L ENIGME SOLAIRE

quables par leurs gfrandes dimensions. Moi-même, depuis vingt ans, j'ai observt'' et dessiné un certain nombre de groupes qui ne le cédaient en rien à leurs devanciers.

Ainsi, en 1898, j'ai signalé un groupe de 160000 kilomètres ; mais son importance était minime comparée à la tache de février 1905.

Cette grande tache dont on a beaucoup parlé à l'époque parut au bord oriental du Soleil dans les derniers jours de janvier. A mesure que la rotation du globe solaire, qui s'opère en 25 jours environ à l'équateur, amenait la tache en face de la Terre, on pouvait juger davantage des dimensions colossales de la formation. Dès son apparition des mesures micrométriques prises h l'cquatorial de mon observatoire me permirent d'affirmer que nous étions en présence de la plus grande tache que les annales de l'Astronomie aient enregistrée. Elle était quatre fois plus grande qu'il ne le fallait pour être visible h VœW nu. Le 2 février, elle avait une longueur de 180000 kilomètres, soit, en prenant pour le 2 février un diamètre solaire égal à 32 '31 ",46, une grandeur angulaire de 252" ou 4'i2".

En raison de sa grande largeur — 102 000 kilomètres — la surface tachée s'est élevée, le 2 février, au chiffre de 13 milliards de kilomètres carrés. La tache occupait en longueur le huitième du diamètre solaire.

La plus grande tache mesurée a été observée en 1858, sa plus grande dimension était de 230000 kilomètres, mais la surface ne couvrait que r/36 du

disque solaire, tandis que celle de février 1905 occupait environ 1/29 de la même surface.

Cette tache colossale est passée au méridien central du Soleil le 4 février au matin ; ceux qui l'ont observée ce jour-là ont dû remarquer qu'elle se projetait non loin du centre apparent du disque, sa latitude héliog-raphique étant —14° et le centre ayant ce jour-là une latitude de +6° environ.

Une formation aussi considérable se voit bien rarement, mais j'ai souvent mesuré des taches beaucoup plus grandes que la Terre.

La durée des taches est aussi variable que leurs dimensions. Nous avons vu quelquefois des taches disparaître en quelques jours et d'autres persister pendant trois ou quatre rotations solaires, c'est-àdire 75 jours et plus. On cite l'exemple d'une tache qui revint jusqu'à huit fois et qui persista plus de 200 jours. D'aussi long^ues durées sotil asse? rares et on ne saurait être trop sceptique à ce sujet. L'observation nous a démontré que les mêmes rég"ions peuvent rester tachées pendant longtemps et être le centre d'une perturbation très persistante sans qu'on soit autorisé le moins du monde à croire que les mêmes taches subsistent indéfiniment. Nous ne pouvons suivre les taches pendant leur disparition dans l'hémisphère opposé, et bien souvent nous devons prendre pour un même objet une nouvelle formation située dans la même rég-ion solaire. A certaines époques cependant où les taches sont moins nombreuses, il y a beaucoup de chances pour que les formations régulières subsistent pendant plusieurs rotations.

La plus grande tache solaire qu'on ait observée depuis L'invention des lunettes.

('Dessin de l'Abbé Moreux, pris le 2 Février 190^) En haut à gauche, la Terre à la même échelle

La Couronne Solaire pendant l'écIipse du mois de nnai 1900, visible en Espagne.

l'énigme solaire ^7

Presque tous les jours, nous pouvons enregistrer, par l'observation visuelle ou la photographie, ces accidents de l'atmosphère solaire, c'est-à-dire des phénomènes changeants et de faible durée, en général.

A côté des taches sombres apparaissent tics souvent des masses contournées, brillantes, appelées facules, on les observe surtout à l'avant et. à l'arrière des grandes taches, et leur existence semble jusqu'à un certain point liée à celle des taches. Nous disons jusqu'à un certain point, car on en trouve quelquesunes dans des régions dépourvues de taches, mais en général elles sont moins brillantes.

Les taches ne se forment pas à toutes les latitudes. Dès l'origine des observations on reconnut qu'elles affectaient surtout les régions équatoriales, dans une zone d'environ 70" (35" de part et d'autre de l'équateur) a[)pelée par les anciens astronomes zone royale. Quelques taches ont dépassé cette limite et La Hire en a observé une à 70° de latitude nord, mais ce fait, comme le dit Humboldt, « peut être mis au rang des plus grandes raretés ». On en voit aussi très peu à l'équateur solaire ; elles affectent de préférence les régions comprises entre 10" et 35" de latitude héliocentrique boréale ou australe avec un maximum vers 17°.

