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magnésium renversée; elles sont marquées en 6. De plus, nous en avons remarqué deux en y et z, entre b et F ; une en x entre D, et 6; une autre plus faible en r, près de D|. Il a été impossible de déterminer d'une manière satisfaisante les substances chimiques qui correspondent à ces raies secondaires, mais la raie x semble appartenir au fer. Ce qu'il y a de plus singulier, c'est que, de toutes celles qui caractérisent le magnésium, une seule est renversée; les autres ne le sont pas, et la raie brillante se montre dans l'intervalle qui les sépare. Du reste, cet intervalle correspond aussi à une raie brillante du Soleil, de sorte qu'on peut déjà affirmer que les raies des protubérances ne sont pas toutes renversées.

6^ Le spectroscope employé de cette manière ne fjermet d'étudier les protubérances que par tranches. Mais en employant une image du Soleil dont le diamètre ne dépasse pas 20 ou 3o millimètres, et en élargissant un peu la fente, on peut les voir en entier. On peut donner à la fente une largeur d'un demi-millimètre, et même davantage : on voit alors l'image rouge delà protubérance. On rend l'observation plus facile en employant un verre rouge qui laisse passer les ravons C. Alors on voit le contour du Soleil tout environné de protubérances, surtout auprès des taches et des facules, et tout le contour présente un aspect analogue à celui qui est indiqué dans lay?^. 90. M. le pro-

Fig. 90.

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fesseur Bespighi, qui s'est occupé particulièrement de cette étude, nous a communiqué le dessin d'une protubérance qu'il a observée à Rome, le a6 févrieri87o, à io^4o"- 1^ Hauteur de cette protubérance(/î'g*.9i)

était de 3' 3o" .Ces masses présentenlon généra! la forme de jets gazeux qui s'inclinent et retombent à partir d'une certaine hauteur. Les détails sont très-bizarres et prennent souvent l'aspect d'une véritable végétation.

Tels sont les faits principaux qu'on a pu constater jusqu'au moment où nous écrivons. Ces faits font naître quelques réflexions et demandent des éclaircissements.

i" Comment se fait-il qu'on puisse, à t'aide du spectroscope , étudier les protubérances en dehors des éclipses? Les astronomes avaient inutilement employé beaucoup d'autres moyens; ils ont essayé de petits diaphragmes, afin d'écarter de leurs lunettes toute lumière étrangère; ils ont employé dans le même but des verres colorés; mais ils n'ont jamais

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réussi à rien entrevoir par ces procédés^ tandis que le spectroscope a conduit du premier coup à un succès inespéré. La raison en est très-simple, et elle a été déjà signalée par Arago. Ce grand astronome faisait remarquer que pour voir les protubérances , il suffirait de diminuer la lumière du ciel de manière à la rendre plus faible que celle des protubérances ellesmêmes. C'est ainsi 9 disait-il , qu'on parvient à voir les étoiles en plein jour; les lunettes affaiblissent la lumière de l'atmosphère, parce qu'elles amplifient la portion du ciel qui se trouve dans le champ, sans grossir les étoiles qui n'ont pas de diamètre apparent. Tel est le rôle du spectroscope dans la circonstance qui nous occupe. Il disperse et étale dans une bande assez diffuse la lumière de l'atmosphère terrestre et de l'atmosphère solaire, sans pouvoir disperser le petit nombre de rayons simples qui composent le spectre de la protubérance. Ceux-ci conservent donc toute leur intensité, tandis que les autres sont très-affaiblis. C'est ce qu'on observe également dans l'étude des autres corps célestes. Une étoile de sixième ou de septième grandeur, dont le spectre est discontinu, est bien plus facile à observer que les étoiles jaunes de troisième ou de quatrième grandeur. De même, les raies des nébuleuses planétaires brillent avec vivacité dans le champ du spectroscope, et leur éclat est comparable à celui d'une bougie, quoique ces nébuleuses ne soient pas plus visibles que des étoiles de neuvième grandeur!

Il est surprenant que les astronomes n'aient pas fait plus tôt cette découverte, car, avec un bon spectroscope, l'observation est très-facile, et pour la faire

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avec succès il ne nous en a coûté que la peine d'adapter Tinstrument à la lunette. C'est là un de ces faits qui nous montrent que, en physique, il ne faut pas se laisser détourner de ses recherches par les échecs que subissent les autres. Quelques astronomes ayant employé des appareils très -imparfaits, comme on l'a reconnu depuis, n'avaient obtenu que des résultats négatifs, et c'est ce qui a empêché de faire cette découverte si facile. Nous devons cependant ajouter que, sans les observations faites pendant l'éclipsé, on n'aurait pas aussi bien compris cette méthode et les résultats auxquels elle conduit.

