DE L'ATMOSPHÈRE SOLAIRE
Dans les Chapitres précédents, nous avons souvent parlé d'une atmosphère gazeuse et transparente, enveloppant le Soleil, et dont l'existence résulterait nécessairement de la théorie que nous avons admise sur la nature de la couche photosphérique. Nousdevonsmaintenant aborder l'étude de cette atmosphère, et donner des preuves directes de son existence. Ces preuves seront déduites : i® de l'absorption qu'elle exerce sur les radiations lumineuses, chimiques et calorifiques; of* des phénomènes qu'on observe pendant les éclipses totales. Ce Chapitre sera consacré à la première de ces deux questions; nous parlerons des éclipses dans le suivant.
§ I. — Absorption des rayons lumineux par V atmosphère solaire.
Dès les premiers temps où commencèrent les études sur le Soleil, Lucas Valérius, de l'Académie des IJncei, remarqua que l'image du Soleil était plus brillante au centre que sur les bords. Ce fait important fut révoqué en doute par Galilée (i), mais il était exact. Pour s'en convaincre, il suffit d'examiner un
(i) Galilée, Œuvres, t. VI, p. 198.
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instant dans ime chambre noire l'image du Soleil produite à Taide d'une bonne lunette sur un écran blanc ; on reconnaît immédiatement que les bords sont beaucoup moins lumineux. Bouguer essaya de déterminer par des mesures photométriques le rapport qui existe entre l'intensité lumineuse du centre et celle d'un point situé à une distance égale aux | du rayon : il trouva ce rapport égal à j^-^g ; m^iis près des bords l'intensité décroît beaucoup plus vite.
Arago révoqua en doute les résultats trouvés par Bouguer; mais beaucoup d'observateurs les ont trouvés exacts, et nous les avons vérifiés nous-méme. Pour faire ces mesures avec plus de précision, voici le procédé que nous avons employé. Notre équatoriale étant enfermée dans un dôme transformé en chambre noire, nous avons à l'aide d'un fort oculaire produit une projection du Soleil ayant environ un mètre de diamètre. Afin d'affaiblir davantage la lumière, ce qui est une condition essentielle pour apprécier les intensités relatives, nous mettions un diaphragme à Tobjectif, et nous faisions réfléchir le rayon émergent sur l'hypoténuse d'un prisme à angle droit. L'image ainsi produite comprenait à peu près la moitié du disque solaire ; on la recevait sur un écran noir MN {^g. 55) ayant deux ouvertures d'un centimètre de diamètre, et les deux faisceaux lumineux ael bj reçus sur un écran blanc PQ, étaient examinés par un procédé photométrique. Les deux ouvertures étant mobiles, on pouvait étudier des faisceaux pris à volonté dans une partie quelconque du disque solaire.
Lorsque les rayons ainsi étudiés appartiennent au
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centre «le l'image, on trouve que la lumière est )>Ianclie, et que son intensité est à peu près la même
Fie. 55.
dans tous les points. Lorsqu'on dépasse le quart du ravon, on trouve une différence très-sensible. Mais lorsqu'on arrive auprès du bord, la différence devient extrêmement grande, non-seulement pour l'intensité, mais aussi pour la couleur; la lumière émise par cette partie du Soleil est d'un rouge enfumé, et cette cirronstance présente un obstacle très-sérieux à l'éxecution des mesures pliotométriques. Ce phénomène n'a pas encore été remarqué; il est cependant trèsimportant, car cette coloration des bords du disque explique parfaitement la teinte que présente l'horizon pendant les éclipses, au moment où le Soleil ne nous éclaire que par cette zone extérieure.
L'appareil étant disposé de manière k ce que l'un
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des deux faisceaux partit du contour même du disque, l'autre d'un point situé à une distance du centre égale aux trois quarts du rayon, le faisceau le plus brillant fut reçu sur un prisme biréfringent, et on obtint ainsi deux nouvelles images dont chacune était plus lirillante que celle qui émanait du bord.
