PREMIERES RECHERCHES

L'éclipsé de 1868 sera une date mémorable dans l'histoire de l'Astronomie, car c'est alors que ]M. Janssen apprit aux savants à étudier en tous temps les protubérances, sans être obligé d'attendre les époques si rares où la nature se plait à nous les montrer en éclipsant pour ini instant la brillante lumière qui nous empêche de les voir. Depuis lors, le spectroscope est devenu ini instrument indispensable aux astronomes ; c'est grâce à lui qu'ils peuvent observer tous les joiu's ces produits de l'activité solaire qui se dérobent ordinairement à nos regards. On s'est livré à cette étude avec une

ardeur iiu omparablo, et eu quelques auuées ou a obteuu des résultats extrèuiement intéressauts ; les nouvelles découvertes ont comblé de nombreuses lacunes dans les différentes l)rauches de la Pbysique solaire, et projeté une éclatante lumière sur une multitude de questions qui, sans ces travaux, seraient l'cstées à jamais enveloppées de la plus profonde obscurité.

Le jour même où l'on apprenait en Europe la découverte de M. Janssen, un autre savant justement célèbre, jM. Lockycr , arrivait de son côté au même résultat. Une coïncidence aussi frappante nous montre que la science était préparée à cette grande découverte; mais il est incontestable ([ue l'observation de Féclipse totale a singulièrement aidé à 1 iutelligence de ces phénomènes qui, sans elle, auraient peutêtre été pendant longtemps mal compris et mal interprétés. L'histoire de la science ne nous donne que peu d'exemples (l'un succès aussi rapide et aussi complet, et ce succès est d'autant plus remarquable qu'il s'agissait d'un travail trèsdifficile et (pie les observateurs étaient en petit nombre: aussi nous ne craignons pas de dire que la postérité rendra justice au zèle et à l'habileté des savants nos contemporains.

Nous nous pi'oposons de faire connaitre ici les méthodes d'observation et les résultats obtenus; nous le ferons aussi brièvement que le permettront l'importance du sujet et l'étendue des matériaux; mais, avant de commencer, nous devons avertir le lecteur qu'il est très-difficile de dire ce qui appartient à chaque savant en particulier. Très-souvent, les mêmes observations et les mêmes découvertes ont été faites simultanément dans des pays très-éloignés les uns des autres; quelquefois, bien que faites à des jours différents, elles ont cependant été indépendantes, de sorte que plusieurs observateurs en partagent la gloire. Il faut dire de ces travaux ce qu'on dit d'une victoire remportée pai' une troupe de braves :

elle est due au niérile de tt)U.s les soldats et à celui de chacun d'eux en particulier; l'iioniieur consiste à avoir son nom inscrit sur les rùles de cette armée glorieuse. Mais personne ne songe à revendiquer la gloire de ce qu'il a fait ])ersonnellement pour contribuer au succès commun : ce seraient des rivalités puériles et sans fruit.

Janssen, Lockver, Tïerscliel, Ziillner, Tluggins ont ouvert la brèche: à leur suite sont venus Respiglii, Tacchini, I.orenzoni, Rayet, Young, etc. Tels sont les noms que nous rencontrerons souvent dans cet exposé. Nous avons cherché, par tous les niovens possibles, à nous mettre au courant de tous les travaux cpii ont été exécutés par ces savants et laborieux observateurs; mais, tout en cherchant à rendre à chacun ce qui lui est dû, nous puiserons dans notre propre expérience les résultats que nous avons pu constater. S'il nous arrive d'apprécier le mérite de chacun avec moins de justice (|U(' nous n'aurions désiré le faire, nous demandons qu'on l'attribue à l'extrême difficulté d'y réussir et non à quelque s'MitinKuit ressemblant plus ou moins à la malveillance,

D ailleurs, le premier pas était le plus difficile, et la véritable gloire revient à la première découverte. A partir de ce moment, il suffisait d'avoir de la j^atience et de l'adresse pour réussir, et les découvertes devaient nécessairement se multiplier. C'est ainsi que nous avons pu entrer un des premiers dans cette voie; nous avons répété les observations de yi. Janssen le jour même où le journal de JM. l'abbé ]Moigno nous les fit connaître, et depuis lors nous n'avons pas cessé de nous en occuper. Le lecteur comprendra donc ([ue nous parlions de préférence de ce que nous avons \u : en agissant ainsi nous ne voulons pas revendifpier pour nous les travaux des autres, mais nous décrirons les phénomènes avec |)lus d'assurance et de conviction.

§ 1 . — Observations faites avec une fente étroite .

On peut, suivant le but qu'on se propose, employer différentes méthodes pour rol)servation des protubérances solaires. Chacune de ces méthodes exige ce])endant de l'adresse, un spectroscope possédant un mécanisme qui permette de le tourner à volonté dans les différents angles de position, de sorte qu'il puisse occuper toutes les positions autour de l'axe d(^ la lunette, enfin une lunette à laquelle on ])uisse imprimer des mouvements lents et précis. Cette lunette doit être mue par ini mouvement d'horlogerie, ou, du moins, elle doit être adaptée à une monture parallactique avec le mécanisme nécessaire pour produire des mouvements lents. Il faut, en effet, maintenir pendant tpielque temps le bord de l'image solaii'e sur la fente du spectroscope, dont la largeur est au plus de quelques dixièmes de millimètre, et suivre le mouvement de l'astre pendant la durée de l'observation. Pour certaines recherches plus délicates, l'horloge motrice ne donne même pas une précision suffisante, et il faut savoir y suppléer soi-même.

IVous avons déjà parlé des spectroscopes (' ) , et nous ne reviendrons pas sur ce que nous avons déjà dit; mais nous devons ajouter ici quelques détails qui sont utiles pour le nouveau genre d'observations dont nous avons à parler.

