CHAPITRE VI

PHÉNOMÈNES OBSERVÉS PENDANT LES ÉCUPSES ; œNSÉQUENCES QU'ON EN PEUT TIRER RELATIVEMENT

A L'ATMOSPHÈRE DU SOLEH..

§ I. — Historique.

Les éclipses totales du Soleil étaient jadis un sujet de terreur pour les populations ignorantes et superstitieuses ; elles sont devenues pour la science une source de renseignements précieux relativement à la constitution de l'atmosphère solaire. L'astre du jour, cessant alors d'illuminer notre atmosphère, nous permet d'étudier certains phénomènes, curieux et instructifs, très-utiles au but que nous nous sommes proposé. Nous ne pouvons donc pas négliger cette question; nous l'étudierons dans tous ses détails à la fois si complexes et si intéressants. Commençons par quelques notions générales qui sont absolument essentielles.

Les éclipses totales ont toujours été observées avec empressement et décrites avec enthousiasme; mais c'est depuis un quart de siècle seulement qu'on les étudie d'une manière parfaitement rationnelle. Depuis cette époque, la perfection des Tables solaires et lunaires, l'exactitude des données géographiques, ont permis aux astronomes de calculer d'avance d'une manière rigoureuse la ligne que doit tracer sur notre globe

l4o PREHlteB PABTIB*

le centre de Tombre lunaire, sa largeur exacte et la durée précise du phénomène. Alors seulement les astronomes ont pu se déplacer en toute sûreté pour aller observer les éclipses, sans s'exposer conrune autrefois à perdre le fruit d'expéditions laborieuses.

L'observation des éclipses se réduisait naguère à la détermination de l'instant précis où avait lieu l'occultation ; les résultats étaient utilisés pour corriger les Tables du Soleil et de la I^une, et pour connaître avec plus de certitude le rapport du diamètre de ces deux astres. Comme ces calculs se font tout aussi bien en prenant pour point de départ l'observation d'une éclipse partielle, il n'y avaitpas un intérêt spécial à faire de longs voyages, afin de se trouver dans la zone de la totalité. Mais de nos jours, les astronomes, encouragés par les nouveaux moyens d'observation dont ils disposent, s'occupent d'une manière plus spéciale de l'étude physique des corps célestes. Il faut donc diriger vers ce but l'observation des éclipses, ce qui n'est possible qu'à la condition de se transporter dans cette zone privilégiée où l'occultation du Soleil est complète.

C'est en 1842 que pour la première fois l'attention des savants fut portée sur ce point. On observa des phénomènes qu'on n'avait pas soupçonnés jusqu'alors, et ce fut comme une révélation véritable ; un horizon nouveau semblait s'offrir à la contemplation des savants, et l'on ne négligea aucun moyen pour l'étudier avec soin. Depuis cette époque, en effet, un grand nombre d'astronomes entreprirent simultanément des voyages, quelquefois bien longs, pour aller observer chacune des éclipses qui ont eu lieu. Ces voyages présentent de très-grands avantages. En multipliant le

STftUCTURE DU SOLEIL. l4l

nombre des postes d'observation, et en les choisissant convenablement, on prévient les désagréments qui, pour un observateur isolé, peuvent si facilement résulter de Tétat du ciel ; mais surtout on peut distinguer à coup sûr ce qui est accidentel dans les phénomènes, de ce qui est indépendant des observateurs et des circonstances de l'observation; enfin, une division intelligente du travail permet d'observer ces phénomènes aussi complètement que possible, malgré leur courte durée ; aussi a-t-il suffi d'un petit nombre d'éclipsés pour faire avancer rapidement l'étude de la constitution physique du Soleil ; indiquons les principales.

I® Nous devons mettre en première ligne celle de 1842 qui fut observée en France par les astronomes français, en Italie par les Anglais et les Italiens, en Autriche par les Allemands. Arago a discuté ces observations dans un savant Mémoire inséré dans XAnnuaire du Bureau des Longitudes pour 1846.

3® L'éclipsé de i85i a été observée en Suède par les Anglais, les Allemands et les Russes ; une collection précieuse d'observations a été publiée dans le tome XXI des Mémoires de la Société Astronomique de Londres.

3® L'Amérique a fourni aussi son contingent : l'éclipse du 3o octobre i853 a été observée par Moesta, celle du 7 septembre i858 par Gillis et par les Brésiliens; celles de i865 et de 1867 par le P. Cappelletti, l'astronome Moesta et quelques autres savants. Ces observations ont beaucoup contribué à assurer la généralité de certains phénomènes dont l'importance est devenue par là beaucoup plus grande.

4® En 1860, les astronomes les plus habiles de l'Eu-

l42 PBEVIÈRB PABTII.

rope s*étaient donné rendes-vous en Espagne; les observations nombreuses qui furent faites, et surtout les photographies qu'on obtint en deux points diBSé^ rentSj font de cette éclipse Tune des plus importantes et des plus fertiles en conclusions.

5® Tous ces travaux ont été couronnés le 1 8 août 1868. L'éclipsé présentait une circonstance des plus favorables dans sa longue durée, six minutes vingtcinq secondes, c'est presque la plus longue possible. C'est ce qui engagea les gouvernements à faire des dépenses considérables, et encouragea les savants à affronter les fatigues de longs et rudes voyages pour aller s'installer dans des pays à peine civilisés. Ces sacrifices ont reçu leur légitime récompense, comme nous le reconnaîtrons bientôt en étudiant les découvertes fécondes qui en ont été le fruit.

6^ Enfin, il faut faire mention de l'éclipsé qui eut lieu dans l'Amérique du Nord, le 7 août 1869, ^^^^ laquelle on a vérifié un grand nombre des conclusions obtenues en 1860 à l'aide de la photographie.

Dans cet exposé, il nous sera impossible de suivre pas à pas chacune des relations que la science possède; nous en tirerons seulement ce qui sera utile à notre but, en nous appuyant principalement sur ce que nous avons observé nous-même en 1860; nous étions installé dans des conditions très-favorables, au Desierto de las Pabnas, sur le sommet du mont Saint- Michel, H une hauteur de 726 mètres au-dessus du niveau de la mer, sur un pic isolé d'où nous découvrions un horizon magnifique et très-étendu ; le ciel y était d'une pureté admirable qui facilita beaucoup nos observations. Quant aui^ détails qui ne pourront

STftUCTUmB nu SOLBIL. l43

pas trouver place ici, nous renverrons le lecteur aux Mémoires de notre Observatoire pour Tannée i863, et aux autres publications de Tépoque; indiquons surtout la belle description de M. de la Rue que nous citerons souvent, et qui se trouve dans les Philosophical Transactions j année 1862.

§ II. — Phénomènes généraux quon observe dans

une éclipse totale.