Leur distribution dans le temps est aussi soumise à des lois très curieuses que nous allons énoncer brièvement.

Si l'on prend soin de noter pendant un grand nombre d'années la surface solaire tachée et si l'on construit une courbe à l'aide des chiffres obtenus, on

voit immédiatement que le nombre des taches passe par un maximum tous les onze ans avec des minima éloignés d'une même valeur.

Cette courbe est loin d'être régulière et l'on constate des soubresauts bien marques dans l'activité solaire.

Quant à la courbe moyenne, elle offre une allure très caractéristique.

Du minimum au maximum suivant, il y a quatre années et demie environ, puis la courbe descend lentement pendant six années. L'activité solaire monte donc brusquement pour s'éteindre peu à peu.

Le maximum des taches paraît iniîuer sur leur latitude. On a remarqué depuis longtemps qu'aux années de maximum, les taches s'étendent sur une zone plus large, tandis qu'elles se resserrent vers la région équatoriale aux années de minimum.

L'activité du Soleil ne s'arrête pas à la couche photosphérique et «e se manifeste pas seulement par une recrudescence des taches et des facules.

Au-dessus de la photosphère s'étale une couche rosée formée de vapeurs métalliques à haute température et dans lesquelles domine l'hydrogène. Cette couche est peu épaisse et ne dépasse guère 15000 kilomètres en hauteur ; on la voit, à l'œil nu, pendant les éclipses totales, mais depuis une quarantaine d'années, les astronomes ont trouvé le moyen de l'étudier chaque jour h l'aide de son spectre.

C'est alors que l'observation régulière de cette enveloppe qui a nom chromosphèrê, c'est-à-dire sphère de couleur, nous a révélé toute une série de phénomènes aussi intéressants' que ceux de la photosphère.

l'énigme solaire 29

A l'état normal cette couche rosée ressemble à un immense champ de blé dont les épis seraient courbés sous la force de vents violents. Des filets écarlates figurent les tiges, mais ce n'est qu'une comparaison, car, en réalité, ces filets lumineux possèdent les dimensions du diamètre terrestre. Tout à coup, de cette région rose, s'élancent des flarrlmes gigantesques, atteignant des hauteurs extraordinaires : ce sont les protubérances solaires. Pelles affectent les formes les plus diverses : tantôt les panaches se recourbent cumnic la fumée s'échappant de nos grandes cheminées d'usine, tantôt, au contraire, ces flammes s'élancent droites, semblables k désuets de vapeur. En quelques minutes certaines protubérances atteignent des milliers de kilomètres de hauteur. On en a vu une qui, en un quart d'heuref, était montée de 260000 à 420000 kilomètres !

Ces manifestations constituent un admirable spectacle, toujours changeant et toujours nouveau. Heureusement que, là encore, la photographie vient à notre secours pour fixer ces apparences fugitives et sans cesse renouvelées.

Certains astronomes" les décrivent comme des éruptions gigantesques, et l'assimilation ne manque ni de grandeur, ni de charme, ni de poésie.

J'inclinerais plutôt à croire que nous so.nmes en présence d'orages formidables en action sur le Soleil.

Quoi. qu'il en soi! des théories que nous ne saurions aborder ici, nous pouvons affirmer que les protubérances sont certainement accompagnées de phénomènes électriques dont nos minuscules orages ter-

30 LES ÉNIGMES DE LA SCffiNCE

restres, malgré leur violence, ne peuvent nous donner la moindpe idée.

On a vu des protébérances dont la hauteur dépassait 450 000 à 500 000 kilomètres — 35 à 40 foi."* le diamètre terrestre. La pellicule atmosphérique dans laquelle nous vivons ne ferait pas « long feu » au sein d'une telle fournaise, et, en quelques secondes, toute l'eau de la Terre, toutes ses forêts, tous ses habitants, nos villes, nos moissons, nos jardins, tout cela serait absorbé, rôti, brûlé, réduit à l'état de gaz imj5alpable.

La Terre elle-même, au contact de ce formidable brasier, subirait le même sort sans que la chaleur du Soleil fût sensiblement augmentée par cette infime combustion.

Comme les taches, les protubérances solaires ont des recrudescences et, fait digne d'être noté, la loi de périodicité est la même pour les deux phénomènes. Mais, alors que l'état de la photosphère agit directement sur l'émission calorifique et modifie nos températures, la chromosphère, par l'intermédiaire de ses manifestations électriques, semble une source d'électricité toujours en action pour modifier l'atmosphère terrestre.

Aux époques de^ grandes protubérances, notre aiguille aimantée, qui se dirige constamment vers le nord, nous renseigne sur les émissions d'ondes électriques émanées du Soleil : c'est notre récepteur, aussi sensible que les tubes à limaille de nos appareils de télégraphie sans fil.

