'arriver à ce cpii concerne son activité extérieure, nous allons jeter un coup d'œil d'ensemble sur la longue suite de faits que nous venons d'exposer, et nous résumerons en quelcpies mots la doctrine qui en est la conséquence :

!° Le Soleil est composé d'une masse fluide incandescente ayant une température très-élevée ; les métaux et plusieurs autres substances, les unes connues, les autres inconnues, se trouvent à sa surface à l'état de vapeurs permanentes.

2° La limite du globe solaire est pour nous le lieu des points où ces vapeurs deviennent incandescentes, soit par condensation sous forme de brouillard, soit par l'effet d'une forte pression et d'une température élevée. Cette couche terminale porte le nom de photosphère ; elle nous envoie des rayons lumineux de toute nature qui devraient donner un spectre continu.

3° Au-dessus de la couche photosphérique se trouve une atmosphère dont la nature est très-complexe, A la base se trouvent des vapeurs métalliques, dont la température est relativement peu élevée. Ces vapeurs absorbent un grand

nombre de rayons et produisent ainsi les raies de Fraunhofer; elles sont mélangées avec une quantité très-grande d'hydrogène qui forme à lui seul une couche visible, appelée chromosphère, dont la hauteur est habituellement de lo à i5 secondes. De cette disposition, nous devons conclure que les gaz sont simplement mélangés, et qu'ils ont une certaine tendance à se superposer par ordre de densité.

If La chromosphère est la dernière couche qui soit constamment visible dans le spectroscope. Au-dessus d'elle se trouve l'hydrogène mélangé avec deux autres substances qui produisent la raie jaune D3 et la raie i474 K.; il est probable que ce mélange contient encore plusieurs autres gaz. Ces substances, extrêmement raréfiées et diffuses, forment une enveloppe qui n'est visible que pendant les éclipses totales : c'est ce qui produit la couronne. Il est probable que cette atmosphère se prolonge de manière à donner naissance à la lumière zodiacale.

5*^ La masse intérieure du Soleil est agitée par des mouvements violents qui ont pour effet de soulever à des hauteurs considérables la photosphère et la chromosphère en produisant de véritables éruptions. Les observations spectrales nous permettent de constater la présence des substances éruptives à une hauteur de 8 minutes, c'est-à-dire 34o 000 kilomètres; pendant les éclipses , on a vu des protubérances dont la hauteur atteignait 700 000 kilomètres. Pendant les éruptions, la matière chromosphérique est soulevée à des hauteurs énormes, comparables à celles des panaches brillants qu'on observe pendant les éclipses et dont la longueur dépasse le tiers du diamètre solaire. Ces mouvements sont tellement violents qu'une partie de la matière éruptive pourrait bien être lancée en dehors de l'atmosphère solaire de manière à se répandre dans les espaces planétaires.

6^ Dms ces éruptions, les masses les plus lourdes,' composées surtout (le vapeurs métalliques, retombent vers le Soleil et se déposent sur la photosphère en nappes obscures et absorbantes; par leur poids, elles produisent dans la matière photosphérique des cavités qui se trouvent ainsi remplies de matières obscures : c'est ce que nous appelons des taches. L'analyse spectrale nous fait constater dans ces régions une absorption élective très-énergique, et la nature des raies modifiées nous montre que dans les taches et dans les éruptions on trouve les mêmes substances chimiques. La matière brillante de la photosphère envahit ces cavités et dissout la masse obscure : c'est ainsi que les taches finissent par disparaître.

7° Les régions de la surface solaire soulevées par les forces éruptives au-dessus du niveau général, ou rendues plus brillantes par une activité thermique plus considérable, constituent ce qu'on appelle les facules. Leur élévation au-dessus du niveau général de la photosphère peut souvent être constatée parles observations directes; les observations spectrales la rendent encore bien plus sensible. Lorsque les conditions sont favorables, on y reconnaît ordinairement la ])résence des vapeurs de sodium, de magnésium, de fer et de plusieurs autres substances.

8° Ces agitations intérieures se font surtout sentir dans la région des taches, où l'activité est plus considérable. Cette zone, où l'activité solaire se traduit par des éruptions plus violentes, s'étend départ et d'autre de l'équateur à une latitude d'environ /jo degrés. Dans les latitudes plus élevées, les forces éruptives ne font que soulever la chromosphère; les vapeurs métalliques ne sont jamais lancées à une grande hauteur, on ne les voit qu'avec peine, et seulement dans les régions les plus basses de l'atmosphère, tout près du bord du disque.

9^ Les régions des taches se font remarquer par la violence des éruptions qui s'y produisent, par l'élévation et la vivacité des jets, par le grand nombre de vapeurs métalliques qui entrent dans leur composition, ce qui prouve une température très-élevée et une puissance considérable dans la cause qui produit ces phénomènes. Les deux zones sont séparées par une région où l'activité est moins considérable. Vers les pôles, il V a deux zones d'activité intermittente.

lo*' Les taches, qui, depuis si longtemps, attirent l'attention des observateurs, ne sont donc que des phénomènes secondaires produits par les éruptions ; elles en dépendent pour leur formation et jiour leurs différentes phases. Au moment de leur dissolution, elles sont le siège de phénomènes secondaires qui résultent du mélange des masses environnantes avant des températures très-différentes : on ne voit alors que des flammes très-basses ou de faibles agitations de la chromosphère; quelquefois même, quoique très-rarement, il y a absence complète de flamme et d'agitation de la matière chromosphérique.