Une éclipse ne commence à présenter un intérêt vraiment sérieux qu'à partir du moment où le centre du Soleil est couvert par la Lune. La lumière commence alors à diminuer d'une manière très-sensible, et lorsque approche le moment de la totalité, cette diminution est tellement rapide, qu'elle a quelque chose d'effrayant. Ce qui frappe alors, ce n'est pas seulement l'affiaiblissement de la lumière, c'est surtout le changement de couleur que présentent les objets. Tout devient triste, sombre et comme menaçant. Le paysage le plus vert se recouvre d'une teinte grise ; dans les régions les plus élevées et les plus voisines du Soleil, le ciel prend une couleur de plomb, tandis qu'auprès de l'horizon il devient d'un jaune verdâtre. Le visage de l'homme présente une teinte cadavérique analogue à celle que produit la flamme de l'alcool saturé de chlorure de sodium. Cette teinte jaunâtre et surtout l'abaissement de la température semblent accuser une diminution dans la puissance vitale de la nature.

En même temps, un silence général s'établit dans l'atmosphère : les petits oiseaux disparaissent, les

l44 PftBHIËRB PàRTU.

insectes se cachent ; tout semble présager un imminent ^t terrible désastreu On conçoit très-bien, dit M. Forbes, que les populations ignorantes soient saisies d'une immense frayeur en voyant ainsi pâlir l'astre du jour, et qu'elles se figurent assister au commencement d'une nuit étemelle. Le P. Faura nous dit que, dans la dernière éclipse de 1868, des Chinois se jetèrent dans des embarcations afin d'échapper au désastre; ils ne furent pas même rassurés par la présence des astronomes qui étaient là avec leurs instruments tout prêts à faire leurs observations !

Des circonstances secondaires, qui n'ont d'ordinaire aucune importance, contribuent quelquefois singulier rement à donner à ces impressions quelque chose de saisissant. Ainsi, en 1842, un nuage qui s'épanouissait à une petite distance du Soleil, paraissait aux yeux de M. Airy comme une masse énorme se précipitant sur la Terre avec une rapidité effrayante.

Tous les observateurs s'accordent pour décrire ces émotions. Nous-méme, quoique mieux préparé que personne, nous fiimes saisi par un sentiment d'oppression et, disons-le, de frayeur involontaire ; il fallut toute la puissance de notre volonté pour nous rendre maître de toutes nos facultés à la vue de ce phénomène imposant.

Lorsque l'observateur est favorablement placé, il lui est facile de suivre la marche de l'ombre totale qui s'avance comme un orage sombre et menaçant. De la hauteur du mont Saint-Michel, nous vîmes cette colonne noire envahir la plaine bien plus rapidement que ne peut le faire un orage, et avec une vitesse analogue à celle d'une locomotive lancée à toute va-

STBVCTUll DU SOLBIL. l45

peur. C'est alors que nous fûmes surtout frappé par le silence solennel qui s'empare de la nature pendant cette nuit momentanée. Nous étions entouré d'une foule curieuse et bavarde, dont les conversations incessantes nous avaient bien contrarié pendant tout le jour. Mais lorsque approcha le moment solennel, tout devint tranquille, et nous pouvions compter les battements de notre chronomètre aussi facilement que nous l'aurions pu faire à minuit dans la solitude d'mi obser\atoire. Tous les yeux et toutes les attentions étaient fixés sur le mince croissant du Soleil qui allait disparaître.

Dans ces derniers instants, le croissant diminue avec une rapidité surprenante; bientôt il est réduit à un mince filet terminé par des pointes très-aiguës; les proémmences du contour lunaire le divisent souvent en plusieurs parties; enfin, il disparaît.

Aussitôt la scène change d'une manière sui>ite et complète. Au milieu d'un ciel couleur de plomb se détache un disque parfaitement noir, entouré d'une gloire magnifique de rayons argentés, parmi lesquels scintillent des jets de flammes roses. Ce spectacle est à la fois terrible et sublime. Pour le faire mieux comprendre transcrivons simplement la description naïve des impressions que l'astronome anglais Baily éprouva en 1842, alors que les savants étaient moins familiarisés avec ces phénomènes.

« J'étais, dit-il, tout occupé à compter les oscillations de mon chronomètre, afin de saisir l'instant précis de la disparition totale, plongé dans un silence profond au milieu de la foule qui se pressait dans les rues, sur la place et aux fenêtres des maisons, et

lU

1^6 FlUIl&tB PAITIE.

dont l'attention était tout entière absorbée par le spectacle qu'elle contemplait. Tout à coup, le dernier rayon disparait, et je suis assourdi par une explosion d'applaudissements et de bravos qui éclatent au milieu de cette immense multitude. Toutes mes fibres s'électrisent, et un frémissement s'empare de moi ; je regarde le Soleil, et je me trouve en face du spectacle le plus ravissant que l'imagination puisse créer. L'astre du jour était remplacé par im disque noir comme la poix, environné d'une gloire brillante analogue à celle qu'on représente autour de la tète des Saints {/ig. 60).

» A cette vue je demeurai saisi d'étonnenient ; je perdis une portion consi<lérabIe de ces moments précieux, et je fus sur le point d'oublier le but de mon voyage. Je m'attendais bien, d'après les descriptions

STRUCTURE DU SOLEIL. l^'J

que j'avais lues, avoir autour du Soleil une certaine lumière, mais faible et crépusculaire; tandis que je voyais une auréole brillante dont Téclat, très-vif sur le bord du disque, diminuait graduellement, et disparaissait à une distance égale à peu près au diamètre de la I^une. Je n'avais rien prévu de semblable.

)) Je fus bien vite revenu de mon étonnement, et je mis de nouveau Toeil à ma lunette, après avoir oté le verre noir de Toculftire. Une nouvelle surprise m'attendait. La couronne de rayons qui entourait le disque lunaire était interrompue on trois points par d'immenses flammes de couleur de poupre dont le diamètre était d'environ 2 minutes. Elles paraissaient tranquilles et présentaient le même aspect que les sommets neigeux des Alpes éclairés par le Soleil couchant. Il me fut impossible de distinguer si ces flammes étaient des nuages ou des montagnes; pendant que je cherchais à les étudier pour en déterminer la nature, im rayon de Soleil brille dans les ténèbres, vient révivifier la nature, mais me plonge dans cette tristesse qu'éprouve une personne qui voit disparaître l'objet de ses vœux au moment où elle était sur le point de le saisir. »

Quelque habitude qu'on ait de ces phénomènes, l'impression qu'ils produisent sur l'observateur nvn est pas moins vive. Il est impossible de regarder avec indifférence ce disque noir qui remplace le Soleil, et l'auréole argentée qui l'environne, étalée sur un ciel couleur de plomb qui ne fait qu'augmenter le contraste.