\j\Jig. i5i représente la disposition de notre a|)j>areil; il se comj)ose d'une grande huiette êquatorialo avant 23 centimètres d'ouverture et 4"S4<^ ^^ longueur focale. En AB est représenté le porte-oculaire auquel est adapté le spectro-

(') Tome I, pajes 220-^3 '|.

scopc./) est le cercle de position au moyen duquel le spectroscope est mis en mouvement par le bouton h engrenant avec une roue dentée placée à rintéiicur. t:, ::' sont les [)la-

tines portant les prismes; CC est le chercheur de la grande lunette; MN un écran en carton blanc sur lequel se projette l'image du Soleil formée par le chercheur, afin de reconnaître plus facilement les jioints que l'on observe ; fo lunette analysatrice du spectroscope ayant un oculaire diagonal o pour

faciliter le travail. Dans le tube c se trouve le collimateur avec un prisme à vision directe.

Dans les observations que l'on fait d'ordinaire avec le spectroscope , il s'agit simplement de recevoir l'ensemble des ravons que nous envoie une source de lumière; ici, au contraire, on se propose d'examiner en particulier certains points du tlisque solaire. Pour cela, il faut d'abord projeter l'image du Soleil sur la plaque dans laquelle est pratiquée la fente du collimateur; celte plaque doit donc être aufover principal de l'objectif, afin que l'image s'y forme avec netteté et précision. On s'assure que ce résultat est obtenu en regardant 1 image avec une loupe à travers une ouverture latérale K, en protégeant l'œil avec un verre légèrement coloré. Nous conseillons beaucoup de pratiquer dans le tube cette ouverture latérale, ou d'emplover un moyen quelconque pour rendre la fente commodément visible : les débutants auront ainsi plus de facilité pour la mise au point, et l'on j)ourra voir din^cLement quelle est la position de l'image par rapport à la fente.

La mise au point étant terminée et la fente étant convenablement rétrécie, on met au point l'oculaire de la petite lunette du spectroscope, de manière à voir nettement toutes les raies de Fràunhofer et surtout la raie G de l'hydrogène, après f[uoi on jie touchera plus à cette partie de l'instrument. Connue le spectre est, en général, assez vif, on pourra proléger l'œil avec un verre légèrement coloré en rouge rubis, comme on en trouve facilement dans le commerce; ce verre suffira pour que l'œûl ne soit pas ébloui, et, comme il n'arrête pas tous les ravons rouges, on pourra distinguer nettement la raie C.

L'appareil étant ainsi disposé, on le promènera lentement sur le disque solaire, jusqu'à ce que la fente vienne à tomber

sur le bord, do manière à y être parfaitomont tangente. Alors on verra tout à coup la raie C devenir brillante : c'est que la cliromosphère se projettera sur la fente et que sa lumière remplira le champ de la lunette analysatrice. Ce résultat est représenté dans \'djig. i52. BB' est le bord du disque solaire au-dessus duquel s'élève la chromosphère; mn est la position de la fente, SS' le spectre dans lequel la raie C est renversée, tandis que la raie B est noire.

Pour voir nettement les protubérances, il faut que l'image

Fig. i52.

du Soleil se fasse avec la plus grande précision dans le plan de la fente. Pour y arriver, on dispose la fente perpendiculairement au bord du disque ; on voit alors dans le champ deux parties bien distinctes, l'une qui est vivement éclairée par les rayons directs du Soleil , l'autre éclairée par une lumière beaucoup plus faible venant de l'atmosphère environnante : c'est ce que représente la Jïg. i53. On tourne alors le bouton I) de la grande lunette, qui sert à régler la distance de la fente à l'objectif, jusqu'à ce qu'on voie nette et bien tranchée la ligne S, e, qui sépare le champ en deux parties diversement éclairées.

Si l'on tombe sur une protubérance, on verra immédiatement jaillir, en dehors du Soleil, trois raies brillantes : l'une

Fig. i53.

dans le rouge sur le prolongement tic C, la seconde tout près

de D, la troisième sur le prolongement de F; peut-être même en verrat-on une quati'ième près de G. S'il n'y a pas de protubérances, ces lignes existeront néanmoins; mais elles seront très-courtes et, par conséquent, difficiles à reconnaître. S'il y a sur le bord du Soleil quelque facule ou quelque tache, en dirigeant la fente vers l'endroit où elle se trouve et en la maintenant toujours normale au bord du disque, ce qu'on fera en lournaut convenablement le spec- Iroscope en jwsitio/i au moven du pignon b, on trouvera bientôt dans le voisinage les raies que nous venons d'indiquer et qui caractérisent les |)rolubérances.

Si, après quelques essais, on ne réussissait pas, on recommencerait l'opération en disposant la fente parallèlement au bord, suivant le procédé que nous avons indiqué plus haut. On pourrait, avec avantage, suivre une marche inverse, c'està-dire mettre la fente en dehors du (hsque solaire et l'en approcher lentement; lorsqu'on verra s'accroître d'une manière considérable l'éclat de la lumière, on regardera attentivement la raie C; au moment où la lumière du disque commencera à paraître comme

une pluie de rayons Ijrillants, à cause de l'agitation du bord, on verra tout à coup la raie C devenir lumineuse et se détacher avec une grande vivacité sur \c reste du spectre (^î^. 1 54). Si cette raie apparaît à quelque distance du bord, elle appartient à une protuljcrance ; elle provient simplement de la chromosplière, si elle n'apparaît que dans le voisinage immédiat du Soleil.

Il faut l'appeler deux choses à ceux qui débutent dans ces

observations : i*' la chromosphère est très-basse, et par suite il est difficile de saisir la raie brillante qui la fait reconnaître; mais, lorsqu'on l'aura vue une fois, on la retrouvera facilement; 2° lorsque l'air est calme, la difficulté est beaucoup moins grande; si l'atmosphère est fortement agitée, on voit apparaître la raie brillante au milieu de la pluie de ravons qui la précède ordinairement. Comme la chromosphère enveloppe le Soleil de toutes parts, on doit l'apercevoir siu' tous les points de son contour.

