OBSERVATIONS

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grandeur. Je n'en connais pas de supérieure à la cinquième grandeur. Elles ont un petit nombre de bandes dont quelques-unes coïncident dans leurs limites avec celles du troisième type, et ont une largeur presque double ; les lignes sont très-vives, malgré la petitesse de l'étoile. Dans quel-

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ques-unes, la bande moyenne est partagée en plusieurs raies séparées; dans d'autres, elle forme un tout unique. Dans d'autres, il y a des lignes brillantes; mais, en général, elles sont très-rares et faibles. Avec le prisme objectif, ces lignes brillantes se présentent seulement comme des bandes plus vives que le reste, et non comme de vraies raies analogues à celles des métaux, i

Nous donnons ci-contre une liste des plus belles étoiles de ce type, et le lecteur en trouvera beaucoup d'autres dans le catalogue placé à la fin de ce volume.

On peut avoir une idée des spectres de ces deux dernières catégories, que pour abréger nous appellerons à colonnades, en regardant le spectre de l'azote dans les tubes de Geissler, avec une faible étincelle électrique ; on a alors les spectres rayés en forme de persiennes claires, dégradées, groupées en colonnes séparées par des bandes obscures graduées. Néanmoins quelques-uns de ces spectres stellaires à colonnes sont tout à fait irrésolubles en lignes fixes , et ne sont pas faciles à rencontrer en chimie ; nous parlerons plus bas de leur nature et de leur origine.

Tels sont les quatre types principaux , qui renferment presque toutes les étoiles.

5" Il y en a cependant quelques-unes en petit nombre qui ne rentrent pas dans ces catégories, parce qu'elles ont des raies simples isolées, et montrent des lignes brillantes au lieu de lignes noires qui ne dilTèrent pas de position, et peuvent former un cinquième type à raies brillantes.

La plus remarquable de -ces étoiles exceptionnelles est Y de Gassiopée, qui présente les raies spectrales de l'hydrogène, non pas noires, par renversement, mais directement brillantes , curiosité unique jusqu'ici dans tout le ciel. Il n'y a que p de la Lyre qui ait quelquefois les raies

brillantes, et encore pas toujours, parce qu'elle est variable.

Les variétés des spectres stellaires trouvées en comparant leurs couleurs à celles du spectre solaire, se retrouvent si l'on considère maintenant leur actioîi chimique.

MM. Draper et Huggins, qui ont obtenu des photographies de Sirius et de a de la Lyre, ont trouvé dans le violet et l'ultraviolet des bandes tout à fait différentes de celles du soleil. Ces observations sont difficiles ; pour obtenir une épreuve photographique, il faut de 20 à 30 minutes de pose avec l'immobilité absolue de l'air, et un mouvement parfait dans l'instrument, conditions très- difficiles à obtenir.

L'étude des spectres nous a montré des diversités trèsintéressantes dans les étoiles variables et qui peuvent nous donner la clef de phénomènes sur lesquels on a fait tant de conjectures; nous en parlerons quand nous traiterons de ces étoiles. Dans celles-ci principalement, et surtout dans les petites de huitième et de neuvième grandeurs, on observe souvent les spectres directs, c'est-à-dire formés d'un petit nombre de raies brillantes qui sont données par des substances gazeuses, directement incandescentes.

L'étude spectrale des corps célestes est à peine abordée, qu'elle a déjà fourni d'immenses résultats. Nous voyons avec plaisir qu'elle va se développant chaque jour. La Société royale de Londres a mis à la disposition de M. Huggins un équatorial de 14 pouces d'ouverture, exclusivement pour ces recherches. MM. Vogel et d'Arrest y ont appliqué des réfracteurs de 10 et 12 pouces. Quand on fera usage, dans ces travaux, des grands télescopes à réflexion, comme ceux de lord Ross, celui à verre argenté de Paris, celui de Lassell, ainsi que les grands réfracteurs de Washington, de Porro, etc., ils dévoileront certainement des merveilles inattendues, surtout si ces instruments sont placés en des

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endroits convenables, comme par exemple sur l'Etna ou sur d'autres monts élevés où l'atmosphère soit vraiment pure, et si les astronomes ne s'obstinent pas à demeurer au milieu des capitales ou dans leur voisinage, où l'atmosphère, indépendamment de son épaisseur propre, est remplie de miasmes et de vapeurs absorbantes.