L'obscurité qui règne au moment où l'éclipsé est

totale dépend beaucoup de l'état du ciel. En général,

l48 PEBHlfeEE PARTIE.

on peut la comparer à celle qui règne une demi-heure ou trois quarts d'heure après le coucher du Soleil, lorsqu'on ne voit encore que les étoiles les plus brillantes. Mais ordinairement on aperçoit Vénus longtemps avant le moment de la totalité. Par un effet de contraste dû à la disparition rapide de la lumière, l'obscurité paraît plus grande qu'elle ne l'est en effet. En général, on peut lire un livre imprimé en gros caractères, mais il est impossible de distinguer nettement la graduation des instruments, et de voir l'heure sur une montre : aussi les observateurs doivent-ils avoir des lampes allumées pour lire les chronomètres et les instruments gi'adués.

La couronne, lorsque le ciel est bien pur, a une étendue égale au diamètre de la Lune ; mais elle ne brille d'un vif éclat que dans des limites bien plus restreintes. Elle laisse souvent échapper des rayons ou aigrettes d'une longueur considérable dont nous aurons occasion de parler plus tard. Les flammes rouges sont souvent visibles à l'œil nu, et, au Desierto^ les paysans disaient que le Soleil avait du feu ( el Sol tiene fuego). Pendant la dernière éclipse de 1868, elles présentaient l'aspect de tours implantées sur la Lune; quelques observateurs, par une illusion d'optique, les prenaient pour des échancrurcs du disque lunaire.

Le premier rayon de Soleil fait disparaître toute cette scène magique; le Soleil brille comme une lampe électrique, projetant des ombres tranchées, mais dont les bords sont vacillants ; on croit voir des ondes lumineuses se propager comme des bandes ondoyantes et serpentantes La nature encore sombre

STRDCTU» DO SOLER. l49

semble reprendre sa gaieté ordinaire, le sentiment de tristesse qui s'était emparé de tous les spectateurs fait place à une impression douce et joyeuse.

On peut, pendant quelque temps, suivre la marche de l'ombre qui s'éloigne, et du sommet du mont Saint- Michel, nous pûmes voir le cône sombre envelopper d'abord les îles Columbrètes, et se répandre ensuite sur la surface lointaine de la mer.

Telle est en peu de mots la scène que présente une éclipse totale. Les descriptions qu'on en a faites sont souvent exagérées, mais cette exagération même est une preuve de l'impression profonde qu'éprouvent tous les spectateurs. Quoique prévenus par les écrits de leurs devanciers, les observateurs de la dernière éclipse ont éprouvé les mêmes émotions ; les savants ont beaucoup de peine à faire leurs travaux, et à se détacher de la contemplation passive du grand spectacle que leur offre la nature. M. de la Rue nous disait, et il l'a imprimé dans son Mémoire, qu'à la première occasion il se déplacerait volontiers pour aller contempler une autre éclipse, mais en simple amateur et sans instruments, afin de jouir à son aise des impressions qu'il a été obligé de maîtriser en 1860.

Terminons ici cet aperçu général, et entrons dans la discussion des détails scientifiques qui ont pour nos lecteurs et pour nous un intérêt tout particulier.

§111. — Phénomènes qui accompagnent la disparition et la réapparition du Soleil dans les éclipses totales.

Avant de disparaître complètement, le Soleil se réduit d'abord à un mince croissant terminé par des

l5o PRmiÈRK PàETIB.

pointes très-aiguës Au dernier moment, ce filet est souvent découpé par les sommets des montagnes qui se trouvent sur le bord lunaire, et on peut prévoir ce phénomène d'après la forme du contour de la Lune que Ton voit depuis longtemps se projeter sur le Soleil. Si les montagnes sont nombreuses, le filet se brise en donnant naissance à une foule de points brillants qui ressemblent à des grains de chapelet. Cette apparence est assez simple à comprendre ; elle dépend d'un phénomène d'irradiation dont les effets sont encore exagérés par les défauts de la lunette, ou par l'imperfection de la mise au point. Entrons dans quelques détails.

Lorsque nous regardons un corps très-lumineux, il nous parait toujours plus grand qu'il ne l'est réellement. Ainsi éclairons vivement une carte découpée comme l'indique layîg*. 6i ; elle nous présentera l'apparence indiquée par la y?^. 6:1; la partie blanche pa-

Fie. 6i.

Fig. 63.

raît dilatée en sorte qu'au centre, les angles qui se touchent réellement paraissent détachés l'un de l'autre. Tout le monde connaît le phénomène curieux de la lumière cendrée qui se présente dans les premiers jours de la nouvelle Lune; outre le croissant vivement éclairé par le Soleil, on distingue nettement le reste

Fig. 63.

8TRUCT0EB DU SOLEIL. l5l

du disque faiblement éclairé; mais, par un effet d'irradiation, le croissant semble appartenir à un disque plus grand que celui de la Lune.

L'irradiation donne encore lieu à un phénomène important et qui rend difficile l'observation du passage des planètes sur le Soleil. Supposons qu'on cherche à déterminer Finstant précis du second contact intérieur. La planète se détache trèsnettement comme un petit cercle noir sur le disque brillant du Soleil; elle est encore à une certaine distance du contour, lorsque robservateur voit se former un cordon ou ligament noir {fig^ 63) qui va en s'élargissant de plus en plus jusqu'au moment où les deux disques semblent tangents intérieurement; Tobservateur reste donc incertain du moment précis où a eu lieu le contact, ne sachant s'il doit noter le moment où s'est formé le filet noir, ou celui du contact apparent {fig^ 64).

Tout devient facile à expliquer si l'on remarque que le Soleil, par un effet d'irradiation, doit nous paraître plus grand qu'il ne l'est en réalité. Il est limité, non par son contour apparent, mais par un cercle d'un plus petit diamètre, que nous indiquons par une ligne ponctuée. Lorsque la planète arrive à cette limite, le contact a réellement lieu, tous les ravons lumineux venant de cette région du Soleil sont interceptés, et le filet doit se former. Ainsi donc, pour les contacts intérieurs, ce qu'il faut ob-

rig.64.

Fiff.65.

l52 PRBMlfcRE PARTIE.

server avec soin, c'est à l'entrée le moment où le filet se brise, à la sortie celui où il se forme. Le P. Hell a soigneusement remarqué ces phénomènes en 1768, dans son observation du passage de Vénus; aussi sommes-nous surpris qu'on ait tant décrié cette observation, la plus détaillée peut-être de celles qui furent faites alors. M. Faye a rendu meilleure justice au P. Hell ; après avoir discuté ses résultats, il ajoute : « Il nous sera difficile de faire mieux en 1874- >> Ce qu'on observe pour les planètes se vérifie aussi pour la Lune pendant les éclipses. Soient a, by c [fig, 65) une série de proéminences lunaires; lorsqu'elles arriveront au bord véritable du Soleil indiqué par la ligne ponctuée, elles devront former une série de filets noirs ; l'anneau apparent se trouvera ainsi séparé en plusieurs parties, qui prendront facilement la forme de grains irrégulièrement arrondis, si aux circonstances que nous venons d'indiquer vient s'ajouter une certaine imperfection dans la lunette ou dans la mise au point.

