STRUCTURE GÉNÉRALE DES TACHES SOLAIRES

§ I. — Aspect général de la pliotosphère.

Lorsqu'on oxamine le Soleil avec des inslnimeiits ayant une grande ouverture et un fort pouvoir gros &issant, on voit que sa surface, loin d'être lisse et uniforme, présente une apparence irréguliére et ondulée, comme une mer agitée par la tempête. Lorsqu'on la projette sur un écran blanc, à l'aide d'un puissant oculaire, on lui trouve ras|)ect représenté dans la fig. i6, caractérisé par ime multitude de rides et d'anfracluosités impossibles à détailler.

3a PIKKlKU FABTIB.

Quelquefois, surtout auprès du bord, et dans le voisinage des taches, on aperçoit çà et là des masses plus lumineuses qu'on appelle des/acules. Elles occupent souvent un espace assez considérable; il est rare qu'elles soient Irès-vives et isolées. \Ji.fig. 1 7 re-

présente une facule remarquable observée au Collège Romain.

Si l'on veut connaître cette structure d'une manière plus précise, il faut renoncer aux projections, et examiner directement le Soleil, avec un oculaire puissant, et dans un moment où l'atmosphère est parfaitement calme. Alors on voit que la surface est recouverte d'une multitude de petits grains, ayant presque tous les mémesdimensions,mais des formes trè»Klifférentes, parmi lesquelles l'ovale semble dominer. Les interstices trèsKléliés, qui séparent ces grains, forment un réseau sombre, sans être complètement noir. Dans la

SimCTUBR DU BOLSIL. 33

fig. 18, nous avons essayé de faire une esquisse qui représentât l'aspect caractéristique de la surface, car

les détails sont impossibles à reproduire. Il nous semble difficile de trouver un objet connu qui rappelle cette structure ; on obtient quelque chose d'analogue en regardant au microscope du lait un peu desséché, dont les globules ont perdu la régularité de leur forme.

Ces grains se réunissent quelquefois en petits groupes, et forment alors une masse plus brillante, comme on le voit dans la^^. 19. L<nir formi- ovale les a fait comparer à des grains de riz. M. Naslunvtli les avait appelés feuilles de saule; mai:* leur forme rappelle plutôt celle des grains de rix, bien qu'en réalité elle soit trt-s-irrégulière.

Cette structure n'a pu être remarquée qu'avec des instruments à grande ouverture, car les grains ayant

34 PBBHIÈM PIBTIB.

de rrès-faibles dimensions, la diflraction en les amplifiant et les Ëiisant empiéter les uns sur les autres, produit nécessairement une confusion «énérale. Les di-

mensions réelles de ces grains ne sont pas faciles a déterminer, à cause de la difficulté de les fixer individuellement sous le fil du micromètre. On ne peut y réiissîr qu'en comparant leurs diamètres à ceux des fils micrométriques, et on les évalue à | ou ^ de seconde. On peut les mesurer d irectement lorsqu'ils se pressent aux environs des pores ou des très-petites taches. Alors ils ne -sont plus ronds, mais ils semblent s'allonger et prendre la forme de petites feuilles ayant leur grand axe dirigé vers le centre de l'ouverture. Tel est le cas de la ])etite tache de layîg'. 18, observée le 10 août i865. Cette tache était presque ronde; elle avait un diamètre de G", 38; son périmètre contenait de 24 à 32 de ces petites feuilles, il était difficile de

STBUGTUBB DU SOLBIL. 35

les compter d une manière plus précise ; leuit largeur était donc, en moyenne, de o'',6 à o",8; et si nous tenons compte de l'espace qui les séparait les unes des autres, espace qui est bien égal au tiers de chacune d'elles, il reste pour leur largeur un tiers de seconde, ou une demi-seconde .

Ces nombres sont certainement exagérés, car les grains sont toujours plus petits que les feuilles, et de plus, leur diamètre est toujours amplifié par la diffraction. Chaque point lumineux produit ici un phénomène analogue à celui que présentent les étoiles; l'angle qu'elles sous-tendent est réellement nul, et par conséquent elles devraient se présenter à nous comme de simples points ; et cependant les meilleures lunettes nous les montrent comme de petits cercles dont les dimensions sont très-appréciables. L'instrument que nous employons leur donne un diamètre apparent que nous évaluons à -^^ de seconde, car deux étoiles de grandeur moyenne plus voisines, au lieu de se séparer, se confondent en une seule image de forme ovale.

Autant qu'on en peut juger par les observations faites jusqu'à présent, ces grains sont de véritables points lumineux, et on peut les considérer comme étant les sommets d'autant dt^cônes ayant à la base des diamètres de 240 a 260 kilomètres.

Les grains sont animés de mouvements sensibles,

mais très-difficiles à déterminer au milieu de la masse

brillante de la photosphère. C*est auprès des pores

qu'on peut le constater plus commodément. Sur le

bord de ces ouvertures, on voit les grains s'allonger,

se mouvoir, et modifier complètement le contour des

pores. Ainsi, au bout d'une demi-heure, le trou cir-

36 puhiKhk pirtib.

culaire ♦représenté dans ^^fig. 19 se trouva à moitié envahi ; six grains occupèrent presque la moitié de sa surfece, se disposant perpendiculairement à un diamètre passant par le centre. Au bout d'une heure, la cavité avait complètement disparu.

W, Herschel avait remarqué ces granulations; il leur donnait le nom de comtgations ou rides, expression moins exacte peut-être, mais par laquelle, comme ses descriptions le montrent avec évidence, il désignait le même phénomène dont nous parlons. Il avait aussi remarqué le réseau sombre qui sépare les grains, et il le désignait par le mot indentation. Il eut bientôt formé une théorie pour expliquer ces apparences. Pour lui, les points brillants a [fig- 3o) étaient les sommets des

cônes de flammes dont le Soleil serait couvert, tandis que le demi-jour b du réseau obscur s'expliquerait par les nuages planétaires dont il admettait l'existence : c est le noyau solaire obscur. La figure est celle qu'il a donnée dans les Pkilosophical Transactions {1802), pour expliquer son idée.

Cette explication ne saurait être admise, à l'excep-

STBUCTUBB DU SOLBIL. 87

tion de la première partie qui est très-naturelle, sauf qu'elle parait supposer une régularité que nous n'avons pas toujours observée. En effet, nous avons dit que la matière lumineuse du Soleil est analogue aux brouillards ou aux nuages; dès lors, il est bien naturel d'admettre que les grains sont les sommets des mamelons arrondis terminant ces niasses vaporeuses qui flottent comme nos cumulîj dans l'atmosphère solaire. Rien n'est plus commun, même sur la Terre, que de voir, du sommet d'une montagne, des brouillards et des nuages produire un effet semblable; les dimensions énormes de ces corps solaires, présentant une étendue de plusieurs centaines de kilomètres, ne peuvent que rendre cette explication plus plausible. Dans tous les cas, on doit regarder comme certain que les grains sont les sommets de proéminences relativement petites, qui recouvrent la surface du Soleil, car on ne voit bien cette structure que vers le milieu du disque, ainsi que Herschel l'avait déjà remarqué; elle disparaît auprès des bords, parce que ces masses coniques se masquent l'une l'autre, ce qui empêche de voir les interstices auxquels est dû le réseau noir.