Les déviations anormales de la boussole sont connues depuis longtemps; mais il a fallu toute la

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précision de nos instruments enreg^istreurs pour mettre en évidence, dans ce domaine particulier de la

physique, la part qui revient au Soleil dans ces manifestations mystérieuses.

Les fluctuations du masfnétisme solaire.se traduisent toujours par les ajjfitaticns de nos aigfuilles aimantées qui, au passag-e des grandes taches et h l'apparition des fortes protubérances polaires, deviennent véritablement affolées.

Kn même temps, l'état électrique de notre atmosphère se modifie, des aurores boréales ou australes s'allument soudain et illuminent les pôles terrestres. Des courants intenses sillonnent nos ligries télégraphiques et interrompent parfois les communications. Nos réseaux téléplioniqucs, plus sensibles, ne nous sont plus d'aucune utilité lors de ces crises solaires. On pourrait multiplier les exemples de ces faits, qui déconcertent les télégraphistes toutes les fois qu'ils se produisent.

Le I*"" septembre i.S^o, Carrington, bien connu par ses travaux sur le Soleil, notait une coïncidence entre le passage d'une fâche ou ses transformations et les perturbations magnétiques.

Ce jour-là le g-lobe entier fut atteint, les dépêches télégraphiques furent partout suspendues. A Washington et à Philadelphie, des emplovés reçurent même de violentes commotions et plusieurs appareils prirent feu. Des aurores boréales furent notées et des aurores australes eurent lieu dans les régions voisines du pôle sud.

Le 4 février 1R72, autres perturbations magnétiques, aurores boréales, arrêt des transmissions té-

légraphiques, présence de nombreuses taches sur le Soleil, apparition de protubérances et d'éruptions de toutes sortes.

Le 3 août suivant, la même série de phénomènes se renouvelait avec une égfale intensité.

Le 17 novembre 1882, une énorme tache, visible à l'œil nu, coïncidait avec \ine forte perturbation magnétique, l'aig-uille fit des sauts brusques de un degfré. Des aurores furent sig-nalées aux deux pôles et les télégraphes s'arrêtèrent dans le monde entier.

Le 9 janvier 1886, mêmes résultats.

Enfin, plus près de nous, il faut sigfnaler la grande tache de février 1894, qui a coïncidé avec de magnifiques aurores boréales ; celle du 9 septembre i8g8 : déviation magnétique intense, aurores observées en France, jusque dans l'Aveyron, puis en Finlande.

En 1903, grâce h l'examen du Soleil, j'ai pu prévoir une de ces perturbations télégraphiques et avertir le .personnel de la poste à Bourges. Il en a été de même lors de la perturbation du 31 octobre de la même année qui arrêta les communications dans le monde entier, pendant plus de huit heures.

En Amérique, on constata sur les lignes télégraphiques la présence de courants assez forts pour amener des accidents ; ces courants connus en physique sous le nom de courants telluriques, c'est-àdire d'origine terrestre, ne sont donc en réalité que des courants se développant sous l'influence de l'activité solaire.

Mais l'un des plus grands orages magnétiques qu'on ait encore éprouvés est bien celui qui, le 25 septembre 1909, le jour même où notre beau dirigeable

l'énigme solaire 33

F('pu}>Uque sombrait dans une terrible catastrophe, sévissait à la surface du Soleil et avait son retentissement sur noire globe et probablement sur toutes les planètes et les comètes de notre système.

Une tache énorme était apparue sur le Soleil quelques jours auparavant. Son diamètre mesurait quatre fois celui de la Terre, soit 56 000 kilomètres en nombre rond. Sa superficie égalait près de deux milliards de kilomètres carrés. Pour n'être pas aussi î^-rande que bien d'autres formations, cette tache était plus intéressante peut-être.

File formait un immense tourbillon au sein de la photosphère. Or, nous savons, h n'en pas douter maintenant, que les taches sont amenées par des différences de température sur le Soleil, qu'elles sont le siècle de formidables orages électriques.