Dans notre observation au DesiertOy nous avons vu les pointes très-effilées du croissant se briser, mais sans que les fragments offrissent l'apparence des grains de chapelet; cela tient à l'absence de longues chaînes de montagnes, mais aussi à l'excellente lunette de Fraunhofer que nous avons employée. M. de la Rue a fait les mêmes remarques, et tous les observateurs sont unanimes à reconnaître que ces illusions diminuent beaucoup lorsqu'on a soin de mettre exacte-

SnUCTOll DU SOLXIL. l53

ment au point en faisant mouvoir de temps en temps Toculaire, à cause des variations causées par les changements de température.

Pour bien étudier la disparition du croissant il faut que l'oculaire soit garni d'un verre gradué, et on doit le tenir à la main afin de pouvoir en modifier la position, et l'enlever au dernier instant. On reconnaît alors que la lumière est très-faible auprès du bord. Ainsi, en regardant par la partie moyenne de nptre verre, nous aurions jugé que le Soleil était disparu, tandis qu'il était encore très-visible dans la partie la plus mince. Deux ou trois secondes avant la disparition .totale, noiis vîmes la couronne, encore très-pâle, mais nettement formée.

Le dernier filet lumineux ne disparut pas avec cette instantanéité qu'on observe dans l'occultation des étoiles; il disparut graduellement, et il nous fut bien difficile d'évaluer la fraction de seconde. Au moment où je jugeai l'occultation complète, j'enlevai le verre coloré, mais il restait encore un filet de lumière si vif, que j'en fus un instant ébloui. Il disparut cependant assez vite pour que je pusse continuer mon observation, et je le vis se transformer peu à peu en un arc de lumière rose terminé par une infinité de pointes. Celles-ci furent éclipsées à leur tour au bout de six secondes^ et alors parurent les protubérances ou flanunes rouges.

Ces détails de notre observation sont conformes à ceux qui ont été donnés antérieurement par M. Airy, etplustardparleP. CappellettietM Stephan. M. Airy, en 184^, était accompagné d'un observateur qui regardait à l'œil nu, et qui était chargé de l'avertir du

l54 PEEMlfeRB PAETIB.

moment où le Soleil serait sur le point de disparaître. Mais, lorsqu'on lui donna le signal dont on était convenu, il avait déjà noté l'instant de la disparition; aussi, ayant enlevé le verre noir de la lunette, il fut frappé par un vif rayon de lumière. MM. Stephan et Tisserand virent quelque chose de semblable dans l'observation qu'ils firent aux Indes en 1868. Voici comment ils s'expriment : « Le deuxième contact ne fut pas suivi d'une disparition brusque de toute lumière vive. Après la disparition du bord du Soleil, la Lune nous parut encore comme bordée d'un contour lumineux peu épais, d'un quart de minute environ, d'un éclat presque comparable à celui du Soleil. Cet anneau est tellement brillant qu'il peut induire en erreur sur l'existence véritable du contact *

Le P. Cappelletti dit à son tour, à propos de l'éclipsé qu'il observa au Chili, le aS avril i865 : a Pendant la totalité, la I^une était entourée d'un anneau (anillo) d'un quart de minute environ ; autour de cet anneau se trouvait la couronne » {fig. 66).

Cet anneau a été également signalé à Mantawalok. Nous pourrions ajouter d'autres témoignages, mais ceux que nous venons de citer suffisent pour montrer qu'il y a entre la photosphère et les protubérances une couche très-brillante que nous retrouverons également dans les photographies.

Comme cette couche brillante est bordée de lumière rose, il est évident que, dans la comparaison des observations, on ne peut pas faire abstraction de la teinte du verre coloré qu'on emploie. Pour nous en assurer, nous avons mesuré le diamètre du Soleil en employant successivement un verre bleu et un verre rouge, et

«TBvcnms *u solul. i55

nous a^ons trouvé une difFérence de deux secondes environ .

De tout ce que nous venons dire, il résulte que le Soleil n'est pas limité par un contour géométrique nettement déûni;sur ses bords il y a une région où la lumière s'éteint rapidement, mais graduellement, et cette région a une étendue de quelques secondes.

A la réapparition du Soleil, les phénomènes se reproduisent en sens inverse, mais quelques-uns d'entre eux sont alors plus faciles à saisir, l'œil n'étant plus, comme au commencement, ébloui par la lumière. Par exemple, on distingue plus nettement le bord dentelé de couleur rose qui environne tout le disque ; on peut même continuer à voir les protubérances et la cou-

l56 PREMlfelE PAITIB.

ronne quelques instants après la réapparition du Soleil. En 1860, M. de la Rue put voir une protubérance avant la totalité, en regardant le Soleil par réflexion sur une glace non étamée : M. Bruhns en vit une deux minutes après l'apparition.

Nous parlerons plus tard de la nature des protubérances; qu*il nous suffise, pour le moment, de signaler une illusion d'optique qui s'est produite assez souvent et dans laquelle l'imagination joue un grand rôle. Comme le mouvement de la Lune dévoile successivement chacune de ces flammes, plusieurs observateurs ont cru qu'elles se formaient en effet sous leurs yeux. Nous savons maintenant que les protubérances existent indépendamment de Téclipse, l'obscurité ne fait que les rendre visibles.

Un peu avant la fin de la totalité, la couronne devient généralement plus vive dans la partie du Soleil qui est sur le point de reparaître, et on voit se former un arc rose d'un étendue considérable, embrassant à peu près un sixième du contour solaire. Schumacher le vit avec une étendue de 90 degrés; le P. Cappelletti n'en vit qu'une longueur de 5o à 60 degrés. Cette étendue dépend de la différence des diamètres apparents de la Lune et du Soleil ; lorsqu'on la connaît on peut calculer la hauteur de la couche rose, et c'est ainsi qu'onTaévaluécàiSou 20 secondes. En Espagne, cet arc occupait une étendue de Go degrés. Comme j'observais sans verre coloré, il arriva un moment où la lumière devint trop vive ; je retirai l'œil de la lunette, et en ce moment même le Soleil apparut. Il brillait au milieu du ciel comme une lampe électrique; la couronne fut encore visible pendant

STIUCTUIE DU SOLEIL. l57

vingt-cinq secondes, et même, en cacliant avec la main la partie brillante, je pus la distinguer pendant quarante-cinq secondes (i). Les ombres étaient parfaitement tranchées, mais vacillantes.

Il importe de remarquer qu'avant la réapparition du Soleil, l'éclat de la lumière m'obligea de retirer l'oeil de la lunette. Ce fait et ime foule d'autres observations montrent qu'à la fin, comme au commencement, on remarque une gradation rapide, mais sensible, de la lumière entre la couche rose et la photosphère.