Afin d'évaluer plus facilement l'intensité relative des deux faisceaux, on fit usage d'un photomètre à roue mobile dont les ouvertures étaient variables, et que l'on pouvait faire tourner très-rapidement à l'aide d'un engrenage. Nous trouvâmes ainsi qu'en des points situés, l'un à i minute, l'autre à 5 minutes du bord, les intensités lumineuses étaient dans le rapport de I à 3. De plus, au second de ces points l'intensité lumineuse était les -J de celle du centre ; de sorte que le rapport entre le point plus éloigné et le centre serait
X X ^ = - = j-p = o,22. En prenant des points plus
rapprochés du bord, l'intensité serait encore plus faible, mais elle devient très -difficile à évaluer, à cause de la teinte rougeâtre que possède cette région. Les résultats que nous donnons ici sont plus saillants que ceux de lîouguer; nous ne les croyons cependant pas exagérés, et on les trouvera probablement trop faibles si l'on reprend les mêmes expériences, en tenant compte de la différence de couleur dans l'évaluation des intensités. On peut maintenant se rendre compte du manque de netteté et de précision que présente le bord du Soleil dans les observations ordinaires, et surtout dans l'observation des éclipses.
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§ II. — Absorption des rayons chimiques.
11 y a aussi de très-grandes difTérences entre les radiations (.-Iiimiqiies qui émanent des difFérents points du disque solaire. Nous avons pu constater ce fait en fixant sur <les plaques daguérieniies plusieurs phases de l'cclipse de i85i, Dan-s ces épreuves, le bord intérieur du croissant était parfaitement tranché, tandis qu'on jmuvattà peine définir la limite extérieure du corps solaire. Depuis lors, toutes les observations photographiques ont confirmé ce résultat.
Nous reproduisons ici [fig. 5G) la photographie
faîte à Ely avec l'héliographe de M. Selvyn, dans laquelle on reconnaît parfaitement la diminution du pouvoir photogénique. Cette diminution est assez
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grande pour empêcher d'employer la photographie dans l'étude des dimensions du Soleil ; car le diamètre de l'image dépend de la durée de l'exposition, ou de ce qu'on appelle dans les photographies ordinaires le temps de pose.
On devra prévoir cette difficulté, si l'on veut employer la photographie pour étudier le passage de Vénus en 1874- Lorsqu'on veut obtenir des épreuves où le contour du disque soit nettement tranché, l'action de la lumière doit durer assez longtemps; mais alors les taches disparaissent presque complètement, et les pénombres sont complètement effacées, comme nous l'avons remarqué en Espagne ^ Il est vrai que l'image de Vénus ne saurait disparaître de la même manière, car elle se détachera sui^ lè'disque du Soleil comme un cercle complètement noir; mais il se préséatera d'autres difficultés que nous ne saurions discuter ici.
La disparition des taches dans les épreuves photographiques s'accorde parfaitement avec les mesures photométriques de M. Chacornac, donnant à l'intensité lumineuse des bords solaires une valeur à peu près égale à celle des pénombres.
La mesure exacte des variations du pouvoir photogénique aux différents points du disque solaire est extrêmement difficile, et on ne l'a pas encore effectuée.
§ IlL — Absorption des rayons calorifiques.
Pour déterminer la température relative des différents points du Soleil, nous nous sommes servi de l'appareil destiné aux projections; l'écran sur lequel
se produit l'image était percé au centre d'une ouverture derrière laquelle on plaçait une pile thermo-électrique extrêmement sensible. Le galvanomètre était placé sur un support scellé au mur, de manière à éviter toutes les vibrations qu'aurait pu produire le mouvement du dôme. Un diaphragme, recouvert de velours noir, était placé derrière la pile, afin d'empêcher tous les rayons étrangers de venir troubler l'expérience ; dans le même but, on tendait des draps noirs sur le parquet et autour du dôme. Sur le diaphragme antérieur, une règle graduée en parties du diamètre solaire faisait immédiatement connaître la position du point observé par rapport au centre ou au contour.
Dans une première expérience faite le 19 mars 1 852 ( I ), la pile étant complètement ouverte et l'image médiocrement agrandie, la déviation du galvanomètre fut de 3 1 degrés pour le centre, et de 2 1 degrés pour une surface égale prise auprès du bord. Afin d'obtenir des résultats plus exacts, on adapta à la pile un diaphragme dont la surface équivalait à peu près à un carré ayant pour côté un arc d'une minute, et on régla l'instrument de manière à obtenir des variations de température proportionnelles aux angles d'écart de l'aiguille. Pour rendre les résultats toujours comparables entre eux, on représenta par 100 le rayonnement
(1) Nous marquons cette date, car dans les Atti de rAcadémie des Lincei, il y a une grande confusion dans les dates des publications. Certaines expériences postérieures aux nôtres ont été publiées avec une date antérieure à celle qui leur convient. Personne ne s'est occupé de cette question avant nous.
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observé au centre, et on obtint ainsi la table suivante:
