RÉVÉLATIONS DE LA GRANDE PYRAMTOE

parcourue par la Terre sur son orbite, en un jour de 24 heures, et cela avec une approximation plus griUKJc que ne pourraient le permettre nos unités actuelles, le yard ou le mètre français.

Que dire encore des mesures du coffre intérieur, qui se rapportent exactement à la densité du globe terrestre ? Ce coffre de la chambre du roi, merveilleusement taillé, et qui n'a jamais été destiné à une sépulture, offre la même capacité que celle de l'Arche d'alliance construite par les Hébreux. Il ne peut y avoir là une cxjïncidence fortuite ; les uns ont copié les autres pour des raisons qu'il reste à trouver.

Qu'on ne dise pas encore une fois que tout cela est dû au hasard, que les Egyptiens étaient ignorants des conquêtes de l'Astronomie, les faits seraient là pour indiquer le contraire.

C'est ainsi que le passage d'entrée de la Grande Pyramide regardait l'étoile polaire de l'époque ; il aurait donc été orienté en tenant compte de la précession des équinoxes, phénomène d'après lequel le pôle céleste revient coïncider avec les mêmes étoiles au bout de 25 796 ans.

Cette découverte faite autrefois, et confirmée dans les temps récents par des astronomes de première valeur tels que Sir John Herschel et Piazzi- Smith devrait être une indication précieuse pour fixer la date de la construction de l'édifice.

Ce procédé, qui a donné un résultat exact et d'accord avec les inscriptions pour le zodiaque de Dendérah, fournit cependant lorsqu'on l'applique à la Grande Pyramide une date beaucoup plus récente que ne l'indiquent les égyptologues. Au lieu de 4 000

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ans avant l'ère chrétienne, la méthode en question indique Tannée 2170 avant Jésus-Christ. La pyramide ne portant aucune date de construction, il est difficile de se décider pour l'une ou pour l'autre de ces deux époques.

Quoi qu'il en soit, les révélations que nous avons exposées sont d'autant plus remarquables que jusqu'ici les historiens sont unanimes dans l'affirmation des faits suivants :

Les anciens Egyptiens n'ont fait aucune allusion au rapport de la circonférence au diamètre ; on ne voit nulle part qu'ils aient eu une idée de la distance du Soleil à la Terre, de la mesure du globe terres- Ire, de son poids et de sa température moyenne, car on retrouve ce dernier chiffre dans la pyramide ; la coudée pyramidale ou sacrée n'était pas employée d'une façon courante ; personne d'ailleurs ne paraissait, à cette époque, se douter de l'origine de cette mesure qui est la dix-millionième partie exacte du rayon polaire terrestre.

Or, que toutes ces conquêtes de la science moderne soient dans la Grande Pyramide, à l'état de grandeurs naturelles, mesurées et toujours mesurables, ayant seulement besoin, pour se montrer au grand jour, de la signification métrique qu'elles portent avec elles, c'est évidemment inexplicable d'après nos données sur la civilisation antique, mais c'est un fait qu'on essayerait' vainement de révoquer en doute et qui plonge les savants actuels dans la plus grande stupéfaction.

L'Énigme Solaire ^'^

De tous les astres qui peuplent l'immensité et qui brillent au firmament, il n'en est pas un seul dont la connaissance approfondie' nous importe davantag"e que celle du Soleil.

Simple étoile au milieu de ses innombrables sœurs, le Soleil est, comme elles, doué d'un mouvement propre dont la vitesse, d'après les évaluations récentes, atteint plus de 19 kilomètres par seconde.

Comme les étoiles, notre Soleil a traversé différentes phases, il a évolué depuis le moment où il brillait d'une lueur diffuse, semblable à ces milliers de nébuleuses que l'œil découvre au foyer de nos puissants télescopes. Les lois de la condensation, qu'étudie la Cosmogonie, l'ont amené peu h peu à l'état où nous le voyons aujourd'hui.

Dans des millions d'années, le temps toujours à l'œuvre lui fera franchir de nouvelles étapes, et l'acheminera lentement vers la niort ; le ^ciel est rempli de ces astres vieillis dont les pulsations vitales s'affaiblissent graduellement jusqu'au jour où ils rouleront froids et obscurs dans les espaces stellaires.

(i) Conférence faîte à l'Assemblée générale de la Société scientifique de Bruxelles, le 7 avril 1910.

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Si l'étude de notre propre globe nous renseigne sur l'évolution des planètes tournant comme là Terre autour du foyer de lumière et de chaleur qu'est notre Soleil, la connaissance de notre étoile nous fournira donc de précieuses indications sur la marche de l'évolution sidérale.

Telle est, en quelques mots, la justification de la place prépondérante qu'ont prise les études solaires depuis une quinzaine d'années.

Mais le Soleil nous intéresse à d'autres titres. Dans le microcosme dont nous faisons partie, dans ce système solaire dont l'astre du jour est le roi pour ainsi dire, les planètes sont non seulement soumises à son attraction, mais elles subissent toutes les vicissitudes de la grosse sphère centrale (jui les régit.