Beaucoup d'observateurs ont remarqué de grandes oscillations au bord du Soleil, au moment de sa réapparition. I.eP. Cappellelli dit qu'elles lui rappelaient les vagues de l'Océan au cap Horii. Il est bien difficile d(* savoir si la cause de ce phénomène se trouve dans notre atmosphère ou dans celle du Soleil. I^'atmosphère terrestre peut y contribuer beaucoup par une agitation due au refroidissement anormal qu'elle vient de subir. Ce refroidissement occasionne souvent des brouillards, des nuages, quelquefois même des halos, comme on l'a observé au Cliili {fig- 66).

L'apparition du Soleil est accompagnée d'ombres vacillantes et de franges lumineuses qui paraissent traverser l'horizon. Cette observation a été faite dans beaucoup d'éclipsés, mais surtout en 1842 et en 1860. Tout dernièrement, le P. Faura, à Mantawalok, a cherché à représenter le phénomène pjir le dessin

(1] Ces données pourraient servir à évaluer le pouvoir éclairant de la couronne ; car au moment où elle disparait, son intensité lumineuse est égale à celle du faisceau de rayons qui part du Soleil.

i58 pumiBbi riHTii.

que nous reproduisons dans la fi^. 67. Mais il faut remarquer que ces lignes serpentantes n'ont pas la régularité qu'on a été obligé de leur donner.

Pour faiiv cette obser\'ation, le P. Faura avait étendu sur le sol une grande feuille de papier blanc sur laquelle se détacliaient les lignes ondulées qu'il a essayé de reproduire. On ne connaît pas encore l'explication de ces bandes, mais nous les attribuerions volontiers à l'agitation que nous avons signalée tout à l'beure dans le croissant solaire lui-même. Quelquefois elles paraissent irisées, et je serais disposé à les comparer avec l'apparence que présentent les grandes étoiles lorsqu'on les observe avec un spectroscope simple à ime petite bauteur au-de.ssiis de l'horizon. On voit alors des espèces de vagues noires courir à travers le spectre, dans des directions plus ou moins inclinées, et qui font varier l'intensité des couleurs sans cbanger la position de l'étoile ni celles des raies. Ce phénomène se rattacherait donc à celui de la scintillation; la partie visible du Soleil, étant

STRUCTUBB DU SOLEIL. 169

très-étroite, se comporterait alors à la manière des étoiles. C'est là une de ces circonstances qu'on a peu étudiées, et sur lesquelles on fera bien d'attirer l'attention des observateurs.

§ IV. — De /a couronne.

Lorsqu'on observe une éclipse à l'œil nu, le phénomène le plus remarquable est celui de la couronne. I^s anciens observateurs la mentionnent toujours comme un phénomène extraordinaire et constatant avec certitude l'existence d'une atmosphère lunaire; mais nous sommes certains maintenant qu'il faut en chercher la cause dans le Soleil lui-même.

L'observation la plus ancienne où l'on trouve ce phénomène décrit avec quelques détails remonte à l'année 1239; elle est citée par Muratori [Ann. Re. //a/., t. XIV, col. 1097). ^ chroniqueur dit qu'on vit un cercle autour du Soleil, avec un trou enflammé dans la partie inférieure (i). Il s'agit sans doute d'une protubérance. Clavius l'observa aussi à Coïmbre le 21 août i56o, et il en parle avec surprise.

La première description faite d'une manière scientifique est due àWassenius, qui observa le 2 maii 733; il remarqua en même temps les protubérances et les regarda comme des nuages flottant dans l'atmosphère de la Lune. A partir de cette époque, tous les observateurs sont d'accord dans leurs descriptions. C'est toujours une auréole formée de rayons divergents ; ces

(1) Quoddam foramen erat ignitum in circulo Solis ex parte inferiori.

l6o PREMIERS PARTIF.

rayons partent d'un anneau qui environne la Lune, dont l'éclat très-vif, d'un blanc argentin ou nacré, s'étend à une distance variable avec les circonstances atmosphériques, mais ordinairement égale au diamètre lunaire.

On a essayé d'évaluer l'intensité lumineuse de la couronne, mais les résultats obtenus sont très-différents les uns des autres. C'est qu'en effet il est bien difficile de faire une semblable évaluation, à cause des variations extraordinaires et exceptionnelles que présente la lumière dans une éclipse. Ce qui est certain, comme nous l'avons déjà noté, c'est qu'en 1860 nous avons pu distinguer la couronne quarante secondes après la réapparition du Soleil. On peut même, sinon la voir, au moins constater son existence pendant un temps beaucoup plus considérable, six ou sept minutes environ avant et après la totalité. En effet, si l'on projette sur un écran l'image du Soleil, on a oit qu'en dehors du disque solaire, on distingue encore nettement la silhouette de la Lune jusqu'à une distance considérable. Cela tient à ce que le disque lunaire tranche par son obscurité complète sur le contour du Soleil où se développe l'auréole.

D'après notre évaluation, le pouvoir éclairant de la couronne ne doit pas être inférieur à cehii que possède la pleine Lune dans les circonstances les plus favorables. En effet, la Lune permet de voir les étoiles de première et même de seconde grandeur, tandis que pendant les éclipses on distingue à peine les plus brillantes. Ce qui fait alors paraître les ténèbres si affreuses, c'est la rapidité avec laquelle elles se produisent.

STRUCTURE DU SOLBIL. l6l-

Cependant il ne faut pas oublier que, pendant les éclipses totales, nous sommes éclairés, non-seulement par la couronne, mais encore par la partie de l'atmosphère terrestre qui n'est pas actuellement dans la totalité. Supposons, que le Soleil soit au zénith au point S [fig. 68), o étant la position de Tobservateur. Menons une horizontale qui rencontrera en H les limites de l'atmosphère; le rayon de on l'ombre lunaire, vu du centre C de la Terre, ne sous-tend guère qu'un angle de I degré, même dans une éclipse de six minutes de durée, tandis que la longueur oH sous-tend au moins 7 degrés. Donc, au point o, l'observateur sera éclairé par la partie de l'atmosphère située de /i en H. Mais cette lumière sera nécessairement très-faible, car elle provient d'une partie assez restreinte du Soleil, et en second lieu elle tombe sur une région élevée, et par conséquent raréfiée, de l'atmosphère. De là cette coloration jaune que présente l'horizon; c'est qu'il est éclairé seulement parles bords du Soleil dont la teinte, ainsi que nous l'avons vu dans le Chapitre précédent, est d'un jaune fuligineux.