« \'ous voyez d'ici, écrivais-je le lendemain de l'événement, vous vovez d'ici cette tempête effrayante où l'électricité règne en maîtresse, ce cyclone capable d'engloutir !iuit terres comme la nôtre, cet ouragan formidable couvrant une superficie de deux milliards de kilomètres carrés, toute la région environnante du Soleil secouée par une mariée formidable dont les vagues s'élèvent parfois à 200 000 kilomètres de hauteur ! Et tout ceci pourrait se passer sans que la Terre n'en reçoive aucun contrecoup ? Nos ondes électriques influencent nos récepteurs à de grandes distances, et nous voudrions que le pareils dégagements d'électricité ne viennent pas envelopper de ses effluves notre pauvre petit globe, simple grain de sable en comparaison du Soleil ! Ce

34 LES ÉNIGMES DE LA éGîENCE

serait avoir la vue myope et courte des vieux astronomes ! »

Le même jour une magnifique aurore boréale offrait un merveilleux spectacle jusque dans le Midi de la France. On aurait pu se croire transporté dans les régions polaires. Au-dessus de l'arc auroral changeant, émettant de grands rayons jusqu'il l'étoile polaire, une immense draperie du plus beau violet pâle s'est développée pendant une dizaine de minutes ; c'était un dégagement d'électricité dans la haute atmosphère, prés des pôles terrestres.

La boussole était affolée, les courants électriques, dits telluriques, sillonnaient nos lignes télégraphiques interrompant toute communication- aussi bien en France qu'à l'étranger. Ce ne fut qu'à la fin de l'aurore, vers g heures du soir, que les lignes repri= rent peu à peu leur état normal.

On chercherait en vain l'explication de ces faits dans des phénomènes terrestres. On regarde en bas, alors qu'il faudrait voir en haut. Le vrai coupable évidemment, c'est le Soleil.

Ce langage peut sembler étrange de prime abord.

— - Point n'est besoin, dira-t-on, d'une crise solaire pour expliquer les mauvais fonctionnements des télépliones. 11 ne dépend que trop souvent de l'humeur variable des employés.

— D'accord, mais est-on bien certain que cette humeur variable ne dépend pas elle-même du Soleil ?

Est-ce que l'état électrique de l'atmospliére terrestre — lié au Soleil, nous l'avons vu — n'influe pas sur notre caractère, sur nos dispositions, sur

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notre humeur, sur nos réunions parlementaires, sur le vote de nos lois — qui sait encore ! — sur la tension des relations diplomatiques entre les Etats, en un mot, sur une foule de phénomènes que nous ne st)upçonnons inên)e pas ?

N'ai-je point constat-é maintes et maintes fois que le Soleil agit sur les crises rhumatismales, les névralgies, etc., etc. ?

Malheureusement là ne s'arrêtent pas les méfaits du Soleil.

C'est un fait connu depuis de longues années qu'au moment des grands tremblements de terre, on constate habituellement la naissance de courants telluriques. Pendant longtemps on crut que ces derniers provenaient précisément des troubles engendrés par les secousses. Mais n'y aurait-il pas lieu de supposer l'inverse ? Ne serait-ce pas le courant tellurique qui amènerait le tremblement de terre ? Tel est le problème que je m'étais posé dès 1900 et que des faits nombreux m'ont amené à résoudre dans ce dernier sens.

Mon attention fut d'abord attirée sur la coïncidence des troubles solaires avec les dégagements instantanés de grisou. La plupart du temps ces dégagements ont lieu aux périodes de violents tremblements de terre qui coïncident eux-mêmes avec l'apparition des courants telluriques.

Or, il semble bien que les jours à coups de grisou soient souvent faciles à prévoir. Il y a quelques années j'en ai tenté l'essai en envoyant quelque», jours à l'avance des télégranmies à la Société belge de Géologie. Les résultats que j'ai publiés à cette

époque ont été des plus satisfaisants. En prévoyant, par l'examen du Soleil, les troubles de l'atmosphère solaire, j'indiquais les perturbations magnétiques terrestres liées aux dégagements grisouteux et aux courants telluriques.

Il n'est donc pas téméraire d'avancer que le Soleil est le grand coupable. Malheureusement, nous sommes si peu outillés, en France surtout, pour étudier le Soleil d'après ces nouvelles méthodes, que la question avance lentement.

Lorsqu'une tache arrive au milieu du "disque solaire, elle ne donne pas nécessairement naissance à une perturbation magnétique ni âi un courant telluriquc. Certaines taches sont actives, d'autres ne le sont pas. J'ai montré aussi il y a quelques années dans différentes revues que l'activité solaire n'est pas nécessairement liée aux taches, mais à d'autres phénomènes plus ou moins tangibles : protubérances, troubles dans l'atmosphère supérieure du Soleil, etc.

Il faut tout étudier pour trouver parfois une relation avec nos phénomènes terrestres.

Il est donc enfantin de vouloir lier l'apparition d'un tremblement de terre à une tache solaire comme relation de cause à effet. Je ne pense pas que nous puissions prévoir à un jour près de semblables phénomènes. Le Soleil dans sa rotation ' sur lui-même amène en face de la Terre des régions d'activité électrique incontestable ; nous le constatons souvent, mais nous nous trompons quelquefois sur leur réalité et leur signalement.