Lorsqu'on a réussi à voir la raie C renversée , il est facile de trouN er les protubérances en faisant tourner le spectro-

scope autour de sa roue de position à l'aide du Ijouton b et en le mettant successivement en contact avec les différents points de la circonférence, surtout dans la région des taches. Il faut cependant un peu d'adresse et d'habitude pour exécuter ces mou\ements. Dans les époques où les protubérances sont rares, comme en 1875, il faut quelquefois parcourir des arcs très-grands a^ant d'en trouver une, de sorte que le travail alors est un peu pénible.

Lorsqu'on a rencontre une protubérance, on peut relever

Fiff. i55.

sa forme de plusieurs manières; la première méthode est celle des sections successives, parallèlement ou perpendiculairement au bord.

Soit RPR {fig. i55) le bord du disque solaire; si l'on donne successivement à la fente les positions SS, S, S, , SoSo, on verra varier la longueur de la ligne brillante dans le champ de la lunette analysatrice, et l'on pourra ainsi apprécier la forme de la protubérance. Si c'est un nuage isolé, on verra les raies disparaître à une certaine distance , puis reparaître de nouveau, <:omme dans \^Jig. i56.

Il n'est pas difficile de se rendre compte de ces appa-

reiices. La fente tombant sur la protubérance mon {fig. i ^7), la ligne gh, C de l'hydrogène, sera éclairée seulement dans

Fi g. i:)6.

la région g' h' ^ la ligne ef ne sera brillante que sur la lon-

gueur e'f\ et ainsi de suite, jusqu'à la ligne ah qui ne sera nullement éclairée, parce qu'elle tombe en dehors.

§11. — Premiers résultats des obsenritiojis.

Cette méthode est pénible , parce qu'elle demande une grande attention ; elle permet cependant de résoudre un grand nombre de problèmes et d'obtenir des résultats trèsimportants relativement aux protubérances et à la chromosphère.

1"^ Supposons la fente perpendiculaire au bord et divisée en deux parties égales par h; contour du disque. Quel que soit le point que l'on observe, on aperçoit toujours un spectre

composé (lo deux zones inégalement éclairées [fig. i53 et VI. IL //ii'. i), mais possédant toutes les dvux les raies caractéristiques du s[)cctre solaire; la plus brillante appartient au Soleil, 1 autre à l'air atmosphérique éclairé par la lumière de cet astr(\ Près de la ligne de séparation des deux zones, un j)eu en dehors, l(^s raies C et V liiillent d'un vif éclat. De plus, dans le jaiuie, auprès du point 1), du côté du vert, on voit hriller une raie jaune. Enfin ou aperçoit dans le voisinage de la raie G une autre ti'ae(^ brillante que l'on a nommée h.

A rexcej)tion de celle qui correspond au jaune, toutes les raies que nous venons de signaler apjKirtiennent à l'hydrogène; d'où il suit que ce gaz forme une couche générale et continue autoui" du Soleil.

2*^ Cette couche a une épaisseur de lo à i5 secondes, mais elle est très-irrégulière; on peut le constater en disposant la fente perj)endiculairement au bord et en mesurant l'étendue des portions brillantes. Cependant on remarque bien souvent que la ligne noire, C par exenijile, disparaît d'une manière complète sans donner lieu à une ligne brillante ; c'est ce qui arrive surtout auprès des facules et des taches. Ce fait démontre qu(^ l'hydrogène existe bien au delà des régions où il produit le renversement des raies; mais il y est en cjuantité suffisante pour neutraliser seulement la ligne noire sans pouvoir la rendre brillante. En disposant la fente tangentiellement au bord, on voit les raies acquérir une longueur égale à la largeur du spectre et devenir très-vives.

3** En plusieurs points du contour solaire, on voit des lignes brillantes acquérir et même dépasser notablement la longueur qui correspond à i 5 secondes ; elles se présentent quelquefois comme des fragments isolés du bord, ainsi qu'on le voit dans \àfig. i56, en a et en /;, où la fente est perpendiculaire

au bord, ou comme en c, où elle lui est ])arîilléle. On voit })ar cet exemple que, d'après la forme et la disposition des raies, on peut tracer la forme des protubérances en déplaçant con- \enablement le spectroscope.

On peut donc, par ce moyen, étudier les protubérances avec la i)lus grande facilité, même en dehors des éclipses, signaler leur présence , déterminer leur forme et les dessiner avec autant de facilité que si elles étaient visibles dans toute leur étendue.

§ 111. — Observations faites avec une fente large.

Cette méthode était cependant très-pénible, et, si nous en avons profité, ce n'a été qu'au prix de beaucoup de fatigues; mais, lorsqu'on observe tangentiellement au bord solaire, si Ton ouvre lentement la fente jusqu'à lui donner une largeur de 3 ou 4 dixièmes de millimètre, ou même davantage suivant les cas, on verra la ligne G devenir plus large et irrégulière sur l'un de ses côtés; on pourra alors voir directement le contoiu' entier de la protubérance ou du moins la plus grande partie. Lorsqu'on ouvre ainsi la fente, les raies fines disparaissent complètement; la raie C s'élargit et cesse d'être nettement terminée sur ses bords; mais en même temps h' contour de la protubérance se dessine avec netteté, comme on le voit dans ^'cifig. i58. Si alors on ne voit pas assez nettement la forme de la protubérance, il faudra modifier la mise au point de la grande lunette, et Ton ne tardera pas à avoir une image nette et bien tranchée. La flamme se détache ainsi sur le fond sombre de la raie diffuse C, elle brille d'un merveilleux éclat aux yeux de l'obsem ateur.

Telle est la nouvelle méthode que nous employons pour

observer en plein jour les protubérances du Soleil ; cette légère modification apportée au premier procédé rend les observations plus faciles et nous permet d'obtenir en moins de temps des résultats plus nombreux. Elle a été imaginée à la fois par le capitaine Tlerscliel, par iMJM. Iluggins et Z(')llner ; nous pouvons dire qu'elle a suffi à transformer l'étude des

rig, i58.

protubérances : elle l'a rendue facile et attrayante, de pénible qu'elle était aupara\ant.

