rEBHlÈM PARTIS

(c Le Soleil est environné d'une atmosphère trèsélevée, dont la hauteur est au moins égale à un quart de son rs^on. Elle est plus étendue à l'équateur qu'aux pôles, et de plus sa hauteur et son éclat présentent deux maximums de part et d'autre de l'équateur entre i5 et 3o degrés de latitude. Dans cette atmosphère flotte une couche continue de matière rose, possédant un grand pouvoir photogénique, dont la hauteur est variable et le contour irréguUer. Cette matière se soulève quelquefois et forme tantôt des colonnes verticales, tantôt des nuages isolés; ces colonnes et ces nuages sont entraînés d'une manière très-appréciable par des courants atmosphériques. La couche rose possède une hauteur plus considérable et une plus grande activité photogénique dans la région des taches, là même où nous avons déjà constaté la plus grande élévation de température. »

Telles sont les conclusions auxquelles nous sommes conduit par les observations optiques et photographiques. Il restait à déterminer la nature physique et chimique de la couche rose ; c'est ce qu'on a fait aux Indes pendant Téclipse de 1868, ainsi que nous allons l'exposer.

§ III. — Nature des protubérances solaires visibles

dans les éclipses.

Avant 1861, on aurait regardé comme impossible de déterminer la nature chimique des substances qui se trouvent dans les corps célestes. Mais depuis les découvertes de Bunsen et Kirclilioff, depuis les progrès de l'analyse spectrale, ce problème est devenu

STEUGTURB DU 80LB1L. I99

aussi simple pour l'astronome que les analyses qualitatives pour le chimiste dans son laboratoire.

Depuis longtemps déjà on a appris à reconnaître dans certains cas la nature des substances qui brûlent d'après la coloration qu'elles communiquent à la flamme. Par exemple, on reconnaît le cuivre, le zinc, le fer à leurs flammes verte, bleue et jaune. Mais à l'aide du spectroscope on décompose la lumière, on l'étalé en un spectre discontinu dans lequel on distingue des raies brillantes occupant toujours la même place lorsqu'on opère sur un même corps, dans des circonstances identiques. Les traités de Physique et de Chimie exposent tous cette question avec beaucoup de détails ; il suffira donc de rappeler en peu de mots les principes dont nous devons avoir besoin, en nous réservant de compléter ces notions dans le Chapitre VIII.

Tout spectroscope se compose essentiellement des pièces suivantes : une fente étroite à bords parallèles, éclairée par la lumière qu'on veut analyser ; un prisme, ou un système de plusieurs prismes, pour disperser la lumière; enfin une lunette destinée à concentrer dans l'œil les rayons lumineux. Le prisme se trouve entre la fente et la lunette, et ses arêtes doivent être parallèles à la fente. Entre la fente et le prisme on interpose ordinairement une lentille qui, avec la fente, constitue ce qu'on appelle le collimateur^ et qui permet de diminuer les dimensions de l'appareil ; car la fente, quoique assez rapprochée, parait comme placée à une distance infinie. Lorsqu'on regarde à travers un semblable système la flamme d'un métal ou la lumière des tubes de Geissler, on voit un nombre plus

300 PMHltlB PABTIB.

OU moins considérable de raies brillantes séparées par. des espaces obscurs, dont la couleur et la position sont différentes pour les différentes substances, mais demeurent rigoureusement invariables pour chacune d'elles.

!Nous décrirons ailleurs les appareils employés pour l'étude des flammes terrestres; contentonsnous, pour le moment, d'expliquer celui qui a été adopté par les astronomes, surtout pour l'observaticm du Soleil.

\^fig. 85 réprésente l'instrament que nous passé-

Fig. B3.

dons à l'Observatoire du Collège Romain, et qui présente des avantages particuliers dont nous parlerons bientôt.

XYZ est une platine circulaire sur laquelle sont placés deux prismes C, D, et les supports de deux tubes BU, EH. Le tube BU peut être adapté à la lunette comme un oculaire, par l'intermédiaire de Técrou OC, et il porte dans son intérieur le collimateur du spectroscope. En F se trouve la fente devant laquelle est adapté un petit prisme réflecteur servant à introduire des lumières auxiliaires qu'on veut comparer avec celle dont on cherche la nature. Sur le côté on voit un petit appareil M destiné à supporter des corps lumineux artificiels, par exemple des tubes deGeissler contenant des gaz raréfiés, ou bien deux fils entre lesquels on fait jaillir une série d'étincelles, ou enfin une lumière quelconque.