J'ai donc cherché s'il y avait une relation entre les grandes périodes d'activité solaire et les périodes

L'ÉNIGMli SOLAIRE 37

à Ireinblcmcnl de terre et li éruptions. Cette relation pour la volcanicité n'est pas douteuse.

Si l'on réunit sur un même diagramme la courbe de l'activité depuis qu'on étudie rég-ulièrement le Soleil, c'est-à-dire depuis 1620, la courbe des variations de la boussole, et celle de fréquence des éruptions volcaniques, l'on constate :

1° Qu'il y a une relation exacte entre la courbe de l'activité solaire et les déviations de l'aiguille aimantée ;

2° Que, tandis qu'il y a coïncidence entre ces deux courbes, le phénomène des éruptions présente une allure opposée.

Du moment où le Soleil atteint sa plus grande activité, les éruptions sont en décroissance et inversement.

Depuis 1610, le phénomène est général, les éruptions volcaniques coïncident avec les minima des taches solaires, c'est-à-dire que l'activité du volcanisme s'accroît à mesure que l'activité solaire diminue, et d'autant plus vite que celle-ci diminue brusquement.

Quant aux tremblements de terre, leur fréquence ne se prête guère à la construction d'une courbe. Leurs effets destructeurs ne sont pas en rapport avec les secousses ; ils dépendent souvent des régions éprouvées.

Là encore cependant il semble qu'il y ail une loi manifeste.

Ils arrivent surtout aux moments où l'activité solaire change de sens, soit qu'elle augmente, soit qu'elle diminue, d'une façon générale. Je ne puis

ici entrer dans des détails trop techniques, mais ce que je puis dire, c'est que notre courbe de l'activité solaire, telle que nous la construisons, n'est qu'une courbe moyenne ; la courbe réelle est beaucoup plus mouvementée. Elle procède par à-coups successifs. Après l'époque du maxinmm des taches, par exemple, les soubresauts sont bien accentués ; puis il y a un repos marqué trois années après ce maximum.; enfin, la courbe descend progressivement jusqu'au minimum suivant.

D'après ma théorie, c'est à la fin de la troisième année du cycle solaire et pendant l'année suivante que les tremblements de terre doivent présenter leur maximum de fréquence et d'intensité ; or c'est pratiquement ce qui existe.

Mais il faut bien s'entendre et être précis : dans cet ordre d'idées on ne peut prévoir qu'à condition de suivre pas à pas et par un examen direct l'état même du Soleil.

C'est cette loi et cet examen qui m'ont permis de ptédire le grand tremblement de terre de San Francisco par l'organe du New-York Herald, ainsi que les derniers séismes depuis la fin de 1908 dans un article de VEcho de Paris et enfin dans un article du 16 décembre de V Illustration. C'est encore cette loi générale qui m'a porté à avertir, pendant l'avaiit-dernier hiver, les Provençaux et tous ceux qui habitent la Côte d'Azur d'avoir à se tenir sur leurs gardes pendant cette période critique.

Les manifestations sismiques, disais-je alors, vont diminuer peu à peu pour laisser place aux éruptions

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volcaniques qui se grouperont autour de l'année

Il nous reste maintenant à expliquer la façon dont le vSoleil ag'it sur l'écorce terrestre et h dire quels rapports il peut y avoir entre ces phénonii''ncs et la vie de notre astre central.

Le problc'^me revient k imaginer une cause périodique qui tantôt retiendrait l'écorce terrestre au-dessus du noyau gazeux ou liquide, tantôt, au contraire, la laisserait s'appuyer sur lui. Toute dilatation de la croûte tendrait à diminuer la pression sur le noyau interne ; tout retrait de l'écorce produirait l'effet oppK)sé : les vapeurs dissoutes dans le magma sousjacent auraient alors tendance à s'échapper, entraînant les laves rendues liquides par une moindre pression aux endroits de grandes fractures, d'où mouvements orogéniques et tendance à la volcanicité. C'est ainsi que les choses Se passeraient si nous dilations les pierres de la voûte d'un pont : la dilatation rendrait l'édifice plus solide ; le retrait, au contraire, produirait un tassement et un mouvement de descente. - i-^\

La chaleur solaire variable ne peut rien txpliquer, car nous savons qu'^ partir de 16 mètres au-dessous du sol la température est rl'une constance remarquable.

Nous pourrions être plus heureux en nous adressant h l'électricité.

Les statistiques montrent que les tremblements dé terre sont plus nombreux en hiver qu'en été. De même, on enregistre plus de secousses la nuit que le jour et le matin que le soir.

