UNITÉ DE CONSTITUTION DU SYSTÈME SOLAIRE

Relativement au Soleil, on admet maintenant, conformément aux vues de M. Faye, qu'autour d'un noyau central, gazeux et relativement obscur, s'est condensée une sorte de poussière solide ou liquide, lumineuse grâce à son pouvoir rayonnant, et qui constitue la photosphère. Celle-ci se déchire de temps en temps par places sous l'action de tourbillons analogues aux cyclones terrestres. Elle laisse voir alors, par les ouvertures produites, le noyau gazeux et obscur» et on donne le nom de taches aux apparences qui en résultent. Sur la photosphère est une enveloppe gazeuse très peu dense dans laquelle se produisent des phénomènes spéciaux que nous décrirons ; on désigne cette enveloppe, à cause de sa nuance rose très vif, sous le nom de chromosphère, Eunn, tout autour de l'astre, et jusqu'à une immense distance, s'étendrait une énorme atmosphère dont l'étude est jusqu^ici peu avancée, et qui apparaît durant les éclipses sous la forme bien connue de l'auréole solaire. Secchi pense, en outre, que la photosphère et la cliromosphère sont séparées par une couche dont le caractère essentiel serait de donner un spectre continu ; mais M. Lockyer nie énergiquement l'exactitude de ce résultat, qui devra être contrôlé.

Ces diverses parties du Soleil ont été soumises séparément à l'examen spectrescopiquc. La couche que nous venons d'appeler chromosphère donne un spectre qui, contrairement au spectre solaire ordinaire, est composé de raies brillantes : ce qui indique que cette couche est formée d'une matière gazeuse lumineuse. M. Lockyer y a reconnu', d'après la position des raies, outre la présence prédominante de l'hydrogène, qui avait été constatée par M. Janssen et les observateurs envoyés dans l'Inde à l'occasion de l'éclipsé de 1868, le sodium, le baryum et le magnésium. On y trouve en outre une double raie jaune voisine de celle du sodium et que

i. Complet rendua, etc., t. LXIX, p. 124.

H. Rayet a soumise à une étude spéciale, mais sans la rapporter à une substance déterminée.

Nous n'avons pas à nous arrêter à la couche à spectre continu dont Texistence n'est pas démontrée.

Vient la pholosphèrc, c'est-à-dire la couche même d*où émanent la chaleur et la lumière que le Soleil répand à grands flots dans Tespacc. C'est cette photosphère qui donne le 8|)ectre solaire proprement dit. Les innombrables raie» obscures qui le sillonnent indi(|uent dans la source lumineuse Texistence d*un très grand nombre de corps qui, tous, résultiU de la plus haute portée, existent sur la terre. Les plus nettement caractérisés sont le sodium, le fer, le magnésium, le cuivre, le zinc, le baryum, etc.

Le noyau interne étant obscur, ne peut fournir aucun résultat, mais, chos rcmar(|iiablo, l'étude spectrosco[)ique des taches a donné ^ des faits différents de C(uix que procure l'étude des régions voisines. Toutefois la différence réside, non pas d;in$ la production de raies nouvelles, mais dans un renforcement très considérable de raies di'jù connues : peul-élre ces raies sont-elles simplement rendues plus visibles par la plus grande profondeur, des régions solaires qui les foumissenL Il faut pourtant ajouter qu'en beaucoup d^occasions on a conslatédans le voisinage des taches le renversement des raies, c'est-à-dire la substitution de lignes brillantes aux lignes obscures.

L'analyse spectrale des étoiles autres que le Soleil a fourni à divers observateurs des résultats dont l'importance contraste avec l'absence de données tirées de l'emploi des télescopes. Tandis que dans ces appareils, même les plus puissants, les étoiles restent sans disque, à l'état de simples points brillants, elles manifestent dans le spectroscope des caractères d'où l'on peut conclure la notion de leur nature intime.