Jusqu'à quel point sommes-nous tributaires de ses variations ; comment son état influe-t-il sur les phénomènes terrestres qu'enregistrent nos observatoires ? Tel est le point particulier que je vais essayer d'étudier avec vous aujourd'hui.

Le Soleil se présente à nos yeux, sous la forme d'un disque lumineux ayant à peu près la même grandeur que celui de la Lune. En raison de l'orbite elliptique décrite par la Terre qui tantôt nous rapproche, tantôt nous éloigne du Soleil, le diamètre apparent de cet astre éprouve des variations dans le cours de l'année. Ce qu'il importe de savoir, c'est que sa valeur moyenne est de 321 minutes environ. La parallaxe équatoriale, c'est-à-dire l'angle sous lequel on verrait du centre du Soleil le demi-diamètre équatorial de la Terre, à sa distance moyenne, est

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de 8", 80. Ce chiffre est la valeur adoptée par la Conférence internationale des Etoiles fondamentales, réunie à Paris en 1896 : il a été confirmé par les récentes mesures effectuées depuis 1900 à l'aide de la petite planète Eros et qui ont conduit au chiffre de 8",8o6±o'*,oo4.

Ces nombres ont servi à calculer la distance du Soleil ainsi que sa o-rosseur.

La valeur moyenne de la distance du Soleil h la Terre est de 149400000 kilomètres. Cette distance dépasse trop nos petites rhesures usuelles pour être facilement compréhensible. Disons seulement que la lumière, h la vitesse de 300000 kilomètres par seconde, met 499 secondes ou 8 minutes iq secondes pour nous venir du Soleil.

Si les milieux planétaires étaient favorables ^i la propàg"atîon des ondes sonores, il ne faudrait pas moins de 14 années pour que le bruit d'une explosion solaire nous parvînt.

Un obus animé d'une vitesse imiforme de i 000 mètres h la seconde mettrait 4 ans et 29T jours pour atteindre le Soleil, lîn trnin marchant h 100 kilomètres h l'heure ne parviendrait 1^-bas qu'après un lonsf voya!n"e de 168 années !

Bornons 1.^ ces comparaisons, elles nous montrent que la distance au Soleil est énorme ;, son volume ne l'est pas moins, il est plus de t 300000 fois celui de la Terre et son diamètre vaut 109,5; diamètres terrestres.

T,a Lune est h In distance movenne de 384 ::;oo kilomètres. Si donc nous placions la Terre au centre du Soleil, non seulement l'orbite de la Lune serait

tout entière comprise dans l'intérieur du Soleil, mais il nous faudrait parcourir un chemin presque aussi considérable que la distance de la Terre à notre satellite, soit 312 300 kilomètres, pour atteindre la surface de l'astre brillant.

Terminons ces quelques notions g'énérales sur le Soleil par une indication de sa masse : elle est presque 333 000 fois plus considérable que celle de la Terre.

Cette masse se révèle par la puissance d'attraction (lu Soleil : h la distance de-la, Terre elle semble très faible, puisqu'elle ne réussit h faire dévier notre planète de sa course rectilinéaire que de 2,8 millimètres par seconde. Cependant, évaluée en tonnes, elle est exprimée par le nombre 36 suivi de 17 zéros :

3 600 000 000 000 000 000 tonnes

et, pour lui faire échec, il faudrait entourer la Terre d'un réseau de fils aussi résistants que les fils téléo"raphiques et séparés de 12,5 millimètres seulement.

Si nous reo-ardons le Soleil h l'aide d'un verre noirci, son disque nous apparaît nettement découpé sur le fond spmbre du ciel. Une modeste lunette nous donnerait déjà l'impression d'une gfrosse boule de feu, mais des instruments plus puissants nous montrernient que cette surface, unie en apparence comme un lac de lave, incandescente, vue avec de forts g'rossissements, offre en réalité un aspect g'rVinulé, rappelant, h s'v méprendre, nos beaux ciels pommelés de certains jours d'automne.

Si vous étiez transportés dans la nacelle. d'un ballon au-dessus des nuages que les météorologistes

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appellent des cirrus, vous auriez exactement la sensation qu'éprouvent les astronomes contemplant la surface solaire du bout de leur lunette : de g"ros flocons d'ouate s'étalant sur un milieu sombre. Mais là s'arrête la comparaison, car si, dans notre atmosphère, nos cirrus sont formés de particules de g"lace et de vapeur d'eau, sur le Soleil les nuag^es sont des vapeurs de substances métalliques qu'une chaleur de six ou sept mille degrés a réduites à l'état de ffaz.

C'est cette partie du Soleil qui rayonne la lumière et la chaleur ; au-dessous d'elle s'étend aussi une masse gazeuse, mais sombre et noire, malgré la température énorme qu'elle possède. Seule, l'enveloppe extérieure est brillante ; aussi lui a-t-on donné le nom de photosphère, c'est-à-dire sphère de lumière.

Le milieu dans lequel baignent tous ces nuages est surtout formé d'hydrogène ; il nous paraît sombre, quoique, en réalité, il soit deux mille fois plus éclairant que la pleine Lune.