Nous avons dit que les grains s'allongent dans le voisinage des pores. Ce phénomène est-il réel ou bien n'est-ce qu'une apparence? On peut soutenir chacune de ces deux hypothèses; peut-être que ces grains, pressés par ceux qui les environnent, tendent à s'allonger réellement pour remplir l'espace laissé vide, comme nous l'observons quelquefois pour les nuages qui flottent dans notre atmosphère; peut-être aussi les cônes lumineux s'inclinent-ils vers l'ouverture voisine, sans s'allonger réellement. Nous reviendrons

38 rABMJfeftB PABTIl.

bientôt sur cette question pour la traiter avec de nonveaux détails.

La sur&ce dn Soleil est quelquefois tellement recouverte de ces granulations, le réseau est tellement prononcé, qu'on serait tenté de voir partout des pores et des rudiments de taches. Mais cet a^>ect n^est pas constant, et il en faut chercher la cause, non-seulement dans les variations de notre atmo5^hère qui rendent quelquefois les obser\'ations difficiles, mais aussi dans les modifications qu éprouve le SoleU. Du reste, il faut le reconnaître, ces petites granulations sont les particularités les plus difficiles à observer, à cause de réchauffement assez rapide de l'objectif et du tube. M.Nashmvth assure qu'en supprimant le tube de sa lunette il distinguait beaucoup de détails qui lui échappaient sans cette précaution.

§ II. — Formation des taches.

Le temps nécessaire à la formation d'une tache est extrêmement variable, et il est impossible d'y découvrir aucune loi : quelques-unes se forment très-lentement, d'autres apparaissent presque subitement. Cependant, si l'on observe le Soleil tous les jours avec beaucoup de soin, on reconnaît que cette formation n'est jamais complètement instantanée, quelque rapide qu'elle puisse être. Le phénomène est toujours annoncé quelques jours d'avance ; on aperçoit dans la photosphère une grande agitation qui se manifeste tantôt par des facules, tantôt par des pores et par un amincissement de la couche lumineuse qui les sépare ; ces pores se déplacent d'abord avec rapidité, puis, l'un

STBUCTUBB DU 80LUI. 3q

«l'entre eux semble prendre le dessus, et se transforme en une large ouverture. Aux premiers instants de la formation, il n'y a point de pénombre nettement définie ; elle se développe progressivement et devient régulière à mesure que la tache elle-même prend une forme arrondie comme on le voit dans la^j^. 21.

Cette formation tranquille et paisible ne se réalise qu'à des époques où le calme semble régner dans l^atmosphère solaire; en général, le développement est plus tumultueux et plus complexe. Donnons-en quelques exemples seulement, car nous pourrions les multiplier à l'infini, et les observateurs qui voudront s'adonner à ce genre de recherches ne tarderont pas à en trouver eux-mêmes un très-grand nombre, tous très-capricieux et très-différents les uns des autres.

Nous choisirons, pour premier exemple, la tache qui parut le !îo juillet i865 {/ig. 22) .

4o PtBMIfcHI rAlTIt.

Le a8 juillet, on n'apercevait en cet endroit rien d'extraordinaire, ni pores, ni facules. Le 29, il y avait

simplement trois points noirs. I^ 3o à io''3o'', nous fumes bien surpris de trouver un tache énorme correspondant à peu prèsau centre du disque. Le diamètre moyen de la partie troublée était de 76 secondes, c'està-dire quatre fois et demie environ le diamètre de la Terre. Au centre, nous apercevions une masse de matière lumineuse qui semblait tourbillonner, et autour de laquelle s'étaient produites de nombreuses déchirures. Au milieu de ce chaos, on pouvait distinguer quatre centres principaux de mouvement. A gauche, en a, se présentait une vaste ouverture ; autour d'elle des langues de feu tournoyaient en différents sens, et au milieu de ces langues, on distinguait nettement des voiles à moitié lumineux qui environnaient une cavité plus noire.

8TBUCTURB DU 80LB1L. 4^

Au-dessus, en 6, se trouvait un second centre, plus petit que le premier, dont le bord supérieur était nettement tranché, mais ayant à sa partie inférieure un grand nombre de petites langues de feu analogues aux précédentes. A droite, en c, une large fente présentait grossièrement la forme d'une S ; elle était parsemée de langues de feu et de traits lumineux détachés. Enfin, à la partie inférieure, au niveau du point d^ on voyait une autre fente allongée et recourbée, offrant à l'œil un désordre qui défie toute description. Entre ces quatre cavités, il y avait un amas de facules et de matière lumineuse présentant Taspect d'une masse en ébuUition.

Tout cet ensemble était animé de mouvements tumultueux et extrêmement rapides. On fit le dessin le plus promptement possible, mais il n'était pas encore terminé, que la première partie avait déjà complètement changé de forme. Le soir, on fit un second dessin, mais il ne ressemblait au précédent que par le caractère fondamental; au centre, une matière photosphérique très-agitée; autour, une couronne de gouffres béants, dont les quatre principaux subsistaient encore, occupant sensiblement la même place.

Le lendemain, l'aspect était complètement changé. Vaifig. 23 donne une idée de la nouvelle disposition. On reconnaît encore les quatre centres principaux, mais ils sont comme alignés deux à deux, et rejoints par des crevasses sinueuses. La cavité h est déjà bien marquée, et séparée de la grande fente par un isthme composé de matière photosphérique à l'état normal liCs deux points inférieurs, a etrf, sont encore réunis, mais mieux dessinés; la masse intermédiaire est

4l PIBMifcBB rAttlE.

comme élirée, et son aspect rappelle celui d'une boule de coton cardé qu'on allongerait en le tirant des deux

côtés. Cette comparaison vM la seule qui puisse exprimer les apparences que nous avons essayé de reproduire dans le dessin. En vingt-quatre heures, les dimensions s'étaient considérablement modifiées; la longueur avait presque doublé: elle était de i47 secondes. Les jours suivants, la masse qui séparait les quatre ouvertures se transfonna à peu près en une pénombre sur laquelle étaient dispersés des grains lumineux.

Nous regrettons de ne pouvoir donner ici la .série complète des dessins que nous avons exécutés chaque jour avec beaucoup de soin, mais nous reviendrons plus tard sur quelques détails intéressants et trèsinstructifs. Deux mots seulement pour terminer l'histoire de cette tache. — Les centres s'isolèrent et se

STBUCTUU DU SOIIIL. 4^

prononcèrent de plus en plus; l'intervalle qui les séparait resta couvert de petites taches isolées. Le 27 août, c'est-à-dire après une rotation complète du Soleil', la grande ouverture eu forme d'S subsistait encore au point c; les centres a et i étaient encore nettement dessinés à la partie antérieure. Ce jour là, il semble qu'il y ait eu une recrudescence dans la perturbation; entre les centres a et b, et les deux autres c et d, il y avait une distance de plusieurs minutes. Le 17 septembre, après une nouvelle rotation, on voyait simplement des pores et des facules. Enfin, après une troisième rotation, il ne restait plus de trace de cette immense perturbation qui avait agité l'atmosphère du Soleil.