Les faits exposés ci-dessus montrent qu'il existe une grande analogie entre le soleil et certaines étoiles; il est donc nécessaire de donner un aperçu de la constitution du soleil pour comprendre celle des étoiles.

CIÎAPITRE V

Le soleil étant une étoile plus voisine de nous, moins inaccessible à nos recherches, nous fournira l'explication de ce qui se passe dans les autres étoiles.

Il est démontré aujourd'hui que le soleil est une masse incandescente dont la surface externe est très -mobile et présente tous les accidents propres à une masse fluide gazeuse, ou analogue à nos nuages. De sa constitution intérieure, nous ne savons rien, mais il y a lieu de supposer que sa structure externe se continue dans les mêmes conditions à une grande profondeur.

La couche lumineuse superficielle s'appelle photosphère. Sa structure est celle d'une masse floconneuse, en forme de granulations suspendues dans un fluide moins lumineux, ce qui lui donne un aspect granuleux et réticulé. Les lignes noires qui se trouvent dans le spectre solaire, connues sous le nom de lignes de Fraunhofer, sont des lignes d'absorption, c'est-à-dire que les rayons qui manquent dans le spectre ont été absorbés par des vapeurs entourant le soleil; cette enveloppe est ordinairement invisible, mais

elle peut pourtant se manifester dans certaines circonstances. Sans elle, le soleil nous présenterait un spectre continu analogue à celui des gaz incandescents sous de fortes pressions, ou, tout au plus, serait-il sillonné de raies plus claires. Dans les éclipses solaires, on a pu voir cette couche absorbante, et on a trouvé qu'en général elle est très-mince; elle ne se soulève notablement qu'à l'occasion de certaines crises qui constituent ce que nous appelons des éruptions.

Il est également démontré que toute raie noire est produite par l'absorption de la substance qui, si elle avait été vue directement incandescente, donnerait une raie lumineuse de situation et de réfrangibilité identiques à la raie noire. Ainsi, par exemple, la flamme d'alcool dans laquelle brûle le sel commun, donne dans le jaune une raie lumineuse double produite par la vapeur de sodium : si on la place entre une flamme vive à spectre continu (comme les charbons de l'arc électrique) et le spectroscope, il apparaîtra à la place de cette raie jaune, une raie noire , parce que la vapeur sodique absorbe de préférence les rayons de l'autre flamme qui ont la même réfrangibilité qu'elle, et par suite la même longueur d'onde : avec le fer, le magnésium, le thallium il en sera de même, mais ce fait n'a pu être vérifié rigoureusement pour toutes les substances.

Si dans le spectroscope on introduit la lumière de la flamme sodique à côté de la lumière solaire, au moyen du petit miroir ou du petit prisme placé devant la fente, on verra que les raies lumineuses du sodium et les raies D du soleil coïncident parfaitement. Mais, si le rayon solaire traverse la flamme même du sodium incandescent, les raies D du soleil deviennent beaucoup plus sombres et foncées. Si, au lieu de la flamme d'alcool salé, on brûle le sodium lui-

même, les phénomènes seront encore plus marqués, et à la place des raies du sodium se formeront non-seulement de très-fortes raies d'absorption , mais des bandes larges et foncées, dans les régions mêmes où le sodium, vu seul, donne des raies brillantes et dilatées. De ces faits, les physiciens conclurent que les raies D du soleil sont produites par la vapeur de sodium. Puis ils généralisèrent le principe qu'une raie noire donnée dans le spectre solaire indique, dans l'atmosphère de l'astre; la présence de la vapeur de la substance qui, vue à part, donnerait la même raie brillante.

C'est sur ce principe qu'est fondée l'analyse spectrale du soleil, et c'est ainsi qu'on a déterminé la nature de nombreuses substances qui se trouvent dans son atmosphère, ou plutôt à sa base, dans une couche composée de vapeure de différents métaux, comparativement mince, c'est-à-dire épaisse de deux ou trois secondes au plus ', laquelle n'est visible qu'au moment où, dans les éclipses solaires, le disque du soleil se cache derrière celui de la lune. Cette couche donne alors autant de raies brillantes qu'on en voit ordinairement de noires dans le spectre. C'est ainsi que les raies C et F sont dues à l'hydrogène, la raie h au magnésium, D au sodium , E et d'autres très-voisines au fer , etc. ^ (voir pi. VII, fig. 1).