Avant qu'on eût imaginé ce procédé si simple, M. Iluggins avait essayé de voir directement les images des protubérances en adaptant à l'oculaire des milieux colorés; mais il n'avait pas réussi. jMM. Zollner et Young avaient essayé des fentes oscillantes et d'autres mécanismes , mais sans aucun succès : il a suffi d'élargir un peu la fente pour satisfaire complètement aux besoins de la science.

- lo --

Nous avons jiarlc (11111 verre rouge qu'on peut placer devant l'oculaire du spectroscope pour faciliter l'observation des protubérances. Ce verre est très-utile : il absorbe la lumièn" diffuse et ménage la vue de l'observateur. Sans doute, il fait pâlir les protubérances un peu faibles, mais il rend en sonmie d<'s services réels dans une longue série d'observations. Tout ce que nous venons de dire ne s'ap[)lique, bien entendu, qu'au cas où l'on se propose d'étudier l'image rouge des protubérances. Si 1 on veut examiner la raie F ou quelque autre ligne colorée, il faut renoncer au verre rouge ; mais alors il devient nécessaire d'affaiblir autant que possible la lumière atmosphérique et d'augmenter la dispersion en multipliant le nombre des prismes, ou en f;dsant revenir le ravon à travers les jirismes qu'il a déjà traversés une première fois. M. Young a réussi à photographier l'image violette des protubérances correspondant aux rayons voisins de H; il emplovait poiu' cela un spectroscope à treize prismes, et une petite chambre obscure appliquée à la lunette du spectroscope.

A^ ec le spectroscope ordinaire, on peut étudier assez bien les taches, surtout en grossissant avec un oculaire ou avec l'objectif d'un microscope l'image produite au fover de la grande lunette et projetée sur la fente. Cependant elles sont en général déformées par la dispersion, qui les allonge énor-

Fig. 159.

mément ^ fig- '39); mais, si l'on place un second prisme à 20 ou 2J centimètres de la fente, ou bien en avant de l'objectif de la grande lunette, comme nous l'avons expliqué précédemment t.P', p. 233), on parvient à les voir aussi bien qu'a> ec un verre coloré. Ce procédé est utile , surtout

lorsqu'il s'agit de reconnaître les positions relatives des taches, des facules et des protubérances. Dans ce cas, on peut aussi évaluer la hauteur des protubérances par la distance qui existe entre le bord du Soleil et le point où se manifestent les raies renversées de l'hydrogène ; on peut (unplo\ er les raies spectrales elles-mêmes pour mesurer cette distance. Enfin on peut, par ce moyen, constater que les raies du sodium , du calcium et du fer se dilatent et deviennent nébuleuses sur les taches. Lorsqu'il y a une violente éruption, on voit apparaître les lignes brillantes qui caractérisent l'hydrogène même dans l'intérieur des taches.

Ce qui serait à désirer maintenant pour faciliter encore davantage ces recherches , c'est la découverte d'un milieu parfaitement monochromatique pour les raies de l'hydrogène. On verrait alors l'image de ces flammes rouges comme on voit celles des taches. Ce milieu peut-il être trouvé? Nous engageons les physiciens à diriger leurs recherches de ce côté.

Les détails dans lesquels nous sommes entré paraîtront sans doute minutieux, mais ils ne seront pas inutiles pour les amateurs. Il arrive souvent que, faute d'instructions détaillées , on perd au début beaucoup de temps , quelquefois même on se décourage en voyant qu'on n'arrive à aucun résultat. C'est ce qui nous a engagé à donner tous ces détails pratiques, et nous agirons de même dans la suite.

§ IV. — Réflexions théoriques sur les instructions pratiques qui précèdent.

Si l'on veut que rien n'arrête dans l'application pratique des instructions que nous venons de donner, il est nécessaire de comprendre les principes sur lesquels reposent tous ces

procédés : c'est pour cchi que nous allons faire une petite excursion dans le domaine de la théorie optique du spectroscope.

L'instrument ainsi combiné s'appelle léléspectroscope : car il se compose d'un sj)ectroscope combine avec un télescope ou lunette astronomique. Dans cet appareil , il y a deux foyers bien distincts, et chacun doit être mis au point avec la plus grande précision : i" la petite lunette analysatrice doit être mise au point sur les raies, la fente étant étroite; 2*'la grande lunette doit être réglée de manière à produire sur le plan de la fente une image nette des bords du Soleil.

Il ne sera pas inutile d'entrer dans cjuelques détails sur la marche de la lumière dans le spectroscope. Nous su})poserons, pour plus de simplicité, qu'il est composé d'un seul prisme.

Soit a la lentille objective de la grande lunette [Jig. i6o); les ravons se croisent au fover principal F, et c'est là que doit se trouver la fente. De là, ils passent dans l'objectif c du collimateur qui les rend parallèles; puis ils traversent le prisme yj, l'objectif/ de la lunette analysatrice et vont enfin former inie seconde image réelle g; cju'on examine avec l'oculaire o. Le grossissement G de tout ce système est représenté par la longueur focale F de la grande lunette divisée par la longueur focale du collimateur /, le quotient étant multiplié

F par le grossissement g de la petite lunette : G = -g. Dans

notre instrument, F = 4"S3o, /= o'", i3, g = 5, 5; par con-

scquent, G = - — - x 'j,j — 182.

La longueur du collimateur est ordinairement égale à la distance focale de la petite lunette; le grossissement est alors égal à celui qu'on obtiendrait en appliquant à la grande lunette l'oculaire de la petite. On voit donc (jue les instruments

puissants aiuont l'avantage de donner avec plus de détails il. " 2

1 image clos j)rotubcranccs. Sans doute on les wvvd avec un(> bonne lunette, quelles que soient ses dimensions, mais, pour cela eomme pour l'observation des taelies, la supeiiorité reste ra toujours aux instruments les plus puissants.

