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§ II. — Comparaison de la lumière solaire avec les autres lumières. — Renversement des spectres.

Le seul moyen d'arriver à connaître la nature et la cause des raies noires que nous observons dans le spectre du Soleil, c'est d'étudier à ce même point de vue les autres lumières, soit naturelles, soit artificielles. Cette étude est facile, et elle ne demande pas d'autre appareil que le spectroscope dont nous avons déjà parlé; il suffit de mettre la source lumineuse en avant de la fente par laquelle on doit introduire les rayons. Mais, pour que la comparaison se fasse d'une manière parfaitement précise, on emploie le moyen suivant. On dispose un petit prisme devant la fente, de manière à la couvrir dans une moitié de sa longueur; les faces de ce prisme réfléchissent la lumière dont on veut faire l'analyse, de manière à la diriger dans le tube de la lunette, parallèlement à son axe; en même temps, un rayon de lumière solaire pénètre par la partie de la fente demeurée libre. Alors on voit dans le champ de l'appareil deux spectres distincts, mais juxtaposés: l'un produit par la flamme qu'on étudie, l'autre dû au rayon solaire. Comme les deux parties de la fente composent une seule et même ligne droite, les raies qui ont même indice de réfraction doivent occuper des positions identiques dans les deux spectres, et, par suite, elles doivent être rigoureusement sur le prolongement l'une de l'autre.

En suivant cette méthode, on est arrivé aux conclusions suivantes :

i** Supposons qu'on examine des corps simplement

8TBUCTUBB DU SOLEIL. 229

incandescents, comme les charbons de Tare voltaïqiie, un fil de platine traversé par un courant électrique, la chaux , la magnésie , la zircone échaufFées par la flamme du gaz oxy-hydrogène, le charbon en suspension dans la flamme, etc., on obtient toujours un spectre continu, sans aucune raie noire ou brillante. 2® Toutes les fois qu'un corps, brûlant à la pression ordinaire, donne naissance à im composé gazeux, il produit une flamme dont le spectre est discontinu. Ainsi, la flamme d'une bougie présente toujours à sa base une partie bleuâtre, dans laquelle s'efiFectue la combinaison du carbone et de l'oxygène; cette partie donne un spectre discontinu, où l'on distingue trois groupes de raies vertes et bleues, nettement séparées les unes des autres et brillant d'un vif éclat. On observe le même phénomène dans la combustion des métaux. Le moyen le plus simple de constater ce fait, c'est de brûler du sodium en enflammant une dissolution alcoolique de sel marin; on obtient ainsi une ligne très-remarquable dans le jaime, ligne que Ton peut dédoubler avec des instruments un peu puissants. Le chlorure de cuivre, le nitrate de strontiane donnent des raies vertes et rouges qui servent à caractériser ces métaux. I^es flammes ordinaires donnent une température généralement insuffisante; aussi emploie-t-on la lampe de Bunsen, ou mieux encore l'étincelle électrique. Pour utiliser ce dernier moyen, on a recours soit à une forte pile, soit à une bobine d'induction, et l'on fait jaillir l'étincelle entre deux rhéophores composés du métal qu'on veut étudier. Dans ces circonstances, pendant que la combustion ou la combinaison chimique s'effectue, une mime sub-

23o PRBIIIÈBB PAETII.

stance donne toujours les mimes raies hrsqu'elte se trouve à la même température. La fig. 96 fait voir les

FIg. g6.

AaBCD E^F G H

raies principales qui se développent en brûlant des métaux alcalins : potassium (K), sodium (Na), lithium (L), strontium (Sr), calcium (Ca), baryum (Ba), rubidium (Rb), caesium (Gs).

3** Si Ton fait varier la température ou le degré de combustion pour les corps composés, on obtient des spectres très-différents les uns des autres. I.,orsqu'il s'agit des gaz, la pression à laquelle ils se trouvent au moment de la combustion exerce une très-grande

STRUCTURE DU SOLBIt. l3l

influence : quelques-uns de ceux qui donnent des raies à une faible pression donnent des spectres continus lorsqu'ils sont soumis à une pression très-considérable, résultat qu'on attribue à une température plus élevée. On essaye généralement les gaz en les amenant à un degré suffisant de raréfaction dans des tubes fermés connus sous le nom de tubes de Geissler^ dans lesquels on fait passer la décharge d'une bobine d'induction. On remarque alors que la plupart d'entre eux donnent des spectres différents, suivant la tension de la décharge. Ainsi, l'azote donne un magnifique spectre cannelé lorsqu'on fait passer une étincelle ayant une tension assez faible. Mais, lorsqu'on introduit un condensateur dans le circuit, et que la tension de la décharge devient très-grande, alors le spectre est discontinu et composé de raies isolées, dont l'aspect est très-diflférent du précédent (Plùcker). La même chose arrive pour l'oxygène, le carbone, le soufre, etc. Dans ces expériences, les gaz agissent à peu près comme des vapeurs métalliques; mais, en général, leur spectre est très complexe. Ainsi, l'hydrogène donne quatre raies principales, une dans le rouge, la seconde dans le bleu, et deux autres dans le violet; il présente en même temps un grand nombre de lignes plus faibles, dont l'intensité varie à mesure que la tension devient plus forte. Lorsque la pression est plus élevée, les raies vives indiquées ci-dessus s'étalent et deviennent des bandes (Wûllner), et enfin on finit pour avoir des spectres continus sous de très-fortes pressions (Frankland).