:t^ Il faut bien remarquer que la découverte actuelle nous fait seulement connaître la nature des protubérances et de la couche rosée dont elles font partie ; mais l'existence de cette couche était parfaitement constatée par les arcs en forme de scie qu'on avait vus autour de la Lune dès 184^. Bessel, observant une éclipse annulaire à Kœnigsberg, avait vu le bord de la Lune environné d'un cercle rouge. La couleur même des protubérances et les relations nombreuses qu'elles ont avec les arcs rosés, prouvaient bien que ces deux phénomènes dépendaient l'un de l'autre, et que leur nature était identique. Enfin, les photographies exécutées en 1860 par M. delà Rue et par nous montraient cette identité d'une manière irréfutable.

3^ Il était naturel de chercher les relations qui existent entre les protubérances et les taches ; c'est ce que nous avons fait en étudiant les variations de la raie C, variations qui nous permettent de déterminer tous les points du disque où se trouvent les pro-

2l4 FlIMltaB FAJITIB.

tubérances. Nous avons pu constata qu'elles sont trèsnombreuses et très-vives dans le voisinage des taches, et surtout dans les facules et les queues qui les suivent ; nous n'avons examiné aucune facule sur le bord solaire, sans la trouver accompagnée de protubérances très-vives et très-élevées. Nos observations prouvent paiement que les différents points du Soleil sont loin d'avoir des spectres identiques , comme on l'a cru jusqu'à présent. Mais ces observations sont très-délicatesy d'autant plus que, pour un même point du Soleil, les variations du spectre sont continuelles ; aussi tout ce qu'on peut faire, c'est de constater ces différences sans pouvoir les étudier d'une manière précise et détaillée.

4^ En étudiant la couronne p>endant l'éclipsé de 1868, on avait trouvé qu'elle donnait un spectre continu. Peut-être les observateurs n'étaient-ils pas bien préparés à cette observation délicate. Pendant Téclipse du 7 août, les Américains ont constaté que la lumière de la couronne, analysée au spectroscope, donne quelques raies isolées dont la principale et la plus brillante coïncide avec celle de nos aurores boréales. Ce fait demande à être confirmé, et il est assez important pour qu'on en fasse l'objet d'études spéciales dans les prochaines éclipses.

Quoiqu'on ait réussi à voir les protubérances en plein jour, les éclipses seront toujours très-utiles, surtout pour l'étude détaillée de leurs formes. On se borne, en effet, à dessiner leurs images rouges, sans pouvoir obtenir les images jaunes, bleues et violettes. De plus, le verre rouge absorbe les autres couleurs et modifie par là le contour des protubérances. 11 sera

STftUCTUmB DU SOUIL. 21 5

donc intéressant, dans les prochaines éclipses, de les dessiner simultanément par les deux procédés, afin de faire une étude comparative.

§ y. — Conclusions relatives à l'cUmosphère solaire.

Nous avons déjà formulé les principales conclusions qui résultent des observ^ations optiques et photographiques. Nous pouvons maintenant nous faire une idée assez exacte de l'atmosphère qui enveloppe le Soleil.

I® Au delà de la limite apparente du disque solaire, il existe une atmosphère transparente, mais jouissant d'un pouvoir absorbant assez considérable pour pouvoir arrêter une partie des rayons solaires.

2® Cette atmosphère n'a pas partout la même hauteur; elle atteint son maximum à l'équateur et dans la région des taches; elle devient minimum aux pôles.

3® Dans cette atmosphère flotte une couche gazeuse dont la température est très-élevée et de laquelle s'échappent les protubérances. L'hydrogène est le principal élément de ces appendices et de la couche rosée qu'on observe [>endant les éclipses.

4® Cette couche enveloppe le Soleil de toutes parts, et son épaisseur est variable. Elle n'est pas exclusivement composée d'hydrogène; elle contient encore d'autres substances, et en particulier de la vapeur de sodium et de magnésium. Des observations délicates font encore constater la présence de la vapeur d'eau.

Telles sont les conclusions relatives à l'atmosphère solaire. Nous voyons que, contre toute attente, il a

2l6 PmEHIÈRB PAITIB.

été possible d'en déterminer jusqu'à la composition chimique. Il nous reste maintenant à étudier la photosphère elle-même ; les puissants moyens qui sont à notre disposition nous permettront de rechercher avec quelque chance de succès sa composition et sa structure.

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