En K est une lentille qui forme sur la fente F une image agrandie du Soleil. En enlevant l'appareil M, on peut voir directement cette image, et reconnaître les points du disque solaire sur lesquels porte l'analyse. On peut encore, dans le même but, employer le chercheur de la grande lunette.

Le tube EH contient un prisme à vision directe [fig, 86), dernière invention de l'opticien italien

Fier. 86.

Amici, composé de cinq prismes, dont la puissance dispersive est égale à celle des deux autres, et double par conséquent la valeur de l'appareil. C, C, Csont trois prismes de crown, F, F deux prismes de flint; la

aoa PRBMifeBB PÀBTIB.

lumière passant à travers ces prismes ainsi disposés se disperse et se décompose sans subir de déviation, puis elle traverse la lunette HL dont Toculaire est au besoin garni d'un fil micrométrique. Cette lunette porte en outre un collimateur latéral G dont l'extrémité porte une fente très -étroite; cette fente est éclairée par une lumière artificielle, afin de fixer la position des raies lorsqu'on observe des objets faiblement lumineux, par exemple les étoiles et les nébuleuses. Cette lumière est renvoyée vers l'œil de l'observateur par une réflexion qu'elle subit sur l'une des faces du prisme à vision directe. On peut au besoin augmenter ou diminuer le nombre des prismes, suivant la nature des objets soumis à l'observation.

C'est avec un appareil ainsi construit que les astronomes ont analysé la lumière des protubérances. Les propriétés du spectre devaient faire connaître leur nature physique et chimique.

En effet, toute matière simplement incandescente produit un spectre continu ; c'est ce qui arrive pour le charbon incandescent qui se trouve en suspension dans la flamme. Les gaz eux-mêmes peuvent donner un spectre continu lorsque leur température est extrêmement élevée; mais toutes les fois qu'on obtient un spectre discontinu composé de raies isolées, on est certain d'avoir affaire à une matière gazeuse, et alors la nature chimique de cette matière peut être déterminée par le nombre et la position des raies. Tous ceux qui ont observé avec de bons instruments ayant trouvé un spectre discontinu, nous devons conclure, d'après les principes que nous venons d'énoncer, que les protubérances sont de nature gazeuse. C'est ce

8TRUCTUEB DU SOLBIL. !2o3

que nous ont appris MM. Janssen, Rayet, Herschel, Weisse, Tennant, etc.

Pour reconnaître la nature des substances protubérantielles, il fallait fixer avec exactitude la position des raies; malheureusement les observateurs n'ont pas été parfaitement d'accord, soit à cause de l'insuffisance de leurs instruments, soit parce qu'ils manquaient d'échelles construites d'avance. L'analyse la plus détaillée est celle de M. Rayet. En observant la protubérance A [^fig. 83) il observa sept raies principales; quelques-unes d'entre elles avaient une telle vivacité, qu'elles produisaient une espèce de queue dans le champ de l'instrument ; nous en reproduisons ici la figure telle qu'elle se trouve dans les Comptes rendus des séances de V Académie des Sciences {fig> 87).

Fig. 87.

La position de ces raies a paru coïncider à peu près avec celle des raies noires que Fraunhofer a désignées par les mêmes lettres ; mais il doit y avoir eu là quelque inexactitude : on a désigné par la lettre B celle qui correspond à C ; la raie désignée par D ne coïncide pas rigoureusement avec celle de Fraunhofer; la position de F est exacte, mais celle de G est seulement approchée. La position de C a été signalée par Janssen et par Herschel ; ce dernier cependant n'a pu la donner d'une manière précise, à cause

204 PlBBlft» PAITIB.

des nuages qui génèreot ses observations. M. Rayet fit ses observations en mettant la fente successivement dans deux directions faisant entre elles un angle droit; aussi sommes-nous parfaitement certain que le spectre ainsi obser\'é appartient bien réellement à la protubérance.

Dans une seconde observation , il analysa la lumière d*un second appendice, et il ne trouva plus qu^une seule raie située dans le violet ; d'où il faudrait conclure que toutes les protul3érances n'ont pas la même composition chimique.