La forme de ces nuages est très variable ; d'une façon générale on a pu comparer leur aspect à celui d'un plat de riz dont les grains n'auraient pas moins de 600 à T 000 kilomètres de diamètre : c'était la forme que leur attribuaient Stone et Secchi. Nasmyth les comparait à des feuilles de saule et Langloy h des flocons de neige sur un vêtement gris.

Ces « grains de riz u — le nom leur est resté — ou " nodules » se résolvent, sous des grossissements très ptiissants et avec une définition parfaite, en granules plus petits.

La forme des grains de riz est très irré^ulière et très variable, et il serait oiseux de discuter loneftemps cette question, car toutes les comparaisons semblent justes suivant les circonstances. Dans lesmeilleures conditions de définition, c'est-h-dire au début d'une observation, alors que l'air contenu dans le tube de la lunette n'a pas eu le temps de s'échauffer, j'ai constaté h la surface de la photosphère des granulations irrégulières aux formes les plus diverses et disposées parfois suivant des directions bien déterminées.

On peut obtenir de très belles photographies de cette granulation et mesurer les dimensions de ces nuages gigantesfjues. Hnnsky, h l'Observatoire de Poulkovo, en Russie, a trouvé des granules dont le diamètre atteint 2 000 kilomètres. Tous ces granules se meuvent h la surface du Soleil avec une très grande rapidité puisque quelques-uns se déplacent de 40 kil("»mètres par seconde.

Quand on examine ces: photog-raphies avec attention, on observe en certains endroits que les espaces séparant les granules sont plus vastes et plus noirs ; on dirait qu'il m.-mque un ou plusieurs granules : ce sont des pores.

Si l'on observe encore le lendemain et les jours suivants, on est étonné des changements importants qui surviennent. T-e pore, presque imperceptible au début, s'agrandit peu :\ peu, on dirait un trou béant s'ouvrant sur les profondeurs de la masse solaire. La surface sombre devient plus large : c'est une tache qui se prépare.

Les taches du Soleil ont été les premiers phéno-

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mènes observés à la surface ck- cet astre : ce fut un objet d'étonnenient pour les premiers astronomes. Généralement la surface noire est entourée d'une région plus ou moins régulière de teinte grisâtre et de structure très compliquée, la pénombre.

Une tache peut se former dans l'espace de quelques jours, parfois de quelques heures : la partie noire, centrale, est le noyau : elle ne nous paraît sombre que par comparaison, en réalité son pouvoir éclairant est 2 000 fois supérieur à celui de la pleine Lune. Ues bords extérieurs de la pénombre partent des stries convergentes qui, sombres k leur début, c'est-à-dire près de la périphérie, deviennent dans la région centrale aussi brillantes que la surface photosphérique.

La pénombre manque quelquefois dau^ les taches très petites ou entre deux grandes taches rapprochées ou même entre les deux portions d une même tache séparées par un pont lumineux.

La forme des taches varie beaucoup ; en fait, elles peuvent prendre toutes les conligurations possibles, tantôt rondes ou ovales, tantôt si irrégulières qu'on ne peut les comparer à aucune ligure géométrique. D'ailleurs elles varient perpétuellement de forme et de dimension.

On rencontre souvent des taches qui sont visibles à l'rpil nu : les anciens observateurs, Herschel en particulier, avaient déjà signalé le fait.

L'histoire nous a également conservé le souvenir d'observations de taches, longtemps avant l'invention des lunettes. Ainsi, à la mort de César, Ovide

raconte que le Soleil parut obscurci pendant plusieurs jours :

... Phœbi tristis imago Lundu soUicitis prcrhebat luniina lerns.

Eji l'an 807, on croit voir passer Mercure devant le Soleil ; en 840, Vénus a le même honneur : or <lans les deux cas ces planètes sont absolument invisibles à l'œil nu. En 1906, on aperçoit des « signes » sur le Soleil. Dans tous les cas les observateurs voyaient des taches. De même Kepler croit observer le passage de Mercure et ne voit réellement qu'une tache.

Les Chinois étaient plus avancés que nous sur ce sujet. L'ouvrage encyclopédique de Ma-Twa-Lin contient un tableau remarquable de 45 observations faites entre 301 et 1205, c'est-à-dire dans un intervalle de 904 ans.

Pour donner une idée de la grandeur relative des taches, les observateurs d'Etrême-Orient les comparent à un œuf, à une datte, à une prune, etc. Les observations se prolongent souvent pendant plusieurs jours consécutifs. On ne peut douter de la réalité et de l'exactitude de ces observations,' et cependant elles ont été inutiles aux Européens puisqu'elles n'ont été publiées que dans la seconde moitié du xix* siècle.

Pour qu'une tache soit visible à l'œil nu, il faut - qu'elle ait au moins 50 secondes de diamètre, ce qui correspond à une longueur réelle de 36 000 kilomètres sur le Soleil. Les anciens astronomes ont signalé un assez grand nombre de t'iches remar-