4® La plupart des métaux donnent des spectres discontinus, composés de quelques raies brillantes et

232 PB8H1ÈBB PART».

de larges bandes obscures; ces spectres sont donc inverses de celui du Soleil, dans lequel la partie lumineuse est celle qui domine. Il y a cependant quelques substances qui font exception et qui donnent un spectre composé d'un grand nombre de raies brillantes, le fer par exemple. Quelques métaux paraissent même donner un spectre continu dans lequel on remarque quelques raies brillantes; c'est ce qui arrive pour le magnésium brûlant à l'air. Mais, dans ce cas, le spectre continu provient de l'oxyde qui se forme, et qui, dès lors, agit à la manière des corps simplement incandescents.

5** Le résultat le plus suiprenant est celui qu'on obtient en juxtaposant, comme nous l'avons indiqué, le spectre du Soleil et celui d'un métal. On trouve que , pour un bon nombre de substances , les raies brillantes correspondent exactement a certaines raies noires du spectre solaire. Ainsi, les raies caractéristiques du sodium coïncident d'une manière précise avec les raies D de Fraunhofer ; les raies que l'iiydrogène produit dans le rouge, dans le bleu et dans le Aiolet, coïncident avec les raies C et F, et avec la 38* et la 46* de Van der Willingen [voir le tableau cidessus, § I); les raies principales du fer correspondent également à des raies bien déterminées de la lumière solaire. M. Kirchboff a trouvé plus de soixante coïncidences, Angstrom en a trouvé jusqu'à 490. Dans le tableau inséré à la fin du paragraphe précédent, nous avons indiqué le nom des substances dont les raies correspondent à celles du Soleil ; mais notre tableau est incomplet, et nous aurions pu y ajouter un grand nombre de métaux qui n'y figurent pas, si nous avions

pu tracer toutes les lignes. A présent, les raies dont la présence a été constatée dans le spectre solaire sont les suivantes, selon M. Angstrom :

Hydrogène 4

Sodium 9

Baryum 1 1

Calcium y5

Magnésium 4 -h (3?)

Aluminium 2 (?)

Fer 45o

Manganèse 67

Chrome 18

Cobalt 19

Nickel 33

Zinc Q,

Cuivre 7

Titane 200

Ce résultat, inattendu et contraire à toutes les prévisions, piqua vivement la curiosité des physiciens; ils en cherchèrent avidement l'explication et ils ne tardèrent pas à la trouver. Foucault avait remarqué une singularité que présente la combustion du sodium. Ce métal donne d'ordinaire une ligne brillante correspondant à la raie D ; mais, lorsqu'on le brûle en grande quantité, par exemple dans l'arc voltaïque, on voit, dans certaines circonstances, apparaître un spectre plus étendu et à peu près continu, dans lequel la ligne jaune est remplacée par une raie noire. Ce fait resta isolé et inexpliqué jusqu'au moment où RirchhofF le rattacha à la théorie générale. Cette ligne noire était produite par l'.ibsorption qu'exerçait la vapeur du sodium environnant le point lumineux.

On connaissait depuis longtemps des exemples d'ab-

2^4 PHBMJÈBB PAHTIB.

sorption produite par des vapeurs. Par exemple, lorsque la lumière solaire a traversé une couche d'acide hypo-azotique ou de vapeur d'iode, elle donne des raies qui n'existaient pas auparavant. Ce fait s'observe également lorsqu'on regarde à travers ces gaz une flamme ordinaire dont le spectre est continu ; les raies dues à l'absorption s'y produisent également, et il est bien plus facile de les reconnaître.

Les gaz qui composent notre atmosphère ont aussi une puissance d'absorption assez considérable; ils peuvent donc, en faisant disparaître certains rayons lumineux, doimer naissance à quelques-unes des raies qu'on observe dans le spectre. Cette absorption atmosphérique étant d'autant plus grande que la lumière traverse une couche plus épaisse, le spectre doit varier avec la position du Soleil; les raies doivent être moins nombreuses lorsqu'il est près du zénith, plus abondantes lorsqu'il est près de l'horizon. Il est facile d'obseWer cette différence avec un simple prisme ou avec un spectroscope de poche de Hoffmann, \jsifig. i , PL /, due H M. Janssen, donne une idée de ces variations pour la partie la moins réfrangible du spectre. Dans le rouge extrême, on voit se développer de larges bandes noires, qui n'existaient pas lorsque le Soleil était plus élevé. Dans l'orangé surtout, entre C et D, près de la raie 8 ^ de Van der Villingen, on voit se former une ligne nommée C* par Brewster [fig. 2, PL /), suivie de plusieurs traits parallèles entre eux. Entre C* et D, il se forme ordinairement un trèsgrand nombre de lignes, et quelques-unes de celles qui existaient déjà deviennent notablement plus larges. Au delà de D il se forme aussi une grande bande

STRUCTOBB DU SOLEIL. 235

nommée ô par Brewster. Pendant l'hiver, elle est composée de raies très-fines, mais en été elle devient très-sombre, et les différentes lignes qui la composent laissent à peine un intervalle entre elles. Enfin, on remarque un autre groupe dans le vert, à peu près au milieu de l'intervalle qui sépare ft et F; le violet en contient également un certain nombre.