Citons encore un exemple. I^e 39 mai i865, nous observions une tache dont les dimensions n'avaient rien d'extraordinaire : elle mesurait environ 5o secondes {fig. 24).

Fie. »4.

Elle présentait, ranges autour d'une masse centrale, un grand nombre d'orifices séparés les uns des autres par des filets lumineux, dont la disposition ressem-

44 pieailn rAiT».

blait à celle des rayons d'une roue qui, partant de l'axe, se dirigent vers la circonférence. Ces noyaux étaient parsemés de voiles et de petits grains détachés dont quelques-uns étaient disposés en spirale. Le soir quelques rayons a^'aii•nt disparu, et la spirale était dirigée en sens contraire. Le 3o [fig. aS), il ne res-

tait que trois rayons. Le 3i {fig- 36 ), il n'y avait plus

au centre de matière pbotosphérique; il en restait seulement quelques bandes recourbées en forme

SnDCTUBB DU SOLEIL. 4^

d'anses, ne se rejoignant pas au centre. Les jours suivants, la masse se divisa, et le 3 juin, il s'était définitivement formé deux taches isolées, ayant des formes arrondies, mais peu régulières.

Ces phénomènes sont très-intéressants, et nous pouvons déjà en tirer une conséquence : c'est que la forme ronde est pour ainsi dire la forme normale à laquelle parviennent toutes les taches lorsqu'elles sont complètement formées. Après être passées par cette forme, elles sont de nouveau envahies par des filets brillants qu'on appelle des ponts j et par la matière lumineuse qui part des bords et envahit le centre. Mais ce phénomène est très-complexe ; qu'il nous suffise de l'indiquer en ce moment, et réservons-nous de l'étudier plus tard en détail.

JjH description qu'on vient de lire montre que le phénomène des taches n'est pas purement superficiel ; il a son siège dans les profondeurs de la masse solaire qu'il remue et bouleverse dans une étendue quelquefois très-considérable. Nous verrons quelques-uns de ces mouvements s'étendre jusqu'au quart du diamètre du disque solaire! Toutes les perturbations ne produisent pas le même effet, et elles pourront quelquefois manifester leur existence par de simples facules. Les taches ne sont donc que les conséquences d'une forte agitation dans la matière qui compose le Soleil, et si nous voulons trouver la cause de ces crises, il faut commencer par étudier le phénomène lui-même, et les lois qui président à ses manifestations.

46 PRBMIËRB PAITIB.

§ III. — Les taches font des cavités.

Il y a environ un siècle que Wilson, par des observations bien dirigées et bien interprétées, fit connaître la véritable nature des taches, en montrant qu'elles sont dues à des cavités dont il put même mesurer la profondeur. Il rendit compte de ces observations dans les Transactions philosophiques de Ix)ndres, t. LXIV, année 1774-

Le 22 novembre 1769, le docteur Wilson observa sur le disque solaire une belle tache ronde environnée d'une pénombre également circulaire, concentrique au noyau. Il survit cette tache jusqu'à sa disparition, et il remarqua bientôt que la pénombre cessait d'être symétrique; la partie tournée vers le centre du Soleil devint de moins en moins large, et finit par disparaître complètement, tandis que la partie opposée conservait à peu près les mêmes dimensions. Ainsi, dans \2ifig' 27, supposons que A représente ime tache pla-

Fig. 97.

8TRUGTUBE DU SOLEIL. 4?

cée au centre du' disque, et ayant une pénombre symétrique par rapport au contour du noyau ; lorsqu'elle .sera arrivée vers le milieu du rayon, elle se présentera comme en B ; plus tard, la pénombre disparaîtra complètement du côté gauche, comme on le voit en C; au point D, le noyau lui-même sera entamé; enfin, tout près du bord, en E, il ne restera plus qu'un mince filet de pénombre, le noyau aura complètement disparu. Tel est le phénomène observé par Wilson, et souvent étudié depuis.

A la rigueur, ces changements pou\aient n'être que des apparences ; les taches sont si capricieuses dans leurs variations, qu'on ne peut fonder aucune théorie sur un fait isolé. Cependant Wilson avait soupçonné là quelque grande loi de la nature, et, pour n'être pas induit en erreur, il attendit le retour de la même tache qui, en effet, reparut au bout de quatorze jours sur le bord oriental. Alors, il observa de nouveau le même phénomène; les mêmes phases se reproduisirent, depuis le bord du disque solaire jusqu'à son centre, où la pénombre se montra de nouveau symétrique par rapport au contour du noyau.

Désormais le doute n'était plus possible; la tache avait sensiblement conservé la même forme dans son mouvement, et les changements observés étaient de pures apparences résultant d'un effet de perspective très-facile à expliquer. Soit abcd [fig. 28) une ciivité ayant la forme d'un tronc de cône, ad et bc

étant les diamètres des deux bases. Vue dans une direction perpendiculaire à ad^ cette cavité présentera un contour symétricjue A; mais si on la regarde obliquement, comme en B, le coté ab se rétrécira dans

48 PBEMIÈBB PARTIB.

la projection, le côté cd s'élargissant iin peu, ou restant sensiblement constant si la cavité est peu pro-

Rg. 28.

fonde. Enfin, Tobliquité augmentant, le bord ab se projettera sur le fond bc comme on le voit en C; il pourra même le recouvrir complètement.

Ces différentes phases seront d'autant plus sensibles que la cavité sera plus profonde ; mais si elle est trèssuperficielle, le fond ne disparaîtra que pour une trèsgrande obliquité, ce qui, dans le Soleil, n'aura lieu qu'auprès du bord; alors l'observation sera très-difficile et exigera de très-bons instruments. On comprend cependant qu'elle soit possible, et, si elle est bien faite, elle pourra servir à déterminer la profondeur de ces cavités d'après les dimensions relatives de la pénombre et le moment où elle touche le novau.

STtlIGTDBE DU SOLEIL. 49

Soient CS {fig. 29) le rayon visuel dirigé vers le centre du Soleil ; Oah le rayon qui rase à la fois le

Fig. 29.

bord de la cavité et celui du noyau, au moment où la pénombre va disparaître; CZ une droite passant par le centre du Soleil et par le bord extérieur de la pénombre. On peut toujours connaître l'angle SCZ, et de là déduire la valeur de l'angle hae qui en est le complément. Si Ton a mesuré la largeur de la pénombre ae^ le |>etit triangle abc fera connaître la profondeur he de la tache. Wilson trouva ainsi que cette profondeur n'égale pas le rayon de la Terre.