L'existence de la raie F étant parfaitement constatée, on était bien sur que le gaz hydrogène était Tune des matières composant cette protubérance; mais il fallait déterminer la nature des gaz auxquels devaient correspondre les autres raies. La température était évidemment très-élevée, et comparable à celle que produit le passage de l'étincelle électrique dans les tubes de Geissler. Du reste cette comparaison sert à expliquer la couleur rose des protubérances, puisque rhydrogène se colore ainsi lorsque, étant raréfié, on Tillumine par une décharge électrique.

Cependant, il fallait s'assurer parfaitement de l'identité des diflférentes raies ; cette étude paraissait exiger qu'on attendit une nouvelle éclipse, mais M. Janssen nous a dispensés d'une attente trop longue par une découverte de la dernière importance. Ce physicien, frappé de l'éclat que présentaient les raies des protubérances, fut porté à croire qu'elles seraient visibles, même en plein jour. Malheureusement, le ciel se couvrit de nuages peu de temps après l'éclipsé, et il lui fut impossible ce jour-là de vérifier sa con-

STRUCTURE DU SOLEIL. 2o5

jecture. Dès le lendemain il se mit à l'œuvre, et eut Tinsigne bonheur de voir en plein jour les raies des protubérances. En dirigeant la fente du sp>ectroscope exactement tangentiellement au bord du Soleil, à l'endroit où, la veille, il avait remarqué une flamme, il vit paraître dans le champ de la lunette une raie brillante colorée en rouge, correspondant à la raie C de Fraunhofer, puis dans le bleu une autre raie brillante correspondant exactement à la raie F. Ces deux raies sont précisément celles de Thydrogène, d'où il résulte que ce gaz est la principale des substances qui constituent les protubérances.

Le jour même où cette nouvelle arriva en Europe (20 octobre), M. Lockyer annonçait que,' de son côté, il était parvenu à la même conclusion. Il avait pu voir, sur le bord du Soleil, les raies de l'hydrogène, accompagnées d'une raie inconnue située près de la raie D. Cette découverte était trop importante pour n'être pas immédiatement vérifiée, et il nous fut possible d'y réussir le jour même où la nouvelle nous en parvint. Nous avons étudié cette question avec soin, et nous sommes arrivé, ainsi que les autres observateurs, aux conclusions que nous allons exposer dans le paragraphe suivant.

§ IV. — Résultats des études spectrales faites en plein jour sur les protubérances.

Quoique nous devions parler dans le Chapitre suivant de l'analyse spectrale de la lumière solaire, nous tenons à exposer dès maintenant les résultats auxquels on a été conduit parla découverte de MM. Janssen et

2o6 FIBMIÈIV FAITIV.

Lockyer, car ces résultats sont intimement liés avec le sujet qui nous occupe actuellement. Pour rendre plus faciles à saisir les détails qui vont suivre, nous donnerons ici une planche coloriée représentant le spectre solaire avec les raies de Fraunhofer.

En opérant comme nous Tavons indiqué, il est très-facile d'observer les protubérances en plein jour à Taide du spectroscope. Il faut employer une lunette dont la longueur focale soit assez grande pour fournir une image considérablement amplifiée. On réussit très -bien avec un spectroscope de poche adapté à une lunette de lo centimètres d'ouverture, ayant une longueur focale de 2 mètres. Cependant lorsqu'on veut faire une étude sérieuse et prendre des mesures précises, il faut se servir d'un instrument plus puissant. Nous avons employé à cet usage notre grand équatorial de 25 centimètres, en plaçant auprès du foyer un oculaire destiné à amplifier l'image du Soleil. De cette manière il était beaucoup plus facile de déterminer la position précise des protubérances et d'en étudier les détails. L'appareil étant ainsi disposé, la fente étant aussi étroite que possible, et sans mettre aucun verre coloré à l'oculaire, on peut avec la plus grande facilité, et en employant l'objectif avec toute son ouverture, diriger la lunette vers Tun quelconque des points du Soleil ou vers le bord de son disque. Le spectroscope est disposé de manière à ce qu'on puisse facilement faire varier la position de la fente pour la rendre tantôt parallèle, tantôt perpendiculaire au bord du Soleil.