Or, de tous les phénomènes qui concordent le mieux avec la distribution périodique des séisnies, j'ai montré ailleurs que l'électricité atmosphérique t' nait le premier rang-.

L'électricité servirait donc d'intermédiaire entre le Soleil et les troubles sismiques, ou, ce qui revient au môme, entre le Soleil et les contractions de la Terre.

Aussi paradoxale que puisse paraître cette affirmation, nous allons montrer qu'elle peut scientifiquement se soutenir. Tout le monde connaît vme bouteille de Leyde, mais on i^^nore î^fénéralement que, si l'on fait varier la charg'e de la bouteille, son volume varie proportionne-lWment. Fn charg'eant l'armature extérieure repiésentée oar une feuille d'étain, le volume ausi^mente ; l'inverse S(^. produit si l'on diminue la charg-e.

Or, sur la Terre, l'atmospht-re foue le rôle de la feuille d'étain extérieure, la croûte terrestre remplace le verre de la* bouteille, et l'armature intérieure est fort bien représentée par le noyau liquide ou g-azeux surtout, formé de substances métalliques.

Si donc la charge électrique venue du Soleil augmente dans l'atmosphère, nous aurons dans la croûte une tendance à la dilatation, les pressions latérales seront plus accusées et toute la croûte tendra k se maintenir d'elle-même au lieu de s'appuyer sur le novau central. D'où suppression des tremblements de terre.

C'est précisément ce que nous constatons. Les tremblements de terre sont faibles ou n'existent pas en été et dans les après-midi,' moments de grande charge électrique^

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InvcrseinenL lostjuc l'ékctricité diminue, pendant l'hiver ou même dans la seconde partie des nuits il y a tendance h la contraction de la part de l'écorce, rien ne retient plus cette couche pesante au-dessus du noyau, d'où phénomènes de tassement et de descente, et, par conséquent, tremblements de terre.

Cette variation de l'électricité et des tremblements de terre, nous la retrouvons dans la courbe annuelle ainsi que dans les courbes générales à longue période.

On comprend donc qu'c\ certaines époques les gaz enfermés dans la croûte cherchent à sortir en vertu de la pression de l'écorce favorisée par une tendance à la contraction. Leur tension augmentera jusqu'au moment où l'activité solaire passera par un minimum. Ainsi s'expliqueraient les relations que j'ai constatées pour la première fois il y a une dizaine d'années.

Quel que soit le sort' de la théorie que je préconise, les faits sont là : ce sont eux qui fournissent le plus ûr bilan de notre science, et nos hypothèses souvent changeantes ne sont pour ainsi dire qu'un aide-mémoire dont nous p>ouvons nous servir à la condition toutefois de n'en jamais méconnaître la nature.

Mais notre étude du Soleil n'est pas terminée. Nous avons porté notre attention sur la photosphère et la chromosphère, il nous faut encore dire quelques mots de la troisième enveloppe du Soleil, la couronne, visible seulement pendant les éclipses totales, où (-Ile semble comme une sorte -d'auréole lumineuse analogue à celle dont les artistes nimbent la tête des saints.

Pendant longtemps les astronomes avaient attribué les formes coronales à une illusion d'optique, tout au moins à une illumination produite dans notre atmosphère, puis on crut qu'elle indiquait la présence d'une atmosphère lunaire. L'opinion sur ce sujet a subi de nombreuses variations, mais finalement, à la suite des travaux spectroscopiques, on a recx>nnu que la couronne appartient réellement au Soleil.

La couronne est sans doute composée de matériaux tellement raréfiés que leur illumination ne suffit pas dans les circonstances ordinaires à vaincre celle de l'atmosphère terrestre. Cette dernière cesse-t-clle au contraire d'être éclairée, comme il arrive au moment lies éclipses totales, alors que le globe de la Lune s'interpose entre le Soleil et notre ^ œil, immédiatement nous voyons surgir autour du disque obscur des banderoles plus ou moins prononcées se détachant sur un fr)nd brillant.

L'étude systématique de la couronne ne remonte pas très loin, mais dès que l'on eut remarqué la variabilité de sa forme en fonction de l'activité solaire, le problème devint intéressant et on commença de s'en occuper sérieusement.

Chose curieuse, on reconnut bientôt que les formes coronales variaient avec le cycle des taches ; pendant les années de maximum de taches, la couronne solaire se présente sous une forme absolument symétrique avec une égalité de lumière parfaite. Au contraire, dès qwe l'activité commence à décroître, il se produit une diminution de lumière aux pôles, et cette diminution va s'accentuant à mesure que l'on approche

l'énigme solaihe 43

de l'époque du minimum. C'est re qu'on a appelé la fente polaire.