Tous les astronomes postérieurs à Wilson ont répété ses observations avec d'excellents instruments et sur un très-grand nombre de taches. Herschel en parle souvent; et nous avons eu, ainsi que beaucoup d'astronomes encore vivants, l'occasion de confirmer cette découverte par nos propres observations. Les résultats numériques que nous avons trouvés, ainsi que ceux de M. Tacchini, différent à peine de ceux de Wilson. M. Warren de la Rue, astronome anglais, discutant les observations photographiques faites à

5o PRBMIÈBB PARTIE.

Kew, a trouvé que sur 89 taches, 72 donnent des résultats conformes aux idées de Wilson, tandis que les 17 autres se comportent autrement. Cette proportion n'a rien de surprenant lorsqu'on songe aux variations considérables que les taches subissent en réalité dans leurs formes. M. de la Rue a imaginé un moyen bien simple de montrer que les taches sont des cavités. On prend deux photographies du Soleil faites en deux points distants d'environ 1 5 degrés ; on les place dans un stéréoscope, et Ton voit parfaitement la cavité intérieure, dont les bords sont relevés au-dessus de la photosphère environnante, ainsi que nous le reconnaîtrons plus tard. Il est donc impossible de douter de cette structure.

Lorsqu'une tache formée par une cavité se présente sur le contour apparent du Soleil, on devrait apercevoir sur le bord du disque une échancrure d'autant plus facile a observer que la cavité est plus profonde. En réalité, cette observation est rendue difficile par un certain nombre de circonstances, et surtout par la petitesse relative de ces cavités. Cependant, pour les taches considérables, on a pu constater des dépressions sensibles; aussi la découverte de Wilson doitelle être considérée comme im fait acquis à la science; il ne peut y avoir de difficulté que pour la manière précise de l'interpréter.

Wilson suppose que les taches étant évidennnent des cavités, leur pénombre était formée par le talus de ces cavités mêmes. Il imaginait que la matière lumineuse du Soleil étant fluide, descendait comme une lave dans cette espèce de gouffre, dont les bords inclinés formeraient la pénombre. Et pour confirmer son

STtUCTUBB DU SOLEIL. 5l

interprétation, il rappelait le fait suivant. Le contour de la pénombre est généralement parallèle k celui du noyau ; quelquefois cependant il présente à l'intérieur des angles rentrants qui correspondent à des angles saillants du contour extérieur, comme si un éboulement du talus avait fait tomber dans le gouffre une partie de la matière lumineuse. Cette disposition est reproduite dans plusieurs de nos dessins,' et en particulier dans layîg^. 2 1 .

Cette observation délicate de Wilson est exacte, et on la vérifie souvent. Mais on ne peut pas admettre que la seule inclinaison du talus suffise à expliquer la pénombre. L'intensité lumineuse de la pénombre est à peu près la moitié de celle qu'on observe sur le reste du disque. Or une différence aussi grande serait à peine possible, s'il s'agissait d'une surface éclairée par un corps étranger. A plus forte raison est-elle imjK)ssible pour un corps lumineux par lui-même. Nous compléterons bientôt la théorie de Wilson, et nous verrons qu'il y manquait peu de chose. Il lui fut im- |K)ssible, avec ses instruments, d'étudier la structure de la pénombre, et c'est de là que dépendait la solution du problème.

§ IV. — Structure des taches.

Nous avons vu que la forme des taches est très-variable. Elles finissent, en général, par devenir rondes, mais c'est pour ainsi dire une forme limite qu'elles ne conservent pas bien longtemps; bientôt elles se rétrécissent, reprennent l'apparence de pores et ne tardent pas à se fermer complètement. Avant de disparaître,

Si PRKWIËBB PAIT».

quelques-unes se divisent, et on remarqiie souvent alors une recrudescence d'action qui élargit l'ouverture ou en forme quelque autre dans le voisinage. Entrons dans l'examen détaillé de ces phénomènes, et pour en comprendre le mécanisme, étudions d'abord la structure intérieure.

Comnienronsparlaj)ériode de tranquillité. Alors les tache.s présentent la forme ronde ou ovale que nous avons déjà indiquée, et que nous reprodui.sons dans la/?^. 3o.

Nous ferons ici plusieurs remarques :

i" La pénombre a une largeur à peu près égale au tiers de la tache ; mais elle est loin d'être uniforme dans sa structure, et d'avoir son contour extérieur parallèle à celui du novau, comme le montrent les dessins qui se trouvent dans la plupart des livres. Cette pénombre est toute rayonnée, mais Ie.s rayons ont des formes

STRUCTURE DU SOLBIL. 53

irrégulières; quelques-uns ressemblent à des courants sinueux, et vont en s'élargissant à mesure qu'ils s'éloignent du centre; ils sont, pour la plupart, composés de feuilles ou d'espèces de nœuds allongés, placés bout à bout, de manière à simuler un courant à peu près continu. Cette structure rayonnante de la pénombre est très-constante ; elle avait déjà été remarquée par Capocci, par Pastoroff et par sir John Ilerschel. Cette observation exige quelquefois un instrument puissant à large ouverture; cependant, lorsque l'air est calme, on la voit ordinairement sans difficulté.

2® Ces courants sont moins condensés, moins lumineux, et semblent moins épais dans la région extérieure de la pénombre, à l'endroit où ils se détachent de la photosphère; tandis que, dans le voisinage du noyau, ils se pressent, se condensent et deviennent plus brillants; d'où il résulte que la partie intérieure est notablement plus éclairée. Cette région acquiert quelquefois un tel éclat, qu'on peut la comparer à la photosphère, et la tache semble alors formée de deux anneaux concentriques également brillants. Ce n'est pas là un effet de contraste, mais une condensation réelle de la matière lumineuse. Ce fait est très-important, et les physiciens ne l'ont pas assez remarqué, quoique les observateurs l'aient exactement représenté dans leurs dessins. Nous en trouvons un autre exemple dans la tache du i6 juillet 186G [Jig.'ii),

3® Le contour de la pénombre est environné d'un anneau plus brillant que le reste de la photosphère; ce phénomène déjà bien sensible au centre du disque solaire, lorsqu'on observe avec un hélioscope gradué.

54 PlUilkES PIITII.

devient extrêmement remarquable lorsque tes taches approchent du bord. On voit alors une espèce de

couronne lumineuse de laquelle, ordinairement, j>artenl des ramifications trés-irrégulières, qui ressemblent k de véritables proéminences et forment lui bourrelet bien tranché. Nous représentons dans la ^g. 3a, une de ces taches dessinées à Païenne, par M. Tacchini, le 3 décembre i8G5.

Elle ressemble dans ses détails à nn cratère lunaire, et c'est pour cela que nous appellerons ces lâches rondes des cratères, sans cependant y attacher pour le moment aucune idée qui rappelle les éruptions volcaniques.

SnOCTUtE DU SOLBIL. 55

. Le i4 mars 1866, une grande tache ronde s'approrliait du bord. Elle était entourée d'une belle facule

Fig. î».

d'où raywiiaient plusieurs ramifications; deux d'entre elles Cmnaient presque un second cratère. Lors()ue ces deux branches furent sur le bord du Soleil, on vit nettement une proéminence d'environ une seconde se dessiner sur le contour du disque. Le même phénomène se répéta le 39 juin suivant.