Quelques-unes de ces raies sont dues, sans aucun doute, aux gaz qui composent notre atmosphère; les groupes du vert, en particulier, appartiennent à l'azote. Celles qui se trouvent dans le jaune et dans le rouge sont presque exclusivement dues à la vaj>eur d'eau. Nous l'avons constaté en examinant ces spectres, dans différentes circonstances atmosphériques, en notant le moment où les raies apparaissent à mesure que le Soleil s'abaisse en approchant de l'horizon, et enfin en analysant pendant la nuit la lumière émise par des flammes situées à une grande distance. De plus, nous avons vu ces mêmes raies se manifester au moment où des nuages légers passaient devant le disque du Soleil , ce qui montre l'influence de la vapeur d'eau qu'ils contiennent. M. Janssen a confirmé notre explication en examinant la flamme d'un gaz à travers un tube rempli de vapeur d'eau à haute pression. Il pourrait cependant se faire qu'un certain nombre de raies soient dues à des substances encore inconnues, qui sont répandues en assez grand nombre dans notre atmosphère.

Un spectre peut donc être discontinu pour deux raisons bien différentes : i® parce que, en réalité, les rayons émis par la source lumineuse ne sont pas continus : telle est la lumière des étincelles électriques et

a36 PBBHIÈBB PARTIE.

celle des métaux volatilisés; 2® le spectre peut devenir discontinu par l'action absorbante d'une substance gazeuse ou d'une vapeur : les vapeurs métalliques étant très-absorbantes, comme nous l'avons vu pour le sodium, pourraient bien produire un résultat semblable dans la lumière solaire; Kirchhofif l'a vérifié avec de simples tubes, remplis de vapeur de sodium et avec la flamme de quelques autres métaux.

Le résultat le plus important de ces recherches, c'est qu'à une basse température, une vapeur absorbe précisément les rayons lumineux que la même substance émettrait si elle était incandescente. Ainsi, la vapeur de sodium produit, par son absorption, des raies noires à l'endroit précis où le même métal produit des raies brillantes pendant sa combustion. Ce fait généralisé constitue ce qu'on appelle le renversement du spectre^ et on peut énoncer d'une manière générale le principe suivant : Une vapeur absorbe précisément les rayons quelle est capable démettre lorsqu'elle est incandescente ; de sorte que le pouvoir émissif et le pouvoir absorbant sont complémentaires l'un de Vautre, Cette règle suppose toujours, comme condition essentielle, que la vapeur absorbante est à une température plus basse que celle du corps rayonnant.

La théorie physique de ces phénomènes est assez facile à établir par une simple comparaison entre l'optique et l'acoustique, comparaison à laquelle nous conduisent naturellement les idées actuelles, d'après lesquelles la lumière résulte des ondulations d'un fluide éthéré. Un grand nombre de corps sonores, à cause de leurs formes irrégulières, ne peuvent émettre que des bruits résultant d'une multitude de sons confiis

et correspondant à des longueurs d'ondes différentes ; il y en a d'autres, au contraire, qui, se trouvant dans de meilleures conditions, produisent des sons musicaux parfaitement précis et déterminés; ces sons musicaux sont produits par des vibrations toutes isochrones, et ils se propagent par des ondulations toutes de même longueur; ils sont tout au plus accompagnés de quelques harmoniques à la quinte, à l'octave, etc. Il se produit quelque chose d'analogue pour les corps lumineux. Les corps simplement incandescents, retenus et gênés par des liens moléculaires, émettent des ondulations de toute nature et de toute longueur, dont les indices de réfraction prennent toutes les valeurs possibles entre deux limites extrêmes; de là résulte nécessairement un spectre continu. Les mêmes substances réduites en vapeur, délivrées en grande partie des entraves de la cohésion, vibrent avec plus de liberté, émettent des ondes lumineuses dont la longueur dépend uniquement de la masse vibrante et de sa force vive. Ces ondes sont en petit nombre et nettement définies; tout au plus sont-elles accompagnées de quelques autres ondulations que nous pourrions appeler harmoniques et dont les longueurs ont des rapports commensurables avec celle de l'onde principale. Par exemple, les raies C et F de l'hydrogène sont dues à des rayons dont les longueurs d'onde sont presque rigoureusement dans le rapport de 4 à 3, rapport qui caractérise en acoustique l'intervalle, de Y ut au /a; la différence est seulement de ^. La troisième raie du violet, comparée à la raie C, donne le rapport de J à -|, avec une différence également trèspetite ; en faisant abstraction de cette différence nous

a38 PRBMIÈHB PAHTII.

aurions le rapport qui caractérise l'intervalle du ré au la. D'après M. Hinricks, si l'on étudie les difiFérentes raies d'une même substance , on trouve que leurs longueurs d'onde peuvent être représentées par les termes d'une progression arithmétique ; la raison de cette progression demeure constante pour un même groupe; elle peut toujours s'exprimer par un nombre assez simple , qui dépend de la forme et du volume des atomes.

Ces théories peuvent présenter quelques difficultés de détail y mais on ne saurait contester le principe général qui en est le fondement : les molécules parfaitement libres d'un gaz doivent vibrer d'une manière simple et nettement définie , absolument comme les corps de forme et de masse déterminées qu'on emploie en acoustique pour produire des sons musicaux d'une très-grande pureté.