On est donc autorisé maintenant h classer les couronnes en trois types principaux, suivant la position de leurs rayons. Cette classification satisfait assez bien aux différentes formes constatées.

Le premier est le type polaire.

Les rayons coronaux envahissent les pôles du Soleil et sont distribués irrég^ulièrement k toutes les latitudes. Ce sont les couronnes de ce genre qui présentent le moins de ressemblance entre elles, au moins dans les détails variés h l'infini ; mais, en g'énéral, les extensions équatoriales ne sont pas nettes ; les filaments déliéa. qui forment ce qu'on appelle les aig^rettes de la couronne sont tournés dans tous les sens. On a même vu dans ce type coronal des aijEfuilles qui prennent naissance dans uhe latitude voisine de 45", sont recourbées vers les pôles, franchissent ces derniers pour nboutir sur le côté opposé.

Les couronnes polaires ont été visibles pendant les éclipses de i.Sr^o, 1870. 187,, 1.S82, 7883, 1803, iqo5, c'est-^-dire toujours aux époques de maximum de taches ou voisines d'un maximum.

Le troisième type complrtement opposé r.u premier, est le type équatorinl.

Celte fois les extensions coronales semblent partir de l'équateur. A l'œil nu les pôles du Soleil sont simplement auréolés d'une lumière diffuse arg-entée. La structure filamenteuse est cependant bien visible avec une simple jumelle, comme lors de l'édipse totale de 1900 que j'ai pu étudier en Espagne. Dès

qu'on npplique un grossissement de quelques diamètres, les pôles du Soleil apparaissent chevelus ; c'est la meilleure expression pour rendre l'apparence du phénomène. Ce sont des rayons qui, d'abord normaux à la circonférence du disque, se recourbent h peu de distance et semblent s'unir un peu plus loin k la chevelure s'échappant des rég-îons équatoriales. Aux pAlcs exactement, les rayons filamenteux ne sont pas incurvés et leur direction indique assez bien l'axe du Soleil.

Les extensions équatoriales sont parfois très allon- <T;-ées. En mai igoo, j'ai pu suivre à l'œil nu les filaments de la couronne jusqu'h la planète Mercure, nlors très brillante dans le ciel ; Mercure se trouvait :\ une distance du Soleil éçale h sept fois et demie environ le rayon solaire. En 1S78, le.<î filaments avaient wno extension ég'ale h i r diamètres solaires. En raison de leur direction radi.de, les extensions équatoriales dans ce type de couronne ont fait compnrer In couronne équatoriale nux ailes d'un moulin h vent, et c'eiSt avec raison qu'on la décrit ainsi,

A ce ç^froupe appartiennent les couronnes de 1867, 1S68, 1878, iR8g, T900 et 190 I.

Comme le prochain minimum doit tomber vers l'année 1912, nous pouA'ons prédire que l'éclipsé totale visible (?) en France aura cette forme : la fente polaire sera considérable et les rayons équntnriaux seront très allong'és.

Entre ces deux oroupes extrêmes, type polaire et tvpe équatnrial, vient se pincer le type intermédiaire.

î.es rnvons roronaux sont. ..'i mi-chemin entre le

l'énigme solaire 45

polo cl r(^c|uatenr, et la forme i^énérale du Soleil affecte celle d'une croix de Saint-André.

Les caractéristiques du type intermédiaire sont donc les suivantes : quatre croupes de filaments inclinés de 45° sur l'équateur avec aigfrettes dont la concavité est toujours tournée vers une droite radiale à 45°. J'insiste sur ce dernier fait très important dès qu'il s'ag"it d'une théorie ayant la prétention de rendre compte des formes coronales. De plus, les extensions ne sont pas aussi étendues que dans le troisième tvpe. Parfois même elles sont si restreintes que leur enveloppe ou leur surface limite dessine assez bien l'aspect d'un carré ; delà le nom de couronne carrée ou quadrangulaire donné :\ ce type par quelques auteurs.

A cette forme se rattachent les couronnes des éclipses de 1858, 1869, 1874, 1875, 1886, 1887, 1896 et

Le tvpe intermédiaire se trouvant tantôt plus près, tantôt plus éloisfné d'un maximum de taches, doit nécessairement varier un peu ; aussi a-t-on constaté maintes fois qu'il se rapproche plus ou moins des tvpes extrêmes suivant les é'poques.