Il est donc impossible de douter que ces facules que l'on voit souvent autour des taches, surtout lorsquelles sont près du bord, ne soient de véritables proéminences. Le cratère qui a donné lieu à cetti^ observation est repré,senté dans Ia/î"^.33.

Au bord intérieur de la pénombre, la tète du courant est ordinairement projetée sur le fond noir du noyau ; mais souvent il y a des voiles qui les dépassent et couvrent une partie du noyau lui-même, comme ou le voit dans injîg- 34- Mais dans la partie la plus éloignée du noyau, les courants composés de

56 PBBlllfiU PiBTII.

grains lumineux se dessinent sur un fond voilé ou ii demi éclairé.

Kg. 33.

La fig. 34 montre une de ces pénombres formées

FiG. 34.

d'un voile à demi lumineux sur lequel sont projetés des grains brillants entraînés vers le centre. On voit également ces grains isolés et détachés sur le fond noir du noyau. Ces voiles se retrouvent encore dans

STEUCTURB DU SOLEIL. 57

Je centre a de la grande tache observée le 3o juillet i865 [fig^ 22). Les courants composés de grains ou de feuilles qui envahissent le noyau ne tardent pas à se dissoudre; il suffit de quelques heures, ou même de quelques minutes. Aussi malgré cet afflux continu de matière lumineuse, le noyau reste toujours noir et persiste très-longtemps. Lay%. 21 montre une de ces feuilles détachées qui est à demi dissoute; c'est un phénomène assez fréquent, dont nous pourrions donner de nombreux exemples. Du reste, il n'est pas particulier aux feuilles qui composent les courants, mais il a quelquefois lieu pour une grande partie de la masse environnante. Nous avons déjà vu que, dans la tache du 29 mai i865 [Jig- 26), les masses photosphériques emprisonnées dans le noyau avaient fini par se dissoudre. Mais il y a un fait qui prouve bien un certain pouvoir d'attraction exercé par les taches, c'est l'absorption des petites par les grandes. On les voit se rapprocher peu à peu de la cavité principale, dans laquelle elles disparaissent bientôt. Ce phénomène a quelques rapports avec celui du mouvement propre des taches, dont nous parlerons plus tard.

Les cratères présentent quelquefois, à leur intérieur, un mouvement tourbillonnant très-rapide semblable à celui qu'on remarque au point a, dans la tache du 3o juillet i865 (y?^. 22). Ce mouvement est très-prononcé dans une taclie du 5 mai i854, que nous observions à Rome pendant que M. Fearnely l'observait à Christiania. On voyait un grand nombre de flammes enroulées en spirales tournoyer dans son noyau; au bout de deux heures, elles étaient complètement dissoutes.

58 PIEMltaE PAITIB.

Nous reproduisons dans la fig. 35 une tache observée le 25 septembre i865, dans laquelle les courants

montrent, par leur disposition, qu'ils sont animés d'un mouvement rotatoire très-prononcé, mais dans une partie de la pénombre seulement ; car, dans toute la partie qui est à droite, les courants sont dirigés comme à l'ordinaire, de manière à converger vers le centre. En réalité, nous n'observons ces tourbillons qu'au commencement, et dans la période de formation, comme nous l'avons déjà remarqué à propos de la tache du 3o juillet 1 865 . On a souvent cru \ oir des tourbillons dans des phénomènes qui ne sont que de simples changements de forme, sans aucun mouvement de rotation.

\j&Jig. 35 est encore intéressante à un autre point de vue, car nous y trouvons la structure que l'aslro-

STEUCTUEE DU SOLEIL. 5g

nome.Dawes a nommée thatched straws^ couverture de paille^ à cause des faisceaux de filets parallèles qui représentent assez bien un toit de chaume. Cette comparaison n'est pas très-heureuse; cependant elle exprime assez bien la disposition des filets. Ils sont en général un peu tortueux, renflés à une extrémité en forme de massue, ou plutôt comme des courants de lave relardés dans leur mouvement par la résistance du milieu qui les environne. Leur forme est en général la suivante [fi g* 36) :

Fig. 36.

Nous avons cherché à déterminer l'épaisseur de ces filets; nous avons trouvé que l'extrémité renflée a une largeur de j ou j de seconde, ce qui fait 200 ou 3oo kilomètres. Le reste de la tige peut avoir de 100 à 200 kilomètres de largeur.

Ou aura sans doute remarqué dans hifig. 35 une espèce de queue composée d'une foule de petites taches irréguliéres, entremêlées de matière lumineuse, et irrégulièrement disposées dans la pénombre. Ces queues sont très-fréquentes, et elles se trouvent toujours dans ce que nous appellerons la psivlie posiérieure de la tache, c'est-à-dire dans la partie qui s(* trouve en arrière par- rapport au mouvement de rotation du Soleil.

Lai/ig. 37 représente une tache vue le 16 janvier

€o PBliXIËMI PAITIE.

iSGG à i''45"'; le noyau se prolonge dans la partie postérieure d'une manière remarquable et exception-

nelle; ordinairement le noyau est fermé, mais en arrière on voit toujours une queue composée tantôt de petites taches isolées, tantôt de facules. M. de la Rue a examiné i {3j taches photographiées à Kew: 584 présentaient ces facules à gauche, c'est-à-dire dans la partie postérieure; 5o8 avaient leurs facules régulièrement disposées sur leur contour; ^S seulement avaient une espèce de queue vers la droite, c'est-à-dire dans leur partie antérieure. Cette disposition n'est certainement pas accidentelle. Nous verrons que les taches ont luie tendance prononcée à se porter en avant, dans le sens de la rotation du Soleil; les facules correspondraient donc à la région bouleversée

STRUCTUEB Dl^ SOLEIL. 6l

que la tache vient de quitter, et qui se trouve à sa gauche.

Iji/ig. 37 contient encore des détails importants. I/extrémité des filets nVst pas seulement renflée, mais elle est aussi légèrement recourbée en forme de crochet, ce qui semble confirmer l'idée d'une résistance au mouvement. I^e novau est recouvert d'un voile assez sensible, laissant ime trace noire du côté (le la queue, tandis qu*inie partie de la région antérieure est recouverte de voiles roses; cet ensemble fait que la figure représente ass(»z bien l'aspect d'ime torpille, «

Lorsque la tache du 3o juillet fut arrivée près du bord solaire, nous la surveillâmes avec soin, mais la première partie disparut le 5 août au soir, et l'air était alors si agité, qu'il nous fut impossible de rien observer. I^ lendemain l'air était calme et le ciel parfaitement pur; la tache fut dessinée simultanément par trois obser\'ateurs. M.Tacchini, de Palerme, était alors à notre observatoire, et il fit lui-même le dessin que nous reproduisons (fig- 38 A). Il était 9 heures; l'un des cratères était près du bord, et on voyait nettement son contour former ime proéminence au-dessus du disque solaire, en laissant deux échancnires, une de chaque coté. Sur le coté on voyait une vaste facule mn. Cette partie du contour étiit déprimée audessous de la surface générale du Soleil, dans une région où, peu de temps auparavant, on distinguait une vaste pénombre.