L'éclat de la couronne dépend beaucoup de Tétat du ciel. Sous le beau ciel des Indes, pendant la der-

t6!l FIBMitlB PàRTII.

niere éclipse, sa lumière était très-belle, et à sa clarté on pouvait facilement lire des caractères de moyenne grandeur. En i84a, pendant que Baily observait à Pavie une couronne très-brillante, M. Airy la voyait très-pâle à Turin, où le ciel était brumeux. En i85i, à Gottembourg en Suèile, elle était très-belle, tandis c[U*à Lilla-Edet, en Suède qj[alenient, elle était faiUe et peu étendue.

A part ces différences, elle est toujours composée de la même manière, et on y distingue trois parties bien définies, quoique les lignes de séparation ne soient pas nettement tranchées. I^ première est une zone très- vive, ayant 3 ou 4 minutes de largeur, possédant la couleur et Téclat de l'argent. Autour se trouve une zone dont la lumière présente une gradiH tion très-rapide, et dont le bord extérieur se confiind avec le ciel. Enfin, de la première zone partent un certain nombre d'aigrettes lumineuses, composées de lignes brillantes entrelacées, et dont la longueur, variable suivant les circonstances, atteint quelquefois le double du diamètre de la Lune.

La fig. G9 montre l'aspect de la couronne telle que nous l'avons observée au Desierto de las palma$j en 1 860 ; mais cet aspect est loin d'être constant dans une même éclipse, et il varie l>eaucoup plus encore d*une éclipse à l'autre. Il suffit, pour s'en convaincre, de comparer ce dessin avec celui de Baily et celui du P. Cappelletti, et nous en verrons d'ailleurs d'autres exemples.

La partie la plus vive de la couronne se trouve immédiatement en contact avec la pliotosphère, et la matière rose parait être en suspension dans cette

STRUCrtlM DU SOUIt. 163

couche elle-même. Son éclat est tellement vif, qu'il ppiit occasionner des doutes sur l'instant précis de In

ng.69.

totalité (Cappelletti, Stephan, Tisserand, etc.). Lorsque les circonstances atmosphériques sont favorables, cet anneau, quoique très-affaibli, possède encore nu

l64 PBBMIÈRB PABTIB.

éclat remarquable. On peut évaluer sa largeur à i5 ou 20 secondes. Autour de cette première couche, et en contact immédiat avec elle, se trouve une autre région, où la lumière est encore assez vive, dans laquelle se produisent les protubérances, et qui s'étend jusqu'à une distance de 4 ou 5 minutes. Elle est d'un blanc d'argent, et tellement brillante, qu'elle présente un aspect nacré. Quelques observateurs parlent de couches de lumière, mais cette expression n'est pas exacte, car l'intensité lumineuse diminue par gradation insensible, sans qu'on puisse assigner de limite précise entre les différentes couches.

La couronne est parfaitement concentrique au Soleil; les apparences qu'elle présente pendant l'éclipsé ne permettent pas d'en douter, car elle est beaucoup plus brillante dans la partie où le Soleil est plus voisin du bord lunaire. On ne peut donc plus l'attribuer à l'atmosphère de la Lune, et il faut nécessairement la regarder comme appartenant au Soleil.

Elle n'est cependant pas uniforme dans toutes les parties de son contour, comme on pourrait le croire au premier abord. Plusieurs observateurs ont déjà fait cette remarque, et surtout Gillis, en Amérique, où il étudia Téclipse de i858. Les parties les plus vives correspondent en général au voisinage des protubérances et à la base des aigrettes. Mais on ne peut pas beaucoup compter sur les observations optiques pour apprécier ces différences : d'abord, il est toujours difficile d'apprécier l'intensité d'une lumière dans ces circonstances, surtout lorsqu'il n'y a pas de contour nettement tranché; en second lieu, ces observations sont faites à la hâte, les savants étant occupés à des

SnUCTURE DU SOLEIL. l65

choses bien plus importantes; souvent même les dessins sont faits grossièrement de mémoire, lorsque Téclipse est terminée. Le seul moyen d'avoir des mesures exactes, c*est la photographie. Nous avons employé cette méthode au DesiertOj et nous reproduisons ici (yfg^. 70) l'épreuve que nous avons obtenue. La seule inspection de la figure montre que la lumière est inégalement distribuée dans les différentes parties de la couronne, et que son étendue est beaucoup plus grande dans le sens de Téquateur. Cette remarque importante est confirmée par les épreuves photographiques obtenues aux Indes en 1868 par le major Tennant et par celles des Américains en 1869.

L'emploi de la photographie peut aussi faire connaître la variation qu'éprouve la lumière à mesure qu'on s'écarte du Soleil. Ainsi, ime exposition de six secondes nous donne une trace à peine sensible de la couronne; avec douze secondes, le résultat était meilleur;' et en trente secondes, nous avons obtenu l'épreuve reproduite ci-contre {^g. 70). Le contour irrégulier est assez remarquable. I^ partie plus étroite appartient à la direction des pôles solaires ; la ligne sombre XY est l'ombre d'un fil tendu dans la lunette. I..es astronomes américains de Harmand Collège ont obtenu dernièrement un résultat semblable. Nous reviendrons sur ce sujet intéressant.

La lumière de la couronne est-elle directe ou réfléchie? Cette question ne peut être résolue que par l'analyse polariscopique. En 1860, M. Prazniowski la trouva polarisée, ainsi que le capitaine Braunfield et sir John Ilerschel en 1 868 ; on a même déterminé le plan de polarisation, qui passe par le centre du Soleil

■66 p>raitaB partir.

et le point observa. De ces résultats il faudrait conclure que la lumière de la couronne ett réfléchie.

FÎC- 70.

Nous-nu'-mc, au Desierio, nous oLservAmes des traces de polarisation Mais les ol)SPr\'ateurs français ayant olitenu un résultat dilTéreiit, il faudrait, pour avoir qui'Ique certitude, discuter les circonstances de leurs olisenations et la nature des instruments qu'ils ont employés.

Eli i8(l8, à Aden, M, Rziha oliserva le spectre de la couronne et le trouva parfaitement continu, malgré toutes les précautions qu'il prit pour obtenir les raies, s'il avait dû s'en proibiire. MM. Janssen et Tonnant sont arrivés au même résultat. Il faudrait en concliin-

STftCCTUBB DU SOLEIL. 167

que la matière qui compose la couronne est à une température très-élevée, mais qu'elle n'est pas encore en dissociation; Cependant M. Young croit avoir observé, ai} mois d'août 1869, dans le voisinage de E, une raie brillante qui lui semble coïncider avec celle qu'on a remarquée dans les rayons brillants de l'aurore boréale. Ces divergences demandent de nouvelles observations.

En résumé : l'auréole est formée par l'atmosphère du Soleil, et non par celle de la Lune; elle s'étend très-loin, en diminuant rapidement d'intensité à partir d'une distance égale au quart du rayon solaire. Mais tous ces phénomènes dépendent de deux causes qui sont difficiles à apprécier : l'état de notre atmosphère, et les circonstances qui produisent les aigrettes.

§ V. — Des aigrettes.