Fig. iGo.

Il est bon de remarquer cpi il doit v avoii' luic eertaine proportion entre les deux parties de l'appared , ainsi que l'a démontré M. Lorenzoni : tous les apjjareils speetroscopiques ne peuvent pas également bien s'appliquer à toutes les lunettes.

On peut encore se demander comment le. s|)ectroscope possède cette merveilleuse propriété de faire voir les protu-

bcrancos en plein jour. On a\ait fait hcaïu-oii)) de tentatives pour arriver à ce résultat; elles axaient toujouis été \aines. On avait essayé de produire des éclipses artificielles, d'arrêter par des milieux absorl^ants la plus grande partie des rayons lumineux provenant du disque solaire, etc., etc.: tout avait été inutile. Le spectroscope seul a réussi. Quelle en est la raison?

11 est assez facile de réj)on(lre à cette question, ^ious ne pouvons voir les objets célestes qu'à traxers ratn]os])liere qui nous entoure, et cette atmosphère, dans les environs du Soleil, est très-^ ivement éclairée par les rayons f[ui la traversent. La lumière des protubérances, étant extrêmement faible, ne peut agir sur l'organe de la vue qu'à la condition d'être isolée de toute autre lumière un peu vive. La photospliere ])rille d'un si vif éclat qu'on ne peut espérer de voir les protubérances qu'en se protégeant contre les radiations lumineuses qu'elle nous envoie. Les verres absorbants qu'on emploie communément pour oljserver le Soleil ne peuvent ici nous rendre aucun service, car, s'ils arrêtent assez de rayons pour nous rendre supportable la lumière éclatante de la photosphère, ils doivent rendre les protubérances absolument invi'sibles. Il faut donc recourir à un écran qui nous protège, non-seulement contre les radiations photosphériques, mais aussi contre la lumière que réfléchit l'atmosjjhère terrestre : tel est le double service que nous rend la Lune pendant les éclipses. Dans le spectroscope, l'écran, c'est la j)aroi opaque dans laquelle est pratiquée la fente; elle arrête bien les rayons qui viennent directement de la photosphère, mais elle n'empêche pas l'effet produit par l'illumination i\c l'air atmosphérique. Il s'agit donc de diminuer l'éclat de cette lumière, et c'est ce que font les ])rismes, grâce à la natiue des ravons , sinon monochromatiques, du moins oligocliroma-

tiqiu's dos protubérances. La fente reçoit en même temps les ravons rouges des protubérances et les rayons de toute nature (jui sont réfléchis par l'air atmosphérique ; mais ces deiniers sont étalés par le prisme en une bande trèslongue et presque continue, ce qui affaiblit considérablement leur intensité, tandis que la lumière tl(»s protubérances subit une dispersion beaucoup moins grande; elle donne naissance à un petit nombre de raies qui conservent tout leur éclat , et deviennent visibles ])arce qu'elles sont plus ])rillantes que la partie du spectre qui les entoure.

Le spectroscope fait pour les protubérances ce que font les lunettes pour les étoiles. Ces astres ne peuvent être observés à l'œil nu pendant le jour, mais on peut les apercevoir avec un bon télescope, tandis que les planètes sont absolument in^isi]>les, même avec un instrument. C'est que les étoiles, n'avant pas de diamètre apparent, sont pour nous comme des points lumineux ; leur image est également un point où se trouve concentrée toute la lumière qui tombe de l'astre sur l'objectif, tandis que le grossissement de la lunette étale sur une surface plus grande la lumière des planètes et celle qui nous vient de Tair atmosphérique. Telle est l'explication d'Arago pour la visibdité des étoiles, et il est facile de voir combien elle ressemble à la théorie que nous venons de donner pour expliquer l'action du spectroscope.

Cette théoi'ie nous montre combien il est avantageux de multiplier les prismes afin d'augmenter la dispersion. On affaiblit ainsi l'intensité lumineuse du spectre atmosphérique, tandis que celle des raies protubérantielles n'est diminuée que faiblement par les réflexions et les absorptions que l'on ne saurait éviter dans les prismes. C'est pour cela qu'on a construit des appareils où la lumière traverse successivement six prismes, quelquefois douze et davantage. Il y a cependant

une limite au delà de laquelle les prismes nuiraient plus, en réfléchissant et en absorbant la lumière des protubérances, qu'ils ne serviraient en dispersant davantage celle de l'atmosphère.

La théorie explique encore un fait qui avait été remarqué dans la pratique des observations spectrales. Lorsque l'air est bien pur et le ciel parfaitement bleu, on peut ouvrir beaucoup la fente et voir ainsi une grande étendue des protubérances; mais, lorsque le ciel est brumeux et blanchâtre, la fente doit demeurer plus étroite. Lorsque l'atmosphère est remplie de ces cirrus formés d'aiguilles de glace qui donnent naissance aux halos, toute observation devient impossible, à cause de la lumière que ces petits cristaux diffusent en tous sens autour du Soleil ; les brouillards formés de gouttelettes liquides présentent beaucoup moins d'inconvénients. Lorsque le ciel est pur, nous pouvons donner à la fente une ouverture de plus de i millimètre ; lorsque le temps est voilé, nous devons la réduire à ^ de millimètre ; lorsqu'il y a des aiguilles de glace, il faut renoncer aux observations.