Même en dehors des éclipses , on peut reconnaître la

1. Dans le soleil, une seconde d'arc représente 175 kilomètres; cette couche est donc épaisse de 1,430 à 2,860 kilomètres au plus.

2. M. Henry Draper, de New- York, vient récemment de découvrir la présence de l'oxygène dans le soleil. Ce gaz se manifeste dans le spectre par des raies brillantes qui ont été obtenues par la photographie. Le cas de la raie Dj du jaune n'est donc plus unique, et la loi de l'absorption présente quelques exceptions, comme je l'avais plusieurs fois soupçonné. Peut-être cette nouvelle méthode fera-t-elle encore découvrir d'autres gaz; mais il est très-difficile de constater l'cxl-leuce de ces raie» brillantes.

présence de cette couche, par le fait que les lignes noires qui se voient au dedans et en dehors du soleil font réellement défaut au bord extrême. C'est ainsi que nous avions annoncé la présence de cette couche avant que M. Young ne la reconnût dans l'éclipsé de 4870 (voir notre ouvrage le Soleil).

Au-dessus de cette couche de vapeurs métalliques, il y a une autre couche d'hydrogène, épaisse d'environ 8 à 10 secondes, mélangée à une substance qui donne une raie jaune vif près du sodium, substance inconnue de nos chimistes, et qui, par convention, a été appelée hélium. On voit facilement cette couche quand on explore le soleil au spectroscope, en tenant la fente tangente au bord du disque; on l'appelle la chromosphère, et elle contient aussi quelquefois du magnésium et d'autres substances. Au-dessus de cette seconde couche , et mélangé à l'hydrogène, se trouve un autre gaz plus léger, qui donne une raie principale dans le vert, dont la longueur d'onde est 5315, 9 dix millionièmes de millimètre, il constitue en très-grande partie l'auréole visible autour du soleil dans les éclipses, et qu'on appelle la Couronne; cette raie est désignée dans le catalogue de Kirchhoft par le numéro 1474. Cette auréole montre encore d'autres raies, mais qui jusqu'à présent ne sont ni bien certaines ni bien définies.

Telle est la constitution des enveloppes solaires, au moins d'après ce qu'on en sait jusqu'ici. Les raies constamment visibles au bord du soleil sont indiquées, dans la planche YII, par le prolongement en clair de leurs lignes noires respectives (voy. pi. VII, fig. 1).

Dans les éclipses solaires, on voit ordinairement le soleil entouré de l'auréole ou couronne lumineuse et, en outre,.

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de flammes rouges de formes très-capricieusement variées, qu'on a appelées protubérances.

Dans la figure 1 de la planche I (frontispice), nous donnons une image de l'éclipsé de soleil, telle qu'elle fut photographiée en 1871 par M. Tonnant aux Indes, et semblable à l'épreuve obtenue par l'astronome que lord Lindsay avait envoyé dans la même contrée. On y voit l'auréole composée de rayons curvilignes, plus bas au pôle et fortement relevés aux latitudes moyennes ; leurs courbures sont un indice de nombreux courants qui circulent dans l'atmosphère solaire.

Les protubérances y sont dessinées telles qu'on les a vues ce jour-là au moyen de lunettes ordinaires, pendant la totalité du phénomène, ou dans les spectroscopes. Analysées spectralement , elles se trouvèrent contenir l'hydrogène, V hélium et autres vapeurs métalliques^ comme le fer, le sodium, le magnésium, etc.

On doit à M. Janssen d'avoir montré comment, au moyen du spectroscope, on pouvait voir ces protubérances, même en dehors du temps des éclipses. Elles se voient facilement (quand il y en a) en dirigeant l'instrument sur le bord du soleil avec une fente un peu élargie. Je dis quand il y en a, parce qu'elles ne sont pas invariables, mais vont et viennent, durent peu et changent rapidement. La figure 1, planche IX, montre la série des protubérances observées en plein soleil à Rome, le 23 juillet 1871, au spectroscope, avec l'équatorial du Collège romain.

On n'y voit pas moins de dix-sept proéminences en forme de flammes et des nuages plus ou moins ramifiés dont la description est donnée dans notre ouvrage le Soleil^ p. 131, tome II • .

1. Nous devons les figures des planches IX et X à l'obligeance de M. Gaulliier-Villars, éditeur de notre ouvrage Le Soleil.