A 10^*20™, le cratère était considérablement rétréci (y%". 38 R), et présentiit plusieurs pointes très-aiguès; on en distinguait une, a, que tous les observa-

62 PEBMlftEB PARTIE.

teurs remarquèrent à cause de ses dimensions et de sa forme recourbée.

io''32'". L'intérieur du cratère était réduit à une

Fig. 38.

ligne très-mince qui disparut à 1 1 heures; le contour du Soleil conservait encore sa structure dentelée [fig. 38C).

I/ens(»mble de ces phénomènes rappelle parfaitement ceux que présente la I.une lorscpiVUe est presque pleine, et qu'un cratère se présente au bord de son disque. Nous devons reconnaître qu'on rencontre rarement des circonstances favorabh^s à ces sortes d'observations, car pour obtenir une dépression d'une se-

STRUCTOU DU SOLEIL. ti3

conde sur le contour du disque, il faut une tache avant une amplitude héliocentrique de 3 degrés, et une différence de niveau de 720 kilomètres. Aussi lorsque les taches ne sont pas très-vastes, il est Impossible de rien voir; la dépression reste couverte par ses propres bords; l'ondulation du limbe solaire et l'indécision de ses contours masquent les détails très-délicats desproé- . minences ordinaires. C'est pour la même raison qu'il est difficile de relever sur le contour de la Lune des a!^>érités qui sont relativement bien plus considérable*.

Les détails dans lesquels nous sommes entré nous conduisent à admettre comme démontrées les propositions suivantes :

I. Les taches sont des cavités ou lacunes dues à des déchirures qui ont lieu dans la photosphère. Ces déchirures, d'abord irrégulières, finissent par prendre une forme ronde et régidière. Si l'on suppose que l'intensité de la lumière diminue proportionnellement à la profondeur, nouspouvons nous représenter la forme des cratères comme l'indique la^^.îg.

II. ÏjC centre de ces cavités est le siège d'une force d'aspiration, qui attire les masses environnantes, les absorbe et les dissout. Pour expliquer ce phénomène

64 PEEMIÈRB PAETIE.

important^ on peut admettre deux hypothèses, i® 1> mouvement d'absorption serait produit par un courant de gaz sortant de Tintérieur même du Soleil, et plus chaud que la photosphère. L'aspiration latérale du courant suffirait pour déterminer l'appel des masses voisines, et comme les matières photosphériques sont dans un état de vapeurs condensées, en entrant dans ce courant dont la température est plus haute, ellas , reprendraient leur état de fluide élastique, et deviendraient invisibhîs en devenant transparentes. 2® On pourrait admettre que le noyau de la tache est analogue a nos cyclones ; il y aurait au centre un abaissement de température ; la matière photosphérique perdrait son éclat en se refroidissant et deviendrait ainsi invisible.

Les astronomes ne sont point d'accord sur cette question, et nous ne pourrons la juger qu'après avoir étudié la distribution de la chaleur dans le Soleil. Dès à présent cependant, nous pouvons regarder la première opinion comme plus probable : le mode de formation des taches semble bien indiquer une éruption de l'intérieur vers Textérieur; de plus, comment admettre que l'intérieur du Soleil puisse contenir des gaz plus froids que la photosphère? comment admettre un abaissement de température capable de rendre invisibles des masses aussi brillantes et aussi considérables?

Il ne faudrait cependant pas croire que toutes les taches qui paraissent rondes avec un faible grossissement aient toujours une structure aussi simple que celle dont nous venons de parler. 'L^Jîg, [\o représente une partie de la grande tache du 3o juillet, telle qu'on

STIDCTUBB DC SOUIL. 6S

la voyait le 23 août i8G5. Elle présente deux cavités qui paraissent rondes toutes les deux, mais qui ont

Off- io-

des structures bien différentes. Dans l'unt^t la pénombre est remplie d'une foule de fragments recourbés; daas l'autre, la pénombre est remplacée d'un côté par une énorme facule.

Nous devons ajouter cependant que cette phase appartient à l'époque où la tache était sur le point de sf fenner, et la régularité du phénomène ne subsistait plus. Il faut bien distinguer la période Bnale de la période de formation. Lorsqu'une tache est sur le point de disparaître, la matière lumineuse qu'elle attire n'est plus régiJièremenl dirigée vers le centre, et il semble qu'elle se précipite pêle-mêle dans la cavité pour la combler.

I V. ~ KoëÊPeoÊUc dàaHs relaies mur iackes. — Voiles

Les phénomènes <|ue nous venons d^étndier nous ont montré que la profondeur des caiTÎf es j^iolo^bériques qui forment les taches est relativement peu considérable. Diaprés les mesures de Wilson et celles que nous avons fautes nous-méme.. elle ne dépasserait pas la longueur du rayon terrestre, c'est-à-dire 63^7 kilomètres. Cependant ces résultats sont assez incertains : d*un côté, ils sont peut-être exagérés, car la cavité dont on mesure la profondeur se trouve augmentée par le bourrelet de Calcules qui ren\ironne; et, d'un autre côté, ils sont peut-être trop faibles, car nous ne pouvons ni mesurer ni évaluer l'élévation de la couche photosphérique qui forme le contour du noyau et limite intérieurement la pénombre.

Nous prouverons plus loin que ces ca\ités ne sont pas vides, mais qu'elles sont remplies de vapeius qui, absorbant énergiquement les rayons lumineiix émanés du fond de la tache elle-même, produisent cette obscurité qui constitue le novau Pour le moment, contentons-nous d'étudier leurs formes en détail.

Si la photosphère a une constitution analogue à celle des nuages, si elle consiste, comme disait Wilson, dans un brouillard himineux (et nous verrons que les découvertes modernes ne s'opposent pas à cette manière de voir), nous devons nous attendre à trouver dans sa structure tous les aspects si multipliés que présentent les nuages, et les déchirures auxquelles sont dues les taches devront présenter les formes les

STRUGTUBB DU SOLEIL. 67

plus variées. Ces clé<luctions sont confirmées par l'observation, comme nous allons le montrer.

Les plus anciens observateurs avaient déjà remarqué que les taches qui se forment assez vite disparaissent en fort peu de temps. Quelques-unes ont probablement une cause toute superficielle, tandis que d'autres sont dues à des mouvements provenant des profondeurs du Soleil. Ces dernières durent plus longtemps, mais elles sont sujettes à de grandes variations, et on peut reconnaître des moments de recrudescence dans l'action qui les produit. En 1866, nous avons ol>servé plusieurs taches qui ont fait jusqu'à trois et quatre révolutions, et plusieurs fois, au moment où elles étaient sur le point de disparaître, nous avons constaté cette recrudescence de la manière la plusévidente. Presque toujours ce phénomène est accompagné d'un changement de position. Quelquefois encore, nous avons vu une tache se former à l'endroit où la précédente avait disparu quelque temps auparavant. M. Carrington a constaté le même fait.