Il arrive souvent que certains corps sonores, susceptibles de rendre des sons musicaux bien déterminés, se mettent en \i\}T^\\oii par sympathie. Il suffit pour cela que, dans le voisinage, un instrument quelconque fasse entendre le son que ce corps est capable de produire, ou même l'une de ses harmoniques. C'est ainsi que les cordes d'une harpe ou d'un violon peuvent, sans avoir été directement ébranlées, se mettre à résonner sous la seule influence des ondes aériennes dont elles semblent comprendre le langage. Les molécules d'un gaz doivent éprouver quelque chose de semblable, relativement à la lumière. lorsqu'elles sont frappées par des ondes éthérées, ces molécules demeurent le plus souvent indififérentes, parce qu'elles ne sont pas capables de vibrer à l'unisson.

STHUCTUIB DU SOLEIL. 123g

Mais, s'il survient un mouvement vibratoire correspondant à la longueur d'onde qu'elles peuvent ellesmêmes produire, ou ayant avec cette longueur un rapport assez simple, elles en subiront immédiatement l'influence, comme les cordes sonores subissent l'influence des vibrations aériennes. Mais alors, les molécules ainsi ébranlées absorberont le travail de l'onde lumineuse qui les a frappées, et, le mouvement étant ainsi intercepté par le milieu qu'il avait voulu traverser, le rayon lumineux cessera de se propager et semblera s'éteindre. Une couche de molécules gazeuses, peut donc absorber les rayons qui lui sont sympathiques, c'est-a-dire ceux qui correspondent à la longueur d'onde qu'elle-même peut produire en vibrant, ce qui revient à dire qu'une substance réduite à l'état de gaz ou de vapeur absorbe précisément les rayons que cette même substance est capable d'émettre lorsqu'elle est incandescente. Il est bien vrai que, par le fait même de cette absorption, la masse gazeuse augmente la force vive qu'elle possède, que sa température s'élève, et que, par suite, elle devient elle-même rayonnante, ce qui tend à substituer une raie lumineuse à la raie noire qu'elle produit. Mais la ligne noire ne pourra disparaître qu'au moment où la couche gazeuse aura acquis un éclat égal à celui de la source, condition difficile à remplir lorsque la masse de gaz présente une assez grande épaisseur.

Il peut arriver que l'absorption soit due à un gaz qui, au lieu de donner naissance à des ondes de même longueur que celles qui cherchent à le traverser, soit seulement capable de produire ce que nous pouvons appeler les harmoniques de ces mêmes ondulations.

24o PREMIÈRE PARTIE.

Alors l'absorption ne sera pas complète, les raies ne seront pas parfaitement noires, mais leur teinte plus ou moins foncée tranchera toujours sur le reste du spectre.

La théorie que nous venons d'exposer est actuellement admise par les physiciens, et on peut dire qu'elle est confirmée par la différence qui existe entre l'absorption produite par les gaz et celle qui est due aux corps liquides ou solides. Dans le premier cas, les raies sont toujours nettes, franchement terminées et parfaitement isolées les unes des autres. Dans le second cas, au contraire, l'absorption produit de larges zones nébuleuses et mal terminées, qu'on ne peut réussir à partager en raies simples, distinctes les unes des autres. Ce résultat est évidemment dû à ce que les liens moléculaires, assez forts dans les solides et même dans les liquides, sont très-faibles ou à peu près nuls dans les gaz.

Les liens de la cohésion moléculaire ne sont pas les seuls qui contribuent à déterminer la nature de cette absorption; les liens de l'affinité chimique et l'état de combinaison exercent aussi une influence très-considérable. Ainsi, un simple mélange d'hydrogène et d'azote, comprimés de manière à occuper le même volume que le gaz ammoniac auquel ils pourraient donner naissance, absorbe une très-faible quantité de chaleur; il en est bien autrement de l'ammoniaque, qui, dans les mêmes circonstances, manifeste un pouvoir absorbant soixante fois plus considérable. On en peut dire autant de l'oxygène et de l'hydrogène : leur mélange possède un pouvoir absorbant beaucoup plus faible que celui de la va-

STEOCTOll DO 80LBIL. 24 1

peur d'eau qui résulte de leur combinaison. En général, les gaz simples ont un pouvoir absorbant trèsfaible, et, par conséquent, ils émettent aussi fort peu de lumière, même lorsque leur température est trèsélevée; c'est ce qui fait que le mélange d'oxygène et d'hydrogène donne une flamme très-pâle, quoique très-chaude.

Outre les radiations lumineuses, le Soleil émet aussi des radiations chimiques et thermiques ; nous en parlerons plus tard. Appliquons maintenant à l'étude de la photosphère et de sa constitution les principes que nous venons d'exposer.

§ III. — Application des principes précédents à la constitution de la photosphère solaire.

H est maintenant très-facile d'expliquer la présence des raies noires dans le spectre solaire. Ces lacunes ne sont autre chose que des raies d'absorption produites par des vapeurs métalliques faisant partie de l'atmosphère du Soleil.