Ce fait explique qu'on n'a pu classer les couronnes de 1S65 et de 1885, toutes les deux s'étant présentées entre un type polaire ou équatorial et un type Intermédiaire. Tl est bien évident que le chang-ement d'un tvpe h l'autre se fait en réalité sans à-coup et n(ni brusquement. Si nous pouvions voir et étudier la couronne comme on le fait pour les protubérances, c'est-à-dire journellement, notre classification ne 'îerait sans doute pas aussi simple. Cependant, celle

que nous avons adoptée avec beaucoup d'auteurs renferme les types principaux autour desquels se g"roupent tous les autres.

Tous ces phénomènes, malheureusement, ne peuvent être observés que pendant les éclipses totales, cVst-?i-dire pendant quelques minutes seulement chaque année, deux ou trois tout au pliLS. C'est p^u vraiment pour faire avancer notre connaissance du Soleil. Si nous poir'ions trouver le moyen de les étudier en dehors (h^s éclipses, nous aurions probablement la clé des mystères et des lois qui régissent l'activité solaire.

l'ai montré autrefois comment on pourrait tenter une explirntion rationnelle <le,s fails constatés en attribuant h la condensation des effets variables suivant le milieu observé.

Commencée dans la couronne, cette condensation affecterait périodiquement les enveloppes sous-jacentes et déterminerait en m^mr temps que le phénomène des taches un surcroît de <haleur dans la région photosphériqtie.

Or, h l'époque où J'étudiais ces théories dans 1« Prr>})Uwe solaire, nous avif)nK dé).^ de bonnes raisons de croire à une variation calf)rifique des enveloppes.

Aujourd'hui le fait n'est plus douteux et son importance vaut la peine que nous nous y arrêtions.

Lorsqu'on reçoit sur un prisme im faisreaii de lumière scolaire, on constate une décomposition de la lumière blanche qui donne lieu h l'apparition, sur un écran approprié, des sept couleurs de l'arc-enciel.

En intercalant une fente â faible ouverture entre

l'énigme solaire 47

le prisme et la source lumineuse, des raies sombres apparaissent, et la physique démontre que ces raies sont les caractéristiques des substances en combustion dans k' Soleil. Chaque corps possède ses raies propres et on conçoit quel merveilleux parti les chimistes ont pu tirer d'un procédé dont la sensibilité est tellç qu'on peut analyser la moindre parcelle des corps brûlant dans une flamme placée à une distance quelconque.

Or, l'étude prolongée du spectre solaire a montré que le nombre des raies ainsi visibles avec un même instrument varie considérablement au cours d'un cycle solaire.

A l'époque du minimum le nombre des raies visibles est relativement peu considérable et presque toutes peuvent être identifiées, c'est-à-dire rapportées à des corps connus et élufliés sur la Terre. Mais cl mesure qu'on approche du maximum, de nouvelles bandes apparaissent qui pour la plupart peuvent se résoudre en lignes extrêmement fines avec une dispersion suffisante. C'est ce qu'on appelle les lignes renforcées : elles sont à peu près toutes d'origine inconnue.

On a pu cependant, par des expériences de laboratoire, déterminer sous quelle influence elles prennent naissance.

On peut diviser nus hautes températures terrestres en trois catégories : la température de la flanmie, celle de l'arc électrique et la température de l'étincelle électrique à très haute tension. A !a température inférieure, celle de la flamme, on obtient une eertaine séries de lignes ; à mesure qu'on passe de

la flamme à l'arc électrique, puis à rétincellc, le nombre des lignes nouvelles augmente dans une proportion énorme, tandis que certaines lignes préexistantes diminuent d'intensité.

Or, à l'époque du minimum, on observ^p dans le spectre des taches les lignes de l'arc, tandis qu'au maximum, ce sont les lignes de l'étincelle qui prédominent. Conclusion : les lignes renforcées observées pendant les périodes de maximum sont l'indice que le Soleil est alors plus chaud qu'en temps normal ; autrement dit, les substances solaires observées au spectroscope sont soumises à une température beaucoup plus élevée.

Notre Soleil est donc une étoile variable dont la période est de ii ans, environ, et par conséquent la chaleur que nous en recevons varie également : tantôt cette chaleur augmente, tantôt elle diminue. Il v a donc lieu de se demander si cette source calorifique, dans ses variations, n'a pas sa répercussion sur les températures que nous subissons sur la^ Terre et aussi sur tous les éléments de la météorologie terrestre.

En fait, si l'on dresse la courbe des températures terrestres, on peut observer que, la plupart du temps, les périodes de grande activité solaire coïncident avec des hausses thermométriques dans un grand nombre de régions. ■*

Je sais bien que le phénomène peut être masqué par des froids résultant de l'évaporation, mais rien n'est perdu dans la nature et l'énergie solaire sera toujours employée à quelque travail profitable. S'il y a évaporation plus abondante, l'humidité de l'atmo-