Assez souvent les taches semblent se diviser. Cette <Hvision peut n'être qu'apparente, un nouveau noyau se formant près de l'ancien, et s'en séparant de plus en plus par un mouvement rapide vers la partie antérieure. Mais souvent aussi la division est réelle, et alors elle se fait par un mécanisme bien simple : la matière lumineuse se précipite des bords, envahit l'intérieur, forme des ponts et partage le noyau en plusieurs parties Ces ponts ont un éclat très-vif et comparable à celui de la photosphère. La tache du 25 .septembre {fig* 35) montre une de ces lignes lumineuses qui la sépare en deux parties; l'une est com-

68 PREMlklK PAITIE.

posée d'une foule de petits noyaux, l'autre fomie une seule masse noire sans division. Deux jours après, cette ligne était plus grosse, les petites taches étaient dissoutes, il y avait alors deux noyaux. Quatre jours plus tard, le (wnt disparut, les deux noyaux se confondirent, et il ne resta qu'une lâche simple.

VAjig. /| I montre d'une manière assez claire le mécanisme fie la division par l'apparition des langues de feu qui envahissent le noyau de tous côtés.

Les anciens attribuaient ce phénomène à la rupture des croûtes solides qui, d'après eux, formaient les taches : pour soutenir une semhlahle théorie, il fallait ignorer la véritable structure de la photosphère et celle des parties intérieures des taches.

La division des noyaux précède ordinairement leur dissolution et leur disparition. Mais outre la division proprement dite, due à des ponts dont la matière possède un éclat comparable à celui de la photosphère, il se

8TRUCTDBE DU SOLEIL. 69

présente souventunautre phénomène que nousavons eu l'occasion de remarquer déjà, et qiii demande une étude spéciale. Nous voulons parler des voiles, souvent colorés, qui apparaissent dans l'intérieur des taches, et dont nous avons un exemple dans la fig. 4i ■ Us sont a.ssez fréquents, et si les ohser\"ateurs qui nous ont précédé ne les ont pas remarqués, cf^la lient aux verres colorés qu'ils employaient, et qui masquent complètement la couleur des ohjets. Mais avec un hélioscope polariseur, nous avons presque toujours pu constater leur existence dans les grandes taches, surtout dans leur période de formation. Mais ce qui est plus important, c'est d'étudier leur origine et leur mode de développement.

Au mois de février 1 866, apparut un»; tache énorme que nous avons suivie avec beaucoup de soiui Un trouble considérable se manifesta d'abord dans une

vaste région, occupant en longitude les -j^, c'est-à-dire

70 PREMIËHE PARTIE.

un peu moins du quart du diamètre solaire ; aussi le phénomène était-il visible à l'œil nu. On aurait dit ime immense crevasse présentant les formes les plus bizarres, parmi lesquelles semblait dominer unecourbe en fonne de S. Au milieu de ce chaos, nous remarquâmes une région dans laquelle apparaissaient de grandes masses de voiles rouges, comme? U; représente la/g. 42.

La partie la plus remarquable était un pont en forme d'arc ou de fer à cheval, formé d'une matière extrêmement brillante, et à l'intérieur une espèce de promontoire lumineux semblable à une facnle.

I^ lendemain 17 [fig. .'13), nous trouvâmes l'arc

brisé; le tronçon était terminé en pointe mince et effilée ; la partie disparue était remplacée par un voile rouge; d'autres voiles, rouges et blancs, couvraient

STIUCTDBI DU SOLUL. -71

le reste de la tache. De l'autre côté <lu noyau, le grand courant qui existait la veille avait presque complètement disparu, il était remplacé par une traînée rouge. Nous avions à peine 5ni le de-ssin, que le crochet qui se trouve à gauche s'était évanoui; la base seule était encore visible, et le reste était remplacé par un voile de teinte rose.

Une question se présentait alors d'elle-même. Y a-t-il dans ces phénomènes une transformation réelle d'arcs brillants en voiles rouges, ou bien faut-il y voir une superposition purement accidentelle? Pour ré-soudre cette importante question, nous avons peudant longtemps, et avec beaucoup de soin, surveillé et étudié les taches, et nous avons pu nous a.ssurer ([ue les courants lumineux se transforment quel([uefois en voiles roses.

Le a3 janvier 186G, nous examinions une tache en forme de ao ; deux jets de langues brillantes s'élançaient de part el d'autre, et paraissaient devoir la diviser par un pont.

\^fig- 44 représente l'une de ces gerbes de flammes

vue a I

à io''45'".Cinquante minutes plus tard, les langues

de feu s'étaient efûlées à leur extrémité; elles présentaient la forme indiquée dans la//g-. 4^-

Jt PKUlkKI PARm.

Au bout de dix minutes, en remettant l'œil à la lunette

on les vit transforinécs en voiles roses (Jig. 46). Eii6n Fig- 46.

les voiles se dissipèrent, et à i'' 45" il ne restait plus qu'une gerb<* de flammes plus courtes qu'au commencement {/g-. 47).

Fie- <:■

On ne saurait donc douter de la réalité de celte

SniICTIlM DU SOLRIL. 7}

traiisfonnatioii. Un phénomène de cette nature ne peut s'expliquer par de prétendues illusions que produiraient les hélîoscopea, car nous devons ces découvertes aux bélioscopes polariseurs qui ne sauraient colorer une partie du champ sans le colorer tout mtier. De plus, il faudrait être hien mauvais observateur pour confondre, comme on a prétendu que nous |p faisions, les couleurs que présentent les voiles avec les apparences qui résulteraient d'un défaut d'achroraatisme dans la lunette.

Terminons en citant une dernière observation. Jje 33 septembre iB6(>, le Soleil se trouvant dans une période de tranquillité, présentait une des plus belles taches nucléaires que nous ayons jamais vues. Son noyau, vu avec un faible grossissement, ressemblait à un ovale, ou plutôt à un losange dont les angles seraient émoussés. \^Jig. 4^ 1^ représente vue avec ini

grossissement plus considérable. On y reconnaît la structure rayonnée que possède ordinairement la pénombre; le milieu est tout rempli de voiles roses et blancs, qui s'entre-croisent dans toutes les directions. Si la coloration était due à un défaut de Tappareil, comment expliquer qu'elle soit visible dans la partie centrale, où les teintes sont plus faibles, et non dans les endroits où la lumière est plus vive (i)?

Nous arrivons donc à cette conséquence, que sur la surface du Soleil il y a des amas de voiles rCMes analogues à ces flammes qu'on aperçoit autour' du disque de la Lune pendant les éclipses solaires, et ^e Ton connaît souy> le nom de protubérances muges. De plus, ces voiles nous paraissent analogues aux eùri^ tandis que les grains peuvent être comparés ^k ,des cumuli. Rien ne nous prouve que ces cim forment iitie couche continue plus basse que les cwnuU; lUMis voyons ces masses entremêlées les imes avec les autres, et il est bien difficile de déterminer leur position relative. Nous pouvons seulement affirmer que les pénombres ne sont pas exclusivement composées de voiles comme le supposait W. Herschel, mais qu'elles contiennent encore des grains et des courants qui paraissent superposés aux voiles.