Nous avons vu, dans le Chapitre précédent, que cet astre est environné d'une atmosphère dont la hauteur est égale à plusieurs diamètres terrestres; en nous appuyant sur des observations photographiques faites pendant les éclipses, et dont l'autorité est incontestable, nous pouvons affirmer que la hauteur de cette atmosphère est comprise entre la moitié et le tiers du rayon solaire. Nous y avons constaté directement la présence de l'hydrogène comme composant une couche rose qui enveloppe le Soleil de toutes parts et produit les protubérances. Si nous tenons compte de la tempé-

242 PHBHIËBB PAHTIB.

rature extrêmement élevée qui règne dans cette atmosphère, nous devons admettre qu'elle contient, à l'état de vapeurs, un grand nombre de substances métalliques que nous voyons ordinairement à l'état solide, par exemple le sodium, le potassium, le magnésium, le calcium, et même le fer et autres métaux peu fusibles. En partant de la loi du carré de la distance , nous sommes amené à conclure que la température du Soleil est de plusieurs milliers de degrés : nous verrons qu'elle est en réalité de plusieurs millions. Mais, même en nous arrêtant à cette limite inférieure, nous pouvons dire avec certitude que, dans ces circonstances, tous les métaux que nous venons de nommer sont réduits en vapeur. On connaît partout la fabrication de l'acier d'après le procédé de Bessemer. Ce procédé consiste a décarburer la fonte en lançant un courant d'air comprimé à travers la masse en fusion. Pendant cette opération, au moment même où Ton commence H souffler, la flamme donne naissance a un spectre continu ou présentant tout au plus les raies du sodium dues à des fragments de charbon ou à des poussières atmosphériques. Mais, lorsque l'opération touche à sa fin, le carbone étant presque complètement brûlé, et la température s'étant considérablement élevée, on voit de nouveau paraître les raies du sodium, puis le spectre perd peu à peu sa continuité, on voit se dessiner les raies brillantes du calcium, du magnésium, et surtout celles du fer. Le spectre est alors magnifique; outre les raies que nous venons d'indiquer, il en contient encore un grand nombre, provenant des substances qui se trouvent dans les minerais. La température qui se produit alors ne dé-

STHUCTURB DU SOLEIL. ^43

passe cependant pas 3ooo degrés, et Ton peut conclure ^u'il suffit de quelques milliers de degrés pour volatiliser les métaux les moins fusibles.

On est donc en droit d'admettre que l'atmosphère du Soleil contient des vapeurs métalliques, et que ces vapeurs, par leur pouvoir absorbant, donnent naissance aux lacunes qui constituent les raies de Fraunhofer. Cette induction n'est pas même nécessaire. Le seul fait de la coïncidence parfaite des raies du spectre solaire avec les raies brillantes des métaux, si nous nous en rapportons aux principes que nous avons exposés, prouve directement et d'une manière suffisante, l'action et par conséquent la présence des vapeurs métalliques dans le Soleil. Si nous partons de •ces données, et si nous étudions les relations qui existent entre les raies du spectre solaire et les lignes brillantes qui caractérisent les différentes substances, nous arriverons à nous convaincre que le Soleil contient, à l'état de vapeurs, dans son atmosphère, le sodium, le magnésiutn, l'hydrogène, le calcium, le baryum, le fer, le chrome, le manganèse, le nickel, le cobalt, le cuivre, le zinc. Malgré les différences extrêmes qui existent entre leurs densités, ces vapeurs, en vertu de leur pouvoir diffusif, tendent à se mélanger entre elles, comme les gaz ordinaires. Cependant, nous trouverons les vapeurs très-lourdes plus abondantes dans les parties plus basses de cette enveloppe.

Cette théorie suppose qu'on admet deux hypothèses fondamentales : i** au-dessous de l'atmosphère qui produit l'absorption, il existe une couche lumineuse qui, dans ses radiations, émet des rayons de toute

a44 PIEHIÈBB PARTIE.

nature 9 et donne, par conséquent, naissance à un

spectre continu; 2® Tenveloppe atmosphérique, dans, laquelle se trouvent les métaux volatilisés, est à une température inférieure à celle de la couche lumineuse.

La première hypothèse peut s'entendre de deux manières. La photosphère peut être composée, comme nos nuages, d'une espèce de brouillard dû à la condensation des vapeurs métalliques; ce serait un amas de gouttelettes liquides, ou même d'une poussière solide extrêmement fine, possédant, en vertu de sa condensation même, un grand pouvoir émissif. Telle était ridée de Wilson. On peut aussi penser que la photosphère est gazeuse comme le reste du corps solaire, mais que la forte pression à laquelle elle est soumise lui communique le pouvoir d'émettre des rayons de toute nature, et de donner ainsi naissaîice a un spectre continu. I^a première explication s'accorde mieux avec les apparences que présentent les taches et avec les observations que nous avons exposées dans les Chapitres précédents. La seconde repose sur l'hypothèse d'une forte pression dont Texistence .semble loin d'être démontrée à la surface visible du Soleil, quoiqu'elle doive être considérable à une grande profondeur. En effet, il révsulte de tous les travaux et de toutes les observations que l'atmosphère transparente du Soleil ne produit qu'une réfraction très-faible sur les rayons qui la traversent; il est bien difficile de concevoir que ce faible pouvoir réfringent se concilie avec une pression considérable. De plus, les raies de l'hydrogène ne restent fines qu'à la pres- .sion de 44^ millimètres, au delà de laquelle elles

8THUCTUHB DU SOLEIL. 245

s'élargissent (Wullner); nous en déduisons que la couche visible du Soleil ne supporte pas une pression notablement plus grande. Il est bien vrai que, sur le Soleil, la pesanteur est vingt-huit fois plus grande qu'elle ne l'est à la surface de la Terre, mais il est possible aussi que la force expansive de la chaleur apporte une compensation plus que suffisante. Cette question demande évidemment à être éclaircie par des recherches ultérieures. Pour le moment, nous admettrons comme plus probable l'explication de Wilson.