Les observateurs sont peu d'accord pour fixer les limites de la couronne, mais ils le sont encore bien moins par rapport aux r.iyons qui s'en échappent et se prolongent souvent à des distances considérables. Les descriptions diffèrent d'une éclipse à l'autre, et, pour une 'même éclipse, il semble que le phénomène ait été différent suivant la station d'où il a été observé. Comme cette question est intéressante, nous l'examinerons avec soin, afin d'engager les astronomes à l'étudier attentivement dans les prochaines éclipses.

Dans les observations anciennes, on s'est borné à nous indiquer l'existence des rayons divergents, en évaluant grossièrement leur étendue. En 1842, les descriptions furent détaillées, mais encore assez défec-

l68 PREMIERE PARTIE.

tu(nis(*s. A Turin et à Pavie, Airy (»t Baily nt; font aucune mention <le ce phénomène. A Milan, Picozzi et Magrini aperçun^nt deux faist^i^aux de raycms. Dans la France occidentide, on signala également deux faisceaux opposés. Anigo vit près du point cidminant de la Lun(^ une Iarg(^ tache lumineuse formée de jets entn»-croisés qu'il comparait à un échevcMu de fils entrelacés. Peytal h\s comparait à im paquet de clianvre. D'autrcîs ohservateurs n^marquèrent que le prolongement de ces rayons ne passait point par le centre du Soleil, ni par celui de la Lune, et que plusieurs étaient recourbés. A Toulon, on distingua trois faisceaux; l<»s deux principaux étaient sur la ligne d'entrée et de sortie? de la Lune. Petit en vit également trois, ainsi (jue Stnive, qui leur assigna une longueur de i^yS,

On h* voit, ces relations sont confuses et contradictoires. Nous n'trouvons la même incertitude pour Téclipse de 1 85 1, et pour les suivantes. En 1860 nous n'obs(Tvâmes ce phénomène que très-rapidement, vers le mili(Hi de Téclipse. Les aigrettes, dont nous avons donné U* dessin, nous parurent trancpiilles comme l(îs rayons (ju'on voit entn* h^s nuages au coucher du Soleil. M. Cepeda, qui observait près de nous, vit un rayon ramifié connue un bois dv cerf. M. Fielitzch, à ('.astellon de la Plana, non loin du Desierto, vit deux j(»ts lumineux (pfil comparait aux branches d'une lyre. M. Struve, à Pob(»s, vit cinq rayons bien Inuichés, Tun d'eux était recourbé en forme de crochet. T^e 'Mj août iSfi-j, M. Groscli vit deux grandes masses de rayons dans la direction d«» l'équateur solaire, etun«î double aigr<»tle r(*nversée près du j)ôle.

En 18G8, on vit aux Indes de grandes irrégularités

StHUGTUBE DU SOLEIL. 1G9

dans la couronne, mais nous manquons do détails [inH-is. l^ijîg. 71 a été dessinée par le rapitaino Biil-

i.H'k, qui conduisit à Mantawalok les professeurs du lollcge de Manille. On y remarque surtout un rayon transversal, qui parut seulement deux minutes après la totalité, et persista jusqu'à la fîn. Sa direction est

oblique par rapport aux autres rayons qui parurent dès le commencement. Ce dessin se recommande par sa grande exactitude, car il a été contrôlé par d'autres dessins exécutés à la chambre noire. On n'a jamais réussi à photographier les aigrettes; c'est pour suppléer à cette impuissance de la photographie que les profeSvSeurs de Manille ont imaginé le procédé suivant. Ils préparaient d'avance des feuilles sur lesquelles étaient esquissées l'éclipsé et l'auréole ; de cette manière, en introduisant ces feuilles dans la chambre noire, on pouvait en fort peu de temps tracer avec exactitude les figures correspondant aux différentes phases.

Nous devons rappeler ici le dessin curieux que le P. Cappelletti exécuta au Qiili en i865 (y?^.66,p. i55). Le rayon principal était loin d'avoir une forme symétrique et il différait complètement des autres. Sa lumière était blanche et très-vive; l'un de ses bords était nettement terminé, tandis que l'autre était diffiis et allait en s'évanouissant progressivement. Enfin, le P. Cappelletti fait observer que ce rayon si remarquable correspondait à la principale protubérance.

Tels sont, en résumé, les renseignements que nous possédons sur ces curieux appendices. Quelle est leur cause? faut-il la chercher dans le Soleil, dans la Lune, ou dans notre atmosphère? Après lui long examen, nous sommes convaincu que leur cause première est dans le Soleil, mais que leurs apparences peuvent être notablement modifiées par la présence de la Lune et par les circonstances atmosphériques.

Afin de nous faire comprendre plus facilement, nous rappellerons une expérience très-facile à répéter, et que nous avons faite à Toccasion de Téclipse d'Es-

8TRUCTUIB DU SOLEIL. 17I

pagne. Qu'on fasse au volet d'une chambre obscure un trou grossièrement arrondi, dont les bords aient des dentelures; qu'on le ferme imparfaitement à l'aide d'un bouchon, et qu'on fasse passer à travers les interstices un faisceau de rayons solaires. En regardant de coté, on verra une série de rayons parallèles ; mais si l'on place l'œil sur l'axe même du faisceau, on verra une couronne de rayons divergents s'étendant à une grande distance des trous. L'expérience réussirait également si l'on fermait un trou parfaitement rond avec un bouchon échancré sur son contour. Cette apparence est un simple effet de perspective, analogue à celui qui produit les rayons que l'on observe entre les nuages auprès du Soleil couchant. Cette expérience nous montre qu'une échancrure très-petite peut donner naissance à un rayon d'une très-grande longueur; cette longueur serait encore bien plus grande si l'air était rempli de poussière ou de fiimée d'encens.

Appliquons ces résultats aux phénomènes qui se produisent pendant les éclipses. Le Soleil peut donner naissance à des rayons semblables, soit par ses protubérances, soit par les parties les plus brillantes de la couronne qui agiront autour de la Lune comme les échancnires du volet agissent autour du bouchon. Mais on se tromperait complètement si l'on jugeait des dimensions de la masse lumineuse qui produit ce phénomène, par l'étendue du rayon qu'on aperçoit. Cette étendue dépend beaucoup du pouvoir réflecteur de l'atmosphère, et surtout de la position de l'observateur. Une masse lumineuse dépassant le contour de la Lune de quelques secondes seulement peut, selon l'éclat qu'elle possède, éclairer l'atmosphère terrestre

à une profondeur considérable, et cet^ prof ondeur se traduira par une longueur proportionnelle du rayon visible. La Lune elle-même, avec son profiil dentelé, contribuera à la production du phénomène en laissant passer des faisceaux lumineux plus ou moins larges, plus ou moins nettement terminés. La forme des rayons dépendra surtout de la position de l'observateur; les effets de parallaxe auront une influence trèsconsidérable, et à quelques kilomètres de distance on pourra voir la couronne et ses rayons sous des aspects très-difierents.