11° La surface troublée par ces agitations est bien plus grande que celle qui est occupée par les taches. La formation d'une tache ne serait pas la conséquence nécessaire d'une éruption si les matières éruptives n'avaient pas un pouvoir absorbant très-considérable, surtout le sodium; mais ces matières sont ordinairement empruntées à la photosphère ; ce sont donc des vapeurs métalliques qui, une fois refroidies, se déposent à la surface en creusant des cavités d'autant plus profondes qu'elles sont plus lourdes.

12° Près des pôles, l'activité est moins grande, la chromosphère est seule agitée et soulevée; il en résulte des protubérances qui, ne contenant que de l'hydrogène, ne peuvent fournir les vapeurs absorbantes nécessaires à la formation des

taches. Toutes les prolubérances ne sont donc j)as de véritables éruptions : la différence consiste essentiellenicnl dans la présence ou dans l'absence des vapeurs mélalliques; même sans l'aide du spectroscope et l'observation des raies individuelles, on peut distinguer ces deux ordres de phénomènes par leur aspect extérieur, parles différences qui existent dans l'élévation et la vivacité des jets incandescents. Prés des pôles, les protubérances se réduisent quelquefois à de simples diffusions de la matière chromosphérique semblables à celles que nous observons dans nos nuages. La granulation de la surface solaire est produite par ces innombrables petits jets incandescents qu'on retrouve sur le contour du disque sous forme de petites fl unmes, de poils ou de gerbes

i3° L'activité du Soleil présente des variations périodiques très-singulières; la durée moyenne de chaque période est probablement de onze ans et un tiers. Pendant cet intervalle, il se produit d'autres variations dont l'étendue est moins grande et la période plus courte; leur origine est encore peu connue, mais elles paraissent dépendre de l'action des planètes. Ces variations de l'activité solaire n'ont été étudiées jusqu'à présent que relativement au nombre des taches qui en sont la conséquence; mais les observations spectrales faites ces dernières années nous apprennent qu'il y a des variations périodiques très-complic[uées dans l'étendue qu'occupent les protubérances, soit en longitude, soit en latitude, qui marchent d'accord avec les taches.

i4" L'état intérieur du Soleil nous est complètement inconnu; cependant tout nous porte à croire qu'il est à l'état gazeux jusqu'à une profondeur très-grande. A l'intérieur, il est sans doute à cet état critique qui sépare les gaz des liquides; les forces antagonistes sont alors en équilibre très-peu stable, ce qui expliquerait l'abondance et l'énergie des éruptions.

i5** La quantité énorme de chaleur emmagasinée dans le Soleil n'est qu'une faible partie de celle qui s'est développée pendant la formation de cet astre. La source principale de cette chaleur est la force de gravité, dont le travail a développé l'immense quantité de force vive concentrée dans ce vaste foyer; la condensation progressive du Soleil continue encore à produire de la chaleur et contribue ainsi à maintenir constante la température de l'astre.

i6° La radiation fait perdre au Soleil des quantités immenses de chaleur; mais il v a des sources de compensation, non-seulement dans l'action de la gravité, ainsi que nous venons de le dire, mais surtout dans les changements d'état qu'éprouve la matière solaire : il suffit qu'une faible partie de cette matière passe de 1 état de dissociation à cehii de combinaison pour émettre une quantité de chaleur capable de compenser abondamment les pertes quotidiennes.

I 7° Nous devons donc considérer le Soleil comme un corps qui perd de la chaleur; sa température demeure cependant sensiblement constante pendant des périodes immenses, bien plus longues que celles qui peuvent avoir quelque intérêt pour l'humanité. Supposons la matière solaire à un état de diffusion assez grand pour qu'elle occupe tout l'espace planétaire jusqu'à l'orbite de Neptune; supposons qu'une force quelconque la condense subitement et sans perte de force vive de manière à lui faire occuper son volume actuel ; cette condensation produirait une quantité de chaleiu' capable de volatiliser de nouveau la masse tout entière : nous pouvons juger par là des énormes pertes d'énergie thermique que le Soleil a du éprouver avant de parvenir à l'état sous lequel nous le voyons aujourd'hui.

iS*' De ces pertes continuelles résulte une circulation générale de la masse solaire. Cette circulation se manifeste par la

direction des protubérances régulièrement inclinées vers les pôles et par d(\s différences sensibles dans la vitesse do rotation des diverses parties : le maximum a lieu à réc|uateur et la vitesse va en diminuant dans les latitudes plus élevées. Il est impossible de ré\ (xpier en doute l'existence de cette circulation, quoiqu'elle n'ait pas encore été complètement étudiée ni expliquée; sa régularité est souvent troublée par les actions qui produisent les taches et les protubérances.

icf Rien ne prouve que le Soleil doive demeurer indéfiniment dans l'état où nous le voyons; mais, si nous tenons compte de l'immense quantité de matière qui le compose, nous pouvons être certains que les influences qu'il exerce sur son cortège de planètes et de satellites continueront à s'exercer encore pendant des millions et des millions de siècles sans aucun changement appréciable.

Nous avons parlé jusqu'à présent de la nature intime de l'astre mystérieux qui nous éclaire; ce que nous avons découvert est sans doute bien peu de chose, et encore nos connaissances sont mélangées de bien des incertitudes. Cependant, si nous considérons les progrès raj)ides que la Science a faits dans ces derniers temps, nous ne pouvons que nous féliciter de ces immenses travajix et vivre dans l'espérance que les savants, qui travaillent avec tant de courage et de persévérance, ne tarderont pas à nous faire connaître d'autres merveilles.