PI. X

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CONSTITUTION PHYSIQUE DU SOLEIL i07

On sait que, dans certaines régions du soleil, on voit des parties plus obscures appelées taches; quelques-unes sont dessinées dans la figure 1 (pi . X) ; c'est à ces taches qu'on a reconnu que le soleil tournait sur son axe en vingt-cinq jours et demi à peu près. Elles sont, pour la plupart, rondes; mais souvent elles ont des figures très-irrégulières. On voit la structure de l'une d'elles dans la figure 4, pi. IX, qui représente la tache observée le 44 avril 4869 et montre le caractère souvent très-complexe qu'elles possèdent; nous donnons celle-là, parce qu'elle présente un type de beaucoup de formes réunies ensemble, et qu'elle fait voir la structure granuleuse de la photosphère, de ses courants et des parties constitutives des taches.

Au spectroscope, les taches nous montrent une composition chimique différente du fond général de l'astre. D'abord, en leur milieu plus obscur, qui s'appelle Vomhre ou le noyau^ les raies du sodium et des autres métaux, comme le calcium, le fer, le magnésium, etc., se voient plus dilatées, renforcées et souvent estompées sur les bords; en second lieu, les raies de l'hydrogène y apparaissent quelquefois lumineuses sur certains points, et non plus noires comme dans tout le reste du soleil. Cela vient de ce qu'alors l'hydrogène s'élève au-dessus de la couche absorbante qui recouvre toute la surface et monte en formant les protubérances. Enfin on y voit encore beaucoup de bandes ombrées qui sont plus obscures,- surtout dans la région la moins réfrangible. Elles donnent au spectre une structure à bandes claires et obscures qui offre une grande analogie avec le spectre des étoiles rouges, comme Antarès, a d'Orion et autres du troisième type.

Si l'on observe au spectroscope la place occupée par une grande tache quand elle se trouve précisément au bord du

i03 PHYSIQUE STELLAIRE

soleil, soit levant, soit couchant, on voit ordinairement un phénomène très-curieux*.

L'hydrogène de la chromosphère s'y trouve très-fortement soulevé et forme souvent des jets très-élevés, quelquefois gigantesques, semblables à ceux qu'on voit dans les éclipses, en forme de flammes ou de famées, hauts de 2 à 3 minutes et plus, c'est-à-dire de 85,800 à 128,700 kilomètres et plus, c'est-à-dire de plusieurs diamètres terrestres ^ Dans la planche I (voyez fig. 2 et 3), nous donnons quelquesunes de ces flammes observées au spectroscope avec leur couleur rouge. Elles ont des formes semblables dans les autres raies de l'hydrogène et de l'hélium. Ces flammes donnent les raies directes, très-vives, du gaz hydrogène et de l'hélium en dehors du disque, et quelquefois même en dedans. En outre, avec les raies de ce gaz, on voit souvent des groupes d'autres raies métalliques, où dominent celles du sodium, du fer, du magnésium, du calcium, du chrome, etc. Le tout est absolument semblable à ce qu'on voit dans les protubérances durant les éclipses. La violence et la rapidité des soulèvements et les grands changements intérieurs qui s''observent dans un temps très-court, ainsi que la forme capricieuse des jets, les ont fait comparer à nos éruptions volcaniques; on les a appelées aussi éruptions. Outre les figures de la pi. I, nous donnons les deux petites figures des planches IX et X, renvoyant pour le reste le lecteur à notre ouvrage sur le Soleil.

Ces deux figures nous montrent une éruption spirale du

1. Quand la tache est exactement au bord du soleil, elle se présente à nous de champ, et, en réalité, elle est invisible; seulement, par les lois de la rotation solaire, on peut savoir quand elle s'est trouvée ou quand elle se trouvera dans telle position. Quelquefois pourtant, les taches sont si grandes que, pendant qu'une de leurs portions est sur le liord, l'autre est encore visible, et alors il n'y a plus aucune difficulté à les reconnaître sur le bord même.

2. Le diamètre terrestre vu du soleil s'élève à 17",7, soit, en nombres i'ondSj à 12,755 kilomètres.

15 octobre 1871, et le changement qui s'y opéra clans le temps très-court de 15 minutes. Leurs hauteurs sont énormes; nous en avons mesuré qui avaient 8', soit un quart du diamètre solaire. La vitesse d'ascension s'est quelquefois trouvée supérieure à 900 kilomètres par seconde.

De l'examen spectroscopique de ces éruptions étudiées en dehors du bord du disque, on a conclu que les taches ne peuvent provenir que de l'absorption de la lumière de la photosphère solaire, produite par ces masses vaporeuses projetées de l'intérieur. Quand ces masses sont au bord, elles sont visibles en dehors du corps solaire comme des flammes, parce qu'alors elles se projettent sur le fond relativement obscur du ciel; mais quand, par la rotation du soleil, elles viennent à se projeter à l'intérieur du disque et sur la photosphère dont l'éclat est très-vif, se trouvant placées entre l'astre et notre œil, elles produisent une forte absorption, tout à fait analogue à celle qui se produit quand la flamme du sodium s'interpose entre le soleil et le spectrescope. Pourtant il n'est pas nécessaire, pour produire cet effet, que la masse de vapeurs soit soulevée sur la photosphère; souvent on voit qu'elle y est immergée, et elle y remplit des cavités dans lesquelles la matière brillante semble affluer en courants distincts.

Les taches ne sont pas permanentes; leur forme et leur nombre sont très-variables; quelquefois, et même dans de longs intervalles, on n'en voit aucune, tandis que d'autres fois on en compte des centaines qui couvrent une partie appréciable de la surface solaire. Il est clair que si elles venaient à croître outre mesure, elles pourraient changer notablement la nature du spectre solaire, comme elles la changent seulement dans certaines régions peu étendues.

Les taches ne s'observent pas sur tous les points du soleil.

mais seulement dans deux zones parallèles à l'équateur solaire et distantes de lui d'environ 30 degrés ; la position de ces zones est variable ; elles ne dépassent pourtant 40° que dans des cas exceptionnels. Le nombre des taches est sujet à une période de inaximum et de minimum qui s'accomplit environ en onze ans et un tiers, mais avec de grandes irrégularités.

Outre les taches, il y a dans le soleil des parties plus brillantes appelées f acides; elles accompagnent généralement les éruptions simples d'hydrogène. Les facules semblent une exagération des granulations brillantes, comme les taches sont une exagération du réseau obscur. Si ce réseau devenait plus dense, le spectre du soleil changerait.

Le nombre plus ou moins grand des taches dépend de l'abondance des éruptions solaires et, par conséquent, de l'activité interne de l'astre qui produit ces éruptions. Quant à la cause de ces variations périodiques, nous l'ignorons absolument.

Telle est, en peu de mots, la constitution du soleil, telle qu'elle résulte de l'ensemble des recherches les plus exactes opérées jusqu'à présent.

Voyons maintenant comment on en peut tirer quelque lumière sur les phénomènes que nous présentent les étoiles.