Quant à la plus faible température de cette couche extérieure, elle est très-facile à justifier. I^ couche atmosphérique, étant la plus éloignée du centre, est aussi celle qui est la plus immédiatement exposée aux effets du rayonnement. Il est donc naturel qu'elle se refroidisse plus vite, et que sa température soit plus basse que celle des couches intérieures. Elle n'en reste •pas moins gazeuse, vu sa température élevée et la nature des substances qui la composent, et quoiqu'une portion des vapeurs arrive à l'état de saturation et se condense, il en reste cependant une certaine quantité à Tétat de fluide élastique, comme il arrive dans notre atmosphère pour la vapeur d'eau qui se trouve audessus des nuages.

D'après ce que nous venons de dire, la couche incandescente qui donne un spectre continu n'est autre chose que la photosphère elle-même; mais comme les rayons qui nous la font apercevoir doivent traverser l'atmosphère qui l'environne, quel que soit le point vers lequel on dirige le spectroscope, on trouve toujours un spectre discontinu, ou bien, si l'on examine les protubérances, un spectre à raies bril-

^46 PHBHIËRB PAHTIB.

lantes. Mais, en étudiant avec plus de soin le bord du disque, nous avons réussi à voir une couche trèsmince dont le spectre parait continu. Comme cette découverte est très-intéressante, nous allons entrer dans quelques détails.

Nous avons employé une lunette de 25 centimètres d'ouverture, ayant un fort pouvoir grossissant, et montée équatorialement. A l'oculaire, nous adaptions un spectroscope ayant au moins trois prismes très-dispersifs. I^a fente étant parallèle au bord, nous réglions le mouvement d'horlogerie de la lunette, de manière à permettre au disque solaire de s'approcher peu à peu du champ de l'appareil. Alors nous avons pu constater les phénomènes suivants : i" à une petite distance du bord, la lumière extérieure est assez vive pour donner naissance à un spectre rayé de noir, dans lequel on peut nettement distinguer les raies les plus fines; i^ la distance devenant encore plus faible, on voit paraître les raies brillantes des protubérances et (le la couche rosée ; 3*^ ces raies brillantes perdent leur intensité, et un moment arrive où toutes les raies noires disparaissent, à l'exception des plus fortes, telles que D et 6; 4^ la couche qui donne ainsi un spectre continu est extrêmement mince; on voit bien vite apparaître le spectre rayé de noir qui annonce le bord véritable du disque solaire.

Le phénomène observé dans la troisième phase ne peut s'expliquer que de deux manières : ou bien la couche que nous voyons est celle qui rayonne directement, et fournit un spectre discontinu ; ou bien c'est elle qui renverse partiellement les lignes noires de certains métaux, comme la couche rose renverse celles

8THUCTURB BO SOLBIL. 34?

de l'hydrogène; dans cette dernière hypothèse, cette même couche ayant un pouvoir trop faible pour rendre brillantes les raies sur lesquelles elle agit, ne produirait qu'un renversement partiel, c'est-à-dire un effacement apparent des raies, comme il arrive pour l'hydrogène au delà des protubérances. La dernière hypothèse nous parait la plus conforme à la vérité.

On ne doit pas s'étonner de voir persister les raies D et 6, car ces vapeurs ont une faible densité et un grand pouvoir absorbant. Après l'hydrogène et les gaz proprement dits, ces corps sont ceux qui ont le poids spécifique le plus faible, et qui, par conséquent, à l'état de fluide élastique sont spécifiquement plus légers. Leurs vapeurs doivent donc s'élever à une trèsgrande hauteur, et comme elles sont très-absorbantes, elles devront, même en petite quantité, donner naissance à des lignes très-sombres et presque noires. L'expérience nous montre, en effet, que sous une épaisseur de quelques mètres seulement, la vapeur de sodium renverse le spectre si brillant de la lumière électrique. M. Lockyer a observé les raies directes de ces vapeurs dans quelques protubérances, comme nous avons observé celles du magnésium et du fer.

L'observation que nous venons de décrire est trèsdélicate et très-difficile, aussi exige-t-elle des circonstances exceptionnelles et de très-grandes précautions. L'image solaire doit être très-nette et parfaitement tranquille ; on doit employer un grossissement considérable et se servir d'un spectroscope très-puissant.

Le phénomène que nous signalons ici est parfaitement d'accord avec ce que nous avons observé pendant l'éclipsé de 1860- Après avoir vu disparaître le

^48 PHBMIËHB PARTIS.

bord vsolaire, nous signalâmes une couche atmosphérique très-blanche et très-brillante, puis ensuite apparurent la couche rosée et les protubérances. Or il paraît bien que cette partie brillante de Tatmospbère solaire, que nous avons aperçue entre la couche rose et le bord véritable du Soleil, est celle-là même qui donne actuellement le spectre continu.