L'ouverture que nous employons habituellement correspond à une valeur angulaire de 24 à 3o secondes, ce qui fait sur le Soled une hauteur de 17 160 à 21 l\5o kilomètres. Si la protubérance est plus grande, il faut V observer par tranches; mais, ces tranches étant assez épaisses, on peut facilement se faire ime idée de la configuration générale , et arriver à faire un dessin suffisamment exact. On peut quelquefois élargir la fente davantage lorsque la protubérance est très -vive, le spectroscope très-dispersif et l'air bien ])ur. Si la lunette ne grossit pas beaucoup, c'est-à-dire si l'image réelle produite au foyer de l'objectif est petite, on peut , avec une fente assez étroite, voir en entier la plupart des protubérances; mais alors on ne voit pas bien les détails de leurs formes, et l'on

s'expose à de grandes illusions dans l'appréciation de leur structure intérieure. Une lunette de lo à 12 centimètres d'ouverture suffit, en général, lorsqu'on emploie lui speetroscope {•omj)osé tl'un seul prisme à vision directe assez dispersif; mais alors il est difficile de bien étudier les détails, si ce n'est dans quelques circonstances exceptionnellement avantageuses.

En règle générale, si l'on veut réussira coup sûr, il ne faut pas tellement ouvrir la fente que les raies C, B, etc., disparaissent complètement : il faut qu'elles soient diffuses, mais reconnaissables. Lorsque les protubérances sont très-vives, on peut employer une largeur plus considérable, de manière a faire disparaître complètement les raies dont nous venons de parler, mais il n'en faut venir là qu'après avoir fait plusieurs essais pour reconnaître quelle est la lai'geur qui donne l'image la plus nette. C'est surtout dans ces recherches qu'il est utile de j^ouvoir apprécier le grossissement du speetroscope.

Pour étudier les protubérances, on peut employer toutes les raies (jui leur sont propres, C, Do, F, h. La raie C est celle qui se ])rèLe le mieux à l'observation, parce qu'elle est plus vive et j)lus tranchée. Les autres sont moins brillantes; elles se projettent sur un fond plus lumineux ou dans des positions moins favorables pour l'observation. Nous verrons cejiendant que, pour certaines études, on peut se servir également bien de toutes les raies.

Quant au pouvoir grossissant qui convient le mieux, cela dépend de l'éclat lumineux de l'objet qu'on observe. S'il s'agit d'une masse faiblement illuminée, un grossissement considérable la ferait disparaître, tandis qu'un instrument moins puissant permettra de la voir distinctement et d'en apprécier la structure intérieure. Tl en est des protubérances solaires comme des taches et des zones qu'on observe dans les pla-

iiètcs , j)()iir lesquelles il est souvent préférable de ne j)as employer les plus forts grossissements. Nous nous contentons en général de i^rossir iiSo fois; il est rare ([ue nous allions jusfpi'à 3oo ou /|00, ear ee qu'on g<igne ru surfaee on le jx-rd en éclat et en netteté.

En augmentant le nombre des prismes, on diminue la lumière atmosplierique sans augmenter les dimensions de 1 image; aussi ce procédé est-il préférable à l'emploi des lunettes à long fover (|iii donnc^nt une image plus grande et diminuent à la fois I intensité lumineuse de l'atmosphère et celle des protubérances.

On peut se demander quels sont les spectroscopes les ])lus convenables pour ces o])servations : vaut-il mieux emplover les prismes à vision directe ou les prismes ordinaires? Nous crovons que les prismes angulaires sont préférables, surtout lorsque Tappai'eil est disposé, comme le notre, de manière à transporter l'oculaire tout près de la fente, car l'observateur peut alors très-facilement, et sans se déranger, amener le bord du disque solaire sur la fente. De plus, les spectroscopes à vision directe augmentent beaucoup la longueur de la lunette, ce qui (*st un grave inconvénienl lorsque le dôme de l'observatoire n'est pas très-grand. Enfin, si les prismes sont doués d'un mouvement automatique, on peut examiner le spectre tout entier avec une grande facilité, jusqu'au violet extrême : il n en est pas de même avec le spectroscope à vision directe; en supposant qu'il contienne deux prismes composés, on p<Mit à peine aller au delà de la raie F (*).

(') Lorsque la fis;. \v>\ a été dessinée, notre ai)]>areil ne possédait pas encore les pièces destinées à produire le mouvement automatique. Depuis lors, nous les avons l'ait construire et nous les avons adaptées à un système de cinq prismes à double trajet dont nous sommes enchanté, {loir t. I, p. 22S,/rV. 86.)

Quant à l'intensité lumineuse, il n'y a pas luie grande différence; il est bien vrai que dans les prismes à vision directe les réflexions sont moins nombreuses, mais ect avantage est compensé ])ar mie absorption ])lus énergique due à la grande épaisseur du verre. Du leste, le jugement que l'on jiorte dépend beaucoup de la pratique (>t de riiabiludc : il arrive quelquefois (|u'un instrument parait d'abord peu a\antageux ; j)uis on le trouve excellent lorsqu'on s'en est servi pendant quelque temps. T.e spectroscope construit avec les réseaux de M. Rutlierfurd nous réussit à merveille et nous fait voir les détails avec la plus grande netteté; mais il est à craindre que le métal ne vienne à s'oxyder.

^ Y . — De la mesure des protubérances.

Pour déterminer les dimensions d'une protubérance, on mesure sa largeiu^ et sa baut(Mn\ Le cas le plus simple est celui on la protubérance est assez petite j)our être entièrement \ isible dans le cliamp de la lunette, sa banteur étant moindre- que la largeur de la fente et sa base ne dépassant point la longueur; il n'y a alors aucune difficulté, car il suffit d'employer le micromètre qui se trouve à l'oculaire du spectroscope. Il n'en est pas de même lorsque les dimensions sont plus considérables et que la protubérance dépasse retendue de la fente : la mesure prés(»nte alors une difficulté sérieuse.

Poui* mesurer la base, on dispose la fente de manière qu'elle soit successivement tangente à ses deux extrémités, et l'on détermine cette dimension en degrés du périmètre du bord solaire par l'angle dont il a fallu tourner le spectroscope; on peut facilement obtenir cet angle avec une assez

grande approximation. De là, il est facile de passer à la vraie grandeur : i degré sur le contour du disque solaire correspond à un angle géocentrique de i ()",■-(), ce qui suppose une longueur de i 2oo4 kilomètres, ou bien, en nombre rond, un diamètre tern^stre.