Les ponts se présentent quelquefois comme des arcs suspendus au-dessus du noyau, ainsi qu'on le voit dans la ^g. 49? qi*i représente une tache observée le 1 4 avril 1 869, à i o heures. Le pont principal était formé d'une double rangée de grahis; l'autre paraissait sus-

(i) Dans ce dessin, les voiles intérieurs sont seuls représentés avec précision; les détails de la pénombre ne sont qu'ébauchés.

BTIOCTOBB DU SOLEIL. ^5

pendu au-dessus de la cavité Mats on ne peut prouver que cette différence de niveau existe bien réellement. O qui est certain, c'est que les voiles ne forment pas, comme le supposait encore \V. Herscliel, une couche continue, se décliirant toujours parallèlement aux

Fig. ig.

déchinires de la photosphère, car nous avons vu tort souvent des langues de feu se projeter bien au delà des voiles, lors même que ceux-ci forment le fond de la pénombre. On doit donc rejeter l'idée d'une double couche distincte, quoique l'existence des deux es])(*ees de images soit parfaitement certaine.

S VI. — Conclusions relatives à la structure des taches.

D'après ce que nous avons vu, les taches sont simplement des solutions de continuité dans cette couche

de brouillards ou de vapeurs lumineuses qui forment la photosphère. Ces nuages différent des nôtres en deux points : ils sont composés non de vapeur d*eau, mais de substances métalliques; et, grâce à leur température élevée, ils sont lumineux par eux-mêmes. Quant à l'aspect extérieur, il est complètement le même ; la Terre entièrement couverte de nuages offrirait à un spectateur placé e^ dehors, d'ellf unfd^fffruo ture mamelonnée analogue à celle du Soleil, et|))ieu souvent on peut observer un semblable phénoiyène du sommet des montagnes. Dans beaucoup de circonstances, mais surtout dans les orages, on voit, cqqpme dans le Soleil, des nuages en forme de cumali s'allonger verticalement ou s'étendre horizontalement, suivant la direction des forces qui agissent sur eux ; souvent même ils se transforment en cirri ou voiles vaporeux, et c'est là ce qui complète l'analogie.

Cette théorie explique, sans recourir à des vitesses fabuleuses, la rapidité avec laquelle s'exécutent^certains changements de forme , dans les taches. Le dÉplacement apparent d'un nuage peut s'expliquer sans supposer que la matière a parcouru le même espace que le contour du nuage. Il sufjQt pour cela d'un changement de température produisant d'une part la condensation, d'autre part la dissolution de la vapeur sur une surface très-étendue. C'est ainsi que par un temps calme nous voyons le ciel se couvrir de nuages presque instantanément, ou bien s'éclaircir avec la même rapidité, les courants d'air ayant pourtant des vitesses incomparablement plus faibles que celle du mouvement apparent des nuages. Un nuage peut même paraître immobile malgré un vent violent qui

devrait l'emporter, et l'emporte réellement avec une grande rapidité; nous en avons un exemple dans ce qu'on appelle les nuaio^es parasites de nos montagnes : lair traversant une région très-froide, sa vapeur s'y condense |K>ur se vaporiser un peu plus loin, de Sorte que la même région est toujours remplie de vapeur condensée qui se renouvelle à mesure qu'elle disparaît. De même, de la stabilité de quelques taches, on ne serait pas en droit de conclure à l'immobilité de la matière solaire.

Après les détails dans lesquels nous sommes entré relativement à la structure des taches, il nous semble impossible de les expliquer par un abaissement de tem|>érature suffisant pour obscurcir Tun de ces nuages brillants. Il faudrait d'abord, comme nous l'avons déjà fait remarquer, que ces nuages fussent toujours superposés deux par deux, de manière à ce que leurs contours fiissent symétriques : hypothèse inadmissible, émise d'abord par Galilée, et renouvelée dans ces derniers temps par M. Rirchhoff. D'ailleurs la temj)ératiire du Soleil est tellement élevée, nous le verrons bientôt, que pour produire des nuages obscurs, il faudrait supposer un refr()idisst»ni(»nt énorme qu'aucune circonstance ne pourrait expliquer.

Les difficultés que présente une question ne tiennent bien souvent qu'à la manière dont elh» est posée. Pour nous, il nous semble que» la question relative à la nature des taches doit être posée* de la manière suivante : « I^s taches sont-elles dues à une matière » obscure se répandant au-dessus de la matière liuni- » neuse, ou n'est-ce pas, au contraire, la matière lu- » mineuse qui envahit un espace obscur? »

78 I PBBMiÈRi Partis.

La question ainsi nettement posée doit être résolue par l'observation, et par Tétude détaillée des phénomènes que présentent les pénombres et les courants photosphériques. Or tous les phénomènes que nous avons décrits ne nous semblent explicables que par la seconde hypothèse. D'où vient cet espace obscur? Comment se trouve-t-il dans la masse incandescente du Soleil? C'est une autre question que nous discuterons plus tard; pour le moment, encore une fois, nous constatons une chose : c'est que dans les taches il existe ime matière lumineuse qui se meut et envahit un espace moins brillant; il faudrait renoncer a toute évidence et à toute analogie physique, pour soutenir le contraire. Si l'on veut, on pourra bien appeler nuage la partie obscure, mais il n'en sera pas moins vrai que c'est la partie lumineuse qui cherche à pénétrer dans cette partie obscure. En suivant cette marche nous écartons la question de mots, et il ne reste que la question physique assez nettement posée, résolue en partie seulement , puisqu'il reste à décider les questions relatives aux températures que possèdent les différentes parties, à l'état et à la iftiture des substances qui remplissent ces cavités.

Du reste, le brouillard épais qui forme la photosphère ne se meut pas dans le vide, et il ne peut venir à la pensée de personne de croire que les taches ne contiennent aucune matière pondérable; mais elles doivent contenir une substance transparente, moins brillante que la photosphère, et de nature gazeuse. Notre atmosphère présenterait le même aspect à lui observateur^ placé en dehors d'elle, dans la Lune par exemple j les nuages éclairés par le Soleil lui parai-

traient brillants, tandis qu'il verrait des taches noires aux endroits où l'air serait transparent. .

Eliicore un mot pour nous entendre. Nous n'employons point le mot noyau pour désigner la masse intérieure du Soleil, parce que, sous la plume d'Herschel, cette expression signifie une masse solide et d'une température relativement basse. Rien n'empêcherait cependant de s'en servir pourvu qu'on eut soin d'écarter en l'employant les idées qu'IIerschel y attachait, et qu'il est désormais impossible d'admettre. Ainsi, après avoir écarté la question de mots, nous nous appliquerons à la solution des problèmes que nous avons énoncés, mais nous chercherons d'abord à nous faire une idée exacte d<\s mouvements généraux qui s'observent à la surface du Soleil.

8o PRRMIÈRB PARTIE.