On pourrait expliquer par là un fait observé par M. Rziha dans Téclipse de 1868. Ce physicien a trouvé que la couronne, ou atmosphère solaire, donne un spectre continu (i). Or la mince couche dont nous parlons n'est que la partie la plus vive de la couronne, celle dans laquelle flotte la couche d'hydrogène. Cette substance, à cause de sa faible densité, s'élève audessus de toutes les autres ; mais il est évident qu'elle ne forme pas, comme on l'a prétendu, la limite extrême de l'atmosphère solaire. Les formes définies et tranchées que présentent les protubérances prouvent que l'hydrogène qui les constitue flotte en suspension dans un gaz plus léger, mais qui exerce cependant une pression sensible. Les observations de la couronne pendant les éclipses prouvent d'ailleurs que l'atmosphère s'étend bien au delà des protubérances.

Jusqu'à présent, on n'est pas parvenu à reconnaître la substance à laquelle appartient la raie jaune qui brille dans le voisinage du point D. Qui sait si elle n'appartient pas à l'hydrogène dissocié, c'est-à-dire aux éléments constitutifs de ce gaz? Les observations

(i) Le 7 août 1869, les astronomes américains ont vu, dans le vert^ une raie brillante se détacher sur ce fond uniforme. Cette observation n*est pas en contradiction avec celle de M. Rziha.

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ordinaires montrent que cette raie ne subit pas toujours les mêmes alternatives que les autres raies de Thydrogène. Elle est souvent très-faible, tandis que, dans plusieurs circonstances, elle est bien plus vive et plus longue que la raie C elle-même, ce qui fait supposer une substance différente de Thydrogène, mais au moins aussi légère que lui.

L'atmosphère solaire doit contenir toute espèce de vapeurs, comme nous l'avons déjà dit, mais cela n'empêche pas qu'elles s'élèvent à des hauteurs d'autant plus grandes qu'elles sont plus légères. C'est ce qu'on pourra reconnaître dans le tableau suivant, dans lequel les substances dont la présence a été signalée dans le Soleil sont rangées dans Tordre croissant de leurs poids atomiques. Nous avons inséré dans ce tableau l'aluminium, le silicium et te potassium, quoique leur existence dans le Soleil ne soit pas parfaitement démontrée.

Hydrogène i Chrome 5î,o

Sodium 23 Manganèse 5i , 5

Magnésium. ... 24 Fer 56, o

Aluminium.... 27 Cuivre 63,5

Silicium 28 Zinc 65 ,0

Potassium 39 Baryum 137,0 ou 2 x 68,5

Calcium 40

Si un grand nombre de corps, regardés comme simples par les chimistes, et particulièrement les métaux précieux, n'ont pas encore été reconnus dans le Soleil, il n'en faut pas conclure qu'ils ne s'y trouvent point; ce fait, purement négatif, peut provenir de ce que ces métaux, à cause de la densité considérable de leurs vapeurs, se trouvent retenus dans des

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régions profondes et inaccessibles à Tanalyse spectraie.

Dans tout ce que nous venons de dire, nous avons toujours supposé que les substances qui existent dans cette région du Soleil ne peuvent donner que des spectres continus. Il est cependant bien possible qu'il y ait aussi des corps capables de donner directement des raies lumineuses échappant à toute absorption. On peut citer comme preuve de cette possibilité la raie jaune qui brille dans le spectre des protubérances. Cette raie existe, en réalité, dans le spectre ordinaire; elle brille même d*un éclat remarquable, ainsi que plusieurs autres situées dans le vert et dans le rouge. Nous ne pouvons entrer à ce sujet dans plus de détails; nous renverrons le lecteur aux Communications nombreuses que nous avons adressées à l'Institut de France, et qui ont été insérées dans les Comptes rendus des séances de V Académie des Sciences de 1868 et de 18G9.

§ IV. — Analyse spectrale des taches solaires. Conséquences relatives à la constitution du Soleil.

Jjes procédés ordinaires de l'analyse spectrale nous font connaître l'ensemble des rayons qui émanent du Soleil après avoir traversé son atmosphère ; mais on peut se demander si toutes les parties du globe solaire émettent des rayons identiques et donnent naissance à des spectres parfaitement semblables. Il semble bien difficile que, sur une surface d'une aussi grande étendue, il y ait une homogénéité complète, et naturellement la pensée se reporte sur les taches ; on est porté

à se demander si ces régions, si difFérentes des autres à tant de points de vue, ne doivent pas aussi offrir des particularités remarquables relativement aux radiations qu'elles nous envoient.

Nous avons essayé de résoudre ce problème, et, pour cela, nous avons cherché à obtenir des images des taches aussi amplifiées que possible. Nous avons employé à ces observations notre grand éqiiatorial de IVIerz. En plaçant à une petite distance du foyer un objectif achromatique d'un microscope d'Amicci, nous obtenions une image du Soleil, qui, projetée sur un écran, aurait eu 22 ou 23 centimètres de diamètre ; l'image -des taches se présentait alors avec une grandeur remarquable, et, par une coïncidence très- heureuse, le nombre des taches ayant été considérable pendant les mois d'avril et de mai 1869, nous avons pu les étudier attentivement à ce point de vue particulier, et suivre avec succès les différentes phases qu'elles présentent. L'image des taches acquérait quelquefois plus de i centimètre de diamètre, de sorte qu'en limitant par des diaphragmes la longueur de la fente à 2 millimètres environ, on pouvait explorer successivement les différentes parties de l'ombre et de la pénombre. Nous avons employé des prismes très-puissants, dont le nombre a varié de trois à cinq. Les mesures étaient prises soit avec une échelle graduée sur verre et adaptée à l'oculaire, soit à l'aide de fils micrométriques. Dans la suite de notre travail, toutes les raies ont été comparées avec les figures de Kirchhoff, mais ici nous les rapporterons à celle de Van der Villingen que nous avons déjà reproduite.