Pour la hauteur, lorsqu'on garde la lente du collimateur j)arallèle au bord, il faut la porter successivement sur les différentes sections et compter combien de fois la fente est contenue dans la hauteur de la protubérance, ce qui expose à bien des incertitudes; mais, lorsqu'on dispose la fente perpendiculairement au bord, toute incertitude disparait, car il suffit de mesurer la longueur de la plus grande des lignes brdlantes qui traversent le spectre; ce moyen ne réussit cependant que pour les protubérances dont la hauteur ne dépasse pas la largeur du spectre. D'ailleurs cette méthode est longue et laborieuse; si on l'employait constamment, il en résulterait une perte de temps très-considérable.

On pourrait encore faire ces mesures par d'autres procédés : on pourrait, par exemple, mesurer le temps qu'une protubérance met à passer sur la fente, ou encore mesurer sa hauteur par le cercle de déclinaison, en faisant, bien entendu, les corrections relatives à l'angle de position; mais ce procédé lui-même n'est pas très-expéditif, et, par conséquent, on ne peut pas l'employer dans certaines circonstances oii il importe d'opérer promptement, où les phénomènes doivent être, pour ainsi dire, pris au vol, à cause de la rapidité avec laquelle ils se modifient et se transforment.

Nous avons imaginé deux méthodes qui nous paraissent faciles et suffisamment rapides. Voici lapremièn* : au chercheur de la lunette équatoriale {^g. i5i ) est fixée luie tige /S portant un écran de carton blanc MN, perpendiculaire à l'axe optique de l'instrument; on fixe cet écran à une distance

convenable et l'on y j)rojette l'image du Soleil /. Lorsqu'on aperçoit une grande protubérance, on dispose l'instrument de manière que le bord de la fente qui est du coté du Soleil touche le sommet de cette protubérance ; alors on trace, ou bien on fait tracer par un aid(^ le contour de l'image solaire formée sur l'écran dans la région qui correspond à la protubérance. Cela fait, on déplace l'instrument et l'on amène le même bord de la fente à la base de la protubérance, et l'on marque de nouveau la place du bord solaire sur le carton. La distance des deux arcs parallèles ainsi tracés mesm^e évidemment la hauteur cpi'aurait eue sur le carton l'image de la protubérance. Pour fixer la valeur angulaire des grandeurs ainsi déterminées, il suffit de mesurer une fois j)our t()ut(\s sur l'écran une longueur quelconque, par exemple la distance d'une; tache au bord solaire. On se servira pour cela des cercles de l'équatorial ou bien de la méthode des passages; on pourra ainsi construire une échelle de j)roportion qui servira à mesurer les dimensions des dessins. Nous avons trouvé dans notre instrument qu'une longueur de I millimètre correspond à 8 secondes, ce qui nous donne une exactitude suffisante dans la mesure de ces objets si fugaces. Lorsqu'on emploie un spectroscope à vision directe, on remplace avantageusement le carton par un verre dépoli.

On peut obtenir une plus grande précision avec le micromètre à lame de verre épaisse, inventé jadis par M. Porro, et (|ue nous avons appliqué avec succès à ces sortes de mesures. Supposons un rayon lumineux qui suit la droite ae {fig- lOi). Vu point h, on interpose une lame de verre à faces parallèles, disposée obliquement par rapport à la droite «e; le rayon lumineux est réfracté de h en c, et il sortira suivant la direction cd parallèle à sa direction primitive ah. L(; déplacement.

c'est-à-dire la distance des deux droites parallèles ae et cd^ est fonction de l'inclinaison de la lame, de son indice de réfraction et de son épaisseur.

Fig. i6i.

Si l'on place une lame semblable en avant de la fente du spectroseope , l'objet qu'on examine paraîtra entièrement déplacé ; mais, si elle n'en recouvre qu'une moitié, cette moitié paraîtra seule déplacée, tandis que l'autre conservera sa

Fij». iG2.

|)osition normale. Ainsi l'image du Soleil sera partagée en deux parties : l'une restera en a [fig. 1G2 , où l'œil de l'observateur la voit directement, l'autre» sera amenée en c parla réfraction.

S'il y ;i une protubérance auprès du point c, on j)ourra, en

iiicliiuuit la laine, abaisseï- le bord h de manière à amener le sommet e de la protubérance à la même hauteur que le bord a, ce qu'on pourra faire avec la j)lus grande exactitude, grâce à la fente qui est disposée taiigentiellemcnt au point a du distjue. Il suffira de mesurer l'inclinaison de la lame qui a ])roduit ce déplacement , et l'on aura toutes les données nécessaires pour calculer la hauteur en fonction de l'inclinaison.

Du reste, on peut se dispenser des cah uls en construisant cnijMriquenient une Table dans laquelle, en face des différentes valeurs de l'inclinaison , on inscrit les valeurs correspondantes des déplacements exprimés en mesures angulaires; on emploie pour cela les cercles de l'instrument ou bien la méthode des passages qu'on applique à la mesure d'un déplacement connu.

Cette méthode est susceptible d'une grande précision; de plus, elle présente une grande sensibilité, car, le déplacement dépendant de l'épaisseur de la lame, il suffit de prendre une épaisseur convenable pour obtenir un déj)lacement aussi grand qu'on le voudra. En pratique, les lames qui nous paraissent plus commodes ont ime épaisseur Ae l\ -a d millimètres.

La Jig. i63 représente l'intérieur de l'ajjpareil qui est adapté à notre équatorial; la ^^.164 représente son aspect extérieur. La lame de verre est portée par un châssis ovale jnn dont les deux extrémités se terminent par des pivots «, a' qui constituent l'axe de rotation. Un index c?, mobile devant un demi-cercle gradué Z», sert à mesurer l'inclinaison de la lame sur l'axe optique de la lunette. On doit d'abord déterminer la position de l'index pour laquelle la lame est perpendiculaire à l'axe, puis on transporte l'index sur le demi- cercle jusqu'à ce que le sommet de la protubérance soit au niveau

(lu bord solaii'c; on note le uoiiihic de dci^i'rs |t;ir('()iiriis |)ar l'iiidox, et, on face de ce iioinluc. on li'oiiNci'a dans la talilc

Fig. iC.J.

la liautciir de la j)r()tul)crance. On peut se dispenser de déterminer la position de l'index qui correspond au zéro : il suffit

Fig. iG',.