En observant de cette manière, on a obtenu les résultats suivants :

STmUGTURB DU SOLEIL. 207

i^ Supposons la fente perpendiculaire au bord et divisée en deux parties égales par le contour du disque. Quel que soit le point que Ton observe, on aperçoit toujours un s[>ectre composé de deux zones inégalement éclairées, mais possédant toutes les deux les raies caractéristiques ; la zone la plus brillante appartient au Soleil, l'autre à l'espace environnant. Près de la ligne de séparation de ces deux zones, un [>eu en dehors du disque solaire, on voit une portion des raies noires C et F briller d'un vif éclat. De plus, dans le jaune, auprès du point D, du côté du vert, on voit briller une raie jaune. Enfin on aperçoit une autre trace brillante dans le voisinage de la raie G.

A l'exception de celle qui correspond au jaune, toutes les raies que nous venons de signaler appartiennent à l'hydrogène ; d'où il suit que ce gaz forme une couche générale autour du Soleil.

2® Cette couche a une épaisseur de lo à 1 5 secondes,

mais elle est très-irrégulière ; on peut le constater en

disposant la fente perpendiculairement au bord et en

nesurant l'étendue des portions brillantes. Cepen-

lant, on remarque bien souvent que la ligne noire

isparait d'une manière complète sans donner lieu à

ne ligne brillante ; c'est ce qui arrive surtout auprès

îs facules et des taches. Ce fait démontre quel'hy-

ogène existe bien au delà des lignes brillantes,

lis seulement en quantité suffisante pour neutra-

îrla ligne noire sans y substituer la raie brillante.

disposant la fente tangontiellement au bord, on

les raies acquérir une longueur égale à la largeur

'.pectre et devenir très-vives.

' En plusieurs points du contour solaire on voit

2o8 PRIMlftlB PAITIB.

des lignes brillantes acquérir et même dépasser notablement la longueur qui correspond à 1 5 secondes ; elles se présentent i^elquefois comme des fragments de lignes isolées détachés du bord, ainsi qu'on le voit dans layîg'. 88 en a et en 6 pour le cas où la fente est

Fig. 88.

perpendiculaire au bord, ou conmie en c lorsqu'elle lui est parallèle. On voit, par cet exemple, que, d'après la forme et la disposition des raies , on peut tracer la forme des protubérances en déplaçant convenablement le spectroscope.

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

4** La raie brillante qui se trouve dans le voisinage du point D ne correspond à aucune raie noire, ni à aucune des raies que Ton observe dans le spectre de l'hydrogène lorsque ce gaz est rendu lumineux à basse pression. La retrouverait-on dans le spectre de ce même gaz, en observant dans des conditions de température et de pression différentes de celles que nous pouvons produire? Il est permis d'en douter, car nous avons observé qit'elle ne subit pas les mêmes

STftUGTimi DU SOLEIL. S09

variations que les raies C et F ; elle est souvent trèsfaible dans des circonstances où les autres sont trèsvives. Aussi sommes -nous porté à croire qu'elle n'appartient pas à Thydrogène. Outre ces raies, on en remarque quelquefois plusieurs autres dans le groupe du vert, et surtout quelques-unes de celles qui appartiennent au magnésium; mais elles sont trèsfaibles. Nous avons remarqué que la raie jaune parait coïncider avec une ligne très-brillante qu'on observe dans le spectre ordinaire du Soleil, lorsqu'on emploie un spectroscope à neuf prismes. Sa position est telle, qu'en prenant pour unité la distance des deux raies ly et IT du sodium, elle en est éloignée de deux fois et demie cette largeur.

5® Nous venons de dire que, pendant Téclipse de 1868, les observateurs avaient remarqué, dans le spectre des protubérances, des raies différentes de celles de l'hydrogène; il y avait lieu de s'assurer si elles seraient encore visibles en plein jour. Nous avons eu le bonheur de rencontrer une de ces protubérances le 20 mai 1869. \aifig, 89 montre l'ensemble des raies

Fig. 89.

que nous avons observées. Outre les raies de l'hydrogène, G, F, 7 et la raie D,, on en remarquait deux autres : l'une brillait entre les deux raies les plus voisines du magnésium, l'autre était la troisième raie du