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Voici les résultats auxquels nous sommes parvenu, et qui, nous sommes heureux de le dire, ont été en très-grande partie confirmés par M. Lockycr :

I® En dirigeant le spectroscope vers les différentes régions du disque solaire on trouve partout les mêmes raies principales. Quant aux raies .secondaires , nous ne pouvons pas être aussi affîrmatif; elles s'évanouissent en certains endroits, mais leur disparition peut être Teffet d'un plus grand éclat que présente la lumière en ces points. Cependant, auprès du bord, on remarque des variations considérables. Plusieurs systèmes de lignes très-fines, qu'on aperçoit difficilement au centre, deviennent alors très-visibles; elles présentent en même temps un aspect indécis et comme nébuleux, leurs bords ne sont pas nettement tenninés. Pour faire avec rigueur une étude comparative, il faudrait parvenir à juxtaposer les spectres de deux points du disque éloignés Tun de l'autre; on s'assurerait par là si les différences tiennent seulement à Tinlensité de la lumière ou à la position des raies. Il nous a été impossible d'employer un instrument qui donnât ce résultat, mais nous avons constaté qu'une simple diminution de l'intensité lumineuse ne peut pas produire un effet semblable ; ce résultat est donc uniquement dû à rinfliience de la couche atmosphérique plus épaisse que les rayons traversent près du bord. Les raiesD surtout sont tellement diffuses, qu'il est impossible de ne pas reconnaître là un effet dû à l'absorption.

2** Dans le voisinage des taches, et principalement sur les facules qui les environnent, les raies de Thydrogène sont toujours plus faibles; quelquefois elles

disparaissent complètement et finissent même par se renverser. La raie C est celle qui subit les plus grandes variations. La raie F ne disparaît jamais complètement ; elle est accompagnée d'une autre ligne noire qui n'appartient pas à Fhydrogène. Ces phénomènes s'expliquent parfaitement maintenant. Nous avons vu que, dans le voisinage des taches, il y a ordinairement d'énormes protubérances composées de gaz hydrogène; ces protubérances nous donneraient des raies brillantes si elles étaient isolées, mais inondées comme elles le sont par l'éclatante lumière du Soleil, elles par\iennent à peine à produire un effet égal à l'absorption de la couche environnante. Lorsqu'elles sont assez brillantes, elles peuvent produire un effet plus considérable et donner réellement naissance à des raies brillantes, ce qui se présente assez fréquemment.

Lorsqu'une tache est près du bord, on voit trèssouvent les raies brillantes de l'hydrogène empiéter sur le disque solaire lui-même, et se prolonger de plusieurs secondes jusqu'au noyau obscur; là elles s^arrêtent brusquement. Cependant, lorsqu'un pont traverse le noyau, et surtout lorsqu'il y a des voiles rouges dans les noyaux, on y retrouve la raie C renversée ou du moins très-réduite.

3® Dans l'intérieur des taches, le spectre subit une profonde modification. Toute l'harmonie et le rapport des intensités lumineuses se trouvent changés. Certaines lignes, qui d'ordinaire sont à peine visibles, deviennent très-noires et très-larges ; d'autres deviennent indécises sur les bords; d'autres enfin restent sans aucun changement. Il est évident que de semblables modifications ne sauraient être attribuées à une simple

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diminution dans Vintensité lumineuse ; nous sommes donc en présence d'une absorption spéciale et élective produite par certaines substances qui se trouvent dans Vintérieur des taches. Il y a donc là des phénomènes bien tranchés et que nous allons essayer d'analyser.

A. On distingue dans le spectre plusieurs systèmes de raies très-fines, très-serrées, également distantes les unes des autres ; on a donné à ces systèmes le nom de persienneSj à cause des apparences qu'ils présentent. Dans les taches, ces raies deviennent diffuses et nébuleuses, comme on peut le voir près des raies 6,7,8,9 de la figure de Van der Willingen, et dans le voisinage des raies i4, i5. Les systèmes de raies qui se forment en ces endroits ont une intensité graduellement croissante ou graduellement décroissante ; elles sont assez distinctes, mais nébuleuses. Dans la région du vert, il y en a un très-grand nombre qui deviennent trèsnoires dans les taches, tandis que, pour les parties plus lumineuses du Soleil, on ne les distingue que très-difficilement. Ces systèmes ne paraissent cependant pas être des créations nouvelles tout à fait particulières aux taches; ils correspondent ordinairement à des raies très-faibles indiquées par Kirchhoff ; mais ces lignes prennent dans les taches un développement extraordinaire, ce qui constitue un phénomène bien tranché et complètement caractéristique. On ne connaît pas encore les substances qui produisent ces persiennes, mais il paraît quelles sont gazeuses; la vapeur dVau en produit de semblables et quelquefois à la même place.

B. Plusieurs raies métalliques se dilatent d'une manière considérable, tout en conservant leurs bords