(le l'aire tirux mesures pour deux positions s\métri(|ues de la

lame et de prendre la moitié de l'are parcouru |)ai- l'index.

En employant l'une de ces deux méthodes, on mesnrei'a

avec facilité les Iiauteurs des j)rotubérances, cpioi(iu'elles at-

teignent quelquefois plusieurs minutes. Comme leurs formes sont très-variables et qu'elles ehangent presque à vue d'œil clans certains moments, le procédé le plus expéditif est celui qu'il faut préférer en pratique; c'est pour cela que nous nous servons ordinairement des projections, quoiqu'on obtienne ainsi des résultats moins précis.

Lorsqu'on se sert de l'iiéliospectroscope qui porte un prisme en avant de la fente (' ), on peut mesm-er la bauteur des protubérances sans employer d'autre micromètre que les raies spectrales elles-mêmes : il suffit d'observer quelle est la raie ([ui correspond au ])()rd du Soleil lorsqu'une raie déterminée, ('. par exemple, commence^ à se renv(M\ser.

(') roi,- t. I, p. 233.

CHAPITllE II.

CL\SSIFIC\TIO.\ DES I'ROTUBEn\.NCES.

§ I. — Aspect de la chromosphère.

Vax cmplovant le spcctroscope commi' nous l'jivons ('X])liqiié tlans le Chapitre précédent, on arrive facilement à reconnaître et à étudier la chromosphère et les protubérances. La chromosplière , dont nous voulons parler dans ce paragraplie, est une couche continue qui enveloppe le Soleil de toutes parts. Lorsqu'on dispose la fente perpendiculairement au bord du disque, on trouve j^artout les pointes brillantes des raies renversées de l'hvdrogène, c'est-à-dire C = H«; F = II|3 ; h près de G = TTy ; la quatrième Hc? est très-difficile à voir; mais on l'a reconnue avec certitude. De plus, on trouve une raie Dj auprès des raies D du sodium ; elle est jjlacée du côté du bleu, à une distance égale à 2,oG fois la distance qui sépare les raies D, et Do de ce métal. La nature de la substance qui produit la raie D, est encore inconnue; on a proposé de l'appeler hélium.

La chromosphère n'a pas été, à proprement parler, découverte par le spectroscope ; pendant les éclipses, on avait déjà reconnu son existence, et les observateurs l'avaient tiésignée par différents noms : sierra , vagues., arc rose brillant. Le spectroscope a seulement constaté que cette couche colorée existe toujours et sur tous les points de la surface du Soleil, quoiqu'elle n'ait pas partout et toujours la même épaisseur.

Pour s(> fairr une idée exacte de la chromosphère et de sa ^inuiiire. il faut l'étudier en élargissant médiocrement la Imtc (lu collimateur et en la disposant tangentiellement au dis(ju(\ Lorsque le bord du disque se trouve un peu en dehors de la lente, de sorte que ses rayons ne puissent pas gêner la vue, les raies spectrales les plus fines disparaissent à cause de la lar<ieur de la (ente; on ne voit plus (jiie les principales a, B, C, 1), encore sont-(>lles diffuses et mal terminées.

Fig. i6j.

Au moment où la chromosphère entre dans le champ, sur ce fond obscur, on aperçoit à la place de C une ligne trèsvive et très-brillante; son aspect est tout à fait comparable à celui que ])rcsente la raie C de Fraunhofer renversée lorsqu'on examine le spectre avec une fente étroite ; la seule différence est que cette ligne a son bord extérieur garni de franges [fig. iG5). Lorsque l'atmosphère terrestre est agitée, on ne parvient à \oir cette ligne brillante que dans la région trèsvoisine du disque solaire où la scintillation du liord se fait

sentir dans le spoctrosrope. Il est inènu* très-surj)nMiaiit qu'elle demeure si tranquille, malgré la seinlillation dont nous venons de paricM". A Oiei eonnnenl nous ('X[)li(|wons ce pliénomène. ].es oscillations de I air (ont passer à travers la fente une petite quantité de lumière provenant du hord solaire; ce ne sont j<as des rayons eoiitinus, mais des espèces de vagues intermittentes, dette lumière, étant blaîiclie, forme un spectre complet qui envahit, non-seulement la raie C, mais aussi toutes les autres, La raie C demeure immobile, parce que, étant monoeliromatique, son indice de réfraction ne change pas; son intensité est à peu près invariable, parce que l'invasion i\c la lumière blanche est légère et rapide et qu'elh» est réduite [)ar le spectroscope à la même couleur de la raie C.

Lorsqu'on examine la chromosphère avec ini faible grossissement, il sendile, en général, que son contour est nettement terminé, comme serait la surface d'une couche liquide; avec un grossissement convenabhî, on aperçoit plus nettement les détails de sa structure.

i°Asabase, c'est-à-dire dans la partie intérieure qui se trouve immédiatement en contact avec la surface du Soleil, elle aune teinte plus vive que dans sa partie supérieure, et c'est ])our cela que, la fente du spectroscope étant perpendiculaire au dis([ue , on voit les raies se terminer en pointes effilées. Cette couche parait plus ou moins élevée, suivant l'instrument que l'on emploie ; son élévation paraîtra plus considérable si le |)risme possède un grand pouvoir dispersif, parce qu'alors il affaiblit davantage la lumière de l'atmosphère terrestre. Les observations spectrales nous donnent une hauteur de lo à i5 secondes; mais les phénomènes observés pendant les éclipses prouvent que cette valeur est trop faible; d'après les observations de Eastman à Syracuse, et de