Enfin l'atmosphère terrestre ne sera pas susceptible d'être également éclairée dans tous ses points, car en certains endroits elle est plus transparente, en d'autres elle est plus chargée de vapeurs; de là résulteront des lignes capricieuses produisant un effet analogue à celui des rayons lumineux qui traversent une chambre obscure, lorsqu'on soulève de la poussière sur leur passage.

Telles sont les idées générales qu'il faut maintenant contrôler par l'observation, afin de voir jusqu'à quel point elles sont exactes et applicables au sujet qui nous occupe.

Si nous examinons les dessins donnés par les différents observateurs, nous trouverons qu'ils s'accordent le plus souvent à doinier aux rayons la direction des principales protubérances, surtout dans la région de l'équateur et dans celles des taches. Le P. Cappelletti a fait cette remarque, et elle est assez bien vérifiée par les dessins de Mœsta en i853, de Gillis en i855, et par les nôtres mêmes, quoique nous ne prétendions pas à une très-grande exactitude.

STIUCTURS DU SOLEIL. ï']3

Cette coïncidence est parfaite dans les dessins de BuUock.

En 1860, M. Plantamour observa la couronne et la dessina trois fois : au commencement, au milieu et à la fin. Dans le premier dessin, outre la couronne, il a tracé trois faisceaux de rayons correspondant aux protubérances dans la région d'entrée ; dans le second il y a cinq faisceaux, deux à l'est, trois à l'ouest ; enfin dans la troisième, il y a également cinq faisceaux, mais ils se trouvent tous dans la région de sortie, et correspondent aux nombreuses protubérances qui parurent dans cette région à la fin de l'éclipsé.

Cette observation est d'accord avec celle de Mantawalok, où le capitaine Bullock vit, deux minutes après la totalité, se former un rayon oblique dirigé vers Tune des protubérances. D'autres observateurs, entre autres Pope Hennesey, assurent que ces rayons paraissaient animés d'un mouvement facile à constater. Cq mouvement apparent s'explique aisément si l'on se rappelle que la Lune, en changeant de position d'un instant à l'autre, fait également varier la position des parties éclairantes par rapport à l'observateur.

Reste à expliquer la forme courbe que possèdent les rayons. On peut encore faire une large part à notre atmosphère, en admettant, comme nous l'avons déjà dit, que ces courbes dépendent de la manière dont la vapeur est distribuée dans l'air. Cette explication, que nous avons proposée jadis, ne laisse pas que d'être plausible; cependant elle n'est pas complètement satisfaisante. Nous avons été convaincu de son insuffisance par un phénomène dont l'observation est due à M. Tacchini. Ce savant astronome voyageait sur

■ 74 PIHIËSI PARTIl.

la Méditerranée, à bmrd d'un bateau à vapeur, et il observait le coucher du Soleil, le 8 août l865. Il s'aperçut que le disque solaire était comme surmonté de deux aigrettes lumineuses, pareilles à deux boucles de cheveux renversées en sens opposé [fig. 7a). Leur

hauteur au-dessus du disque était tout au plus égale aux -^ du disque lui-même. Enfin ces appendices suivaient assez bien le mouvement du Soleil, et ils s'enfoncèrent comme lui au-dessous de l'horizon.

M. Tacchini nous donna avis de cette observation, et immédiatement nous compulsâmes le registre où sont inscrites les observations que nous faisons régulièrement sur les taches solaires. Nous trouvâmes que le même jour il y avait sur le bord du disque une tache accompagnée d'une grande facule ayant à peu près la forme décrite par M. Tacchini [fig- 73) ; aussi n'avons-nous pas hésité à admettre que l'aigrette observée par lui pourrait bien être produite par une de ces masses lumineuses qui constituent les facules, et deviennent visibles dans les éclipses.

Une nouvelle observation est venue confirmer cette

STRUCTOU DU SOUIL. 175

idée. M. Grosch, au Chili, pendant l'éclipsé totale du ag août 1867, a observé un faisceau de rayons

courbes tout à fait semblable à celui qui a été dessiné par M. Tacchini. {Voir BuUelin météorologique du Collège Romain, 1867, p. 87.)

Tout dernièrement, un voyageur nous a assuré que, sur la fin du mois de février 1869, il a vu à Poestum le Soleil se lever avec une aigrette analogue à celles qu'il présente dans les éclipses. Les photographies américaines de 1 869 montrent des traces de courbure dans les faisceaux de la couronne, et appuient ces conjectures.

Il est donc bien possible que ces faisceaux recourbés qu'on observe quelquefois aient leur cause unique dans le Soleil. Cependant les faits constatés jusqu'à présent ne sufEsent pas pour rendre cette opinion parfaitement certaine; ils doivent seulement donner une direction dans les nouvelles recherches qu'il fondra faire à ce sujet.

176 PaEMlÈRB PÀBTIE.

ïjes rayons obliques seraient produits par clés faisceaux lumineux lancés dans cette direction même. On a objecté qu'il est impossible d'admettre que la longueur réelle de ces faisceaux soit égale à j du rayon solaire. Nous savons, en effet, que plusieurs comètes ont passé si prés du Soleil, au moment de leur périhélie, qu'elles auraient du rencontrer ces rayons, s'ils avaient une aussi grande étendue ; le mouvement de ces astres aurait donc dû éprouver, dans ce milieu nécessairement résistant, un ralentissement qui n'a jamais été constaté.

Il est assez facile de répondre à cette objection. Quelques comètes ont dû traverser non-seulement les rayons, mais la couronne elle-même. En passant ainsi à travers l'atmosphère solaire, elles ont pu se volatiliser en partie et s'échapper ensuite, comme font les bolides et les étoiles filantes dans l'atmosphère terrestre. Pour démontrer que les choses n'ont pu se passer ainsi, il faudrait connaître la partie de l'orbite qui précède le périhélie, et il nous est impossible de la connaître d'une manière suffisante. Cependant, il faut avouer que notre atmosphère joue dans la production des aigrettes un rôle incontestable, quoique secondaire.

Signalons encore une idée qui n'est pas sans importance. I^ science moderne a constaté qu'il existe des amas de matière cosmique, analogues aux nébuleuses, circulant comme les comètes dans l'intérieur du système solaire, et qui, au moment de leur périhélie, se trouvent très- voisines du Soleil.

Cette circonstance n'est peut-être pas étrangère à certaines apparences extraordinaires qui se présentent

STIUCTUIB DU SOLBIL. I77

pendant les éclipses. Ne serait-ce point à quelqu'une de ces masses cosmiques, fortement éclairée par les rayons solaires, qu'il faudrait attribuer ces rayons et ces arcs recourbés. Le temps pourra seul faire connaître la valeur de ces idées, qui ne sont en ce moment que de simples conjectures.

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