A première vue, les spectres des étoiles présentent les analogies les plus étroites avec le spectre solaire. Ils montnMil, comme celui-ci pour le Soleil, que la lumière qui les produit émane d'une matière solide ou liquide chaufit^ au blanc intense, et qu'elle traverse une atmosphère de vapeurs absorbantes. De plus, on y retrouve les raies caractéristiques de corps simples connus sur la Terre, au moins pour la plupart. Cependant les différentes étoiles, observées jusqu'à présent, sont loin d'être identiques entre elles, au point de vue spectroscopique. Secclii, qui a fait de la spectroscopie stellaire une étude toute spéciale, a reconnu que les étoiles se rapportent pour la plupart à quatre types parfaitement tranchés '. Cependant quelques spectres, peu nombreux, au lieu de se ranger nettement dans ces catégories, semblent servir d'intermédiaires entre elles.

Les étoiles blanches, qui comprennent environ la moitié de celles qui brillent dans notre firmament, et entre autres Sirius, Véga, Altaïr, Regulus, Rigel, celles de la grande Ourse, à l'exception d'à, celles du serpentaire, etc., forment le premier type. Leur spectre est formé de l'ensemble ordinaire de sept couleurs interrompu par quatre grandes lignes noires, l'une dans le rouge, la seconde dans le verl-bleu, et les deux dernières dans le violet. Ces quatre raies appartiennent à l'hydrogène. Outre ces lignes fondamentales et très larges, on voit dans les étoiles les plus brillantes, comme Sirius, une raie noire très fine coïncider avec celle du

1. Comptes reudiiB, etc., l. LXVIil, p. 1082, et l. LXIX, p. 163, 579 et 652. "i. Le Soleil, par Setchi, p. 390.

IIETÉORITES. iOl

sodium, et dans le vert des raies plus faibles qui appartiennent au magnésium et au fer. La particularité la plus frappante de ce type, c*est la largeur de certaines raies, largeur qui tendrait à prouver que la couche absorbante possède une grande épaisseur, et qu*elle est soumise à une pression considérable.

Le deuxième type est celui des étoiles jaunes^ qui représentent à peu près un tiers du nombre total des astres visibles, et dont nous avons des exemples dans la Chèvre, Pallas, Ârcturus, Âldébaran, a de la grande Ourse, Procyon, etc. Le spectre de ces étoiles est parfaitement semblable à celui de notre Soleil, c*est-à-dire qu il est formé de lignes noires très fines et très serrées, occupant la même position que celles du spectre solaire. Ainsi, Sccclii a trouvé dans le spectre d'Arcturus trente mies qui coïncident avec trente raies de Frauenhofer, c'est-à-dire que les étoiles jaunes ont la même composition que notre astre central et sont dans le même état physique que lui.

Le spectre du troisième type est assez extraordinaire. Il est composé d*un double système de bandes nébuleuses et de raies noires, a d'Hercule, p de Pégase, o de la Baleine, a d*Orion^ Antarès, etc., en fournissent des exemples. En réalité, les raies noires fondamentales sont les mêmes que dans le deuxième type, mais en outre on trouve ici un grand nombre de bandes nébuleuses qui divisent tout le spectre et en font une espèce de colonnade. Ces bandes, dont la largeur et Tintensite sont très variables, établissent entre les étoiles de cette catégorie des différences assez sensibles. Chose curieuse, toutes ces étoiles, dont on connaît trente environ, sont variables, et Sccclii pense que les zones spectrales qui viennent d'être citées dépendent des variations des étoiles, variations dues elles-mêmes à l'action plus ou moins absorbante des atmosphères, a L'analyse spectrale des différentes parties du Soleil nous a appris, dit Tastronome romain', qu*au fond des taches ou obtient un spectre plus profondément rayé et traversé par des bandes noires, analogues à celles qu'on voit dans a d'Orion. » Nous pouvons conclure de cette remarque que les étoiles dont nous parlons (celles du troisième type) doivent leur spectre à une absorption analogue à celle qui se produit dans les taches du Soleil. Si donc notre Soleil se trouvait dépouillé de sa brillante photosphère et des feuilles ou grains lumineux qui recouvrent sa surface, il nous présenterait le même aspect que a d'Orion et les autres étoiles de la même catégorie. On peut penser que ces étoiles diffèrent de celles du deuxième type par l'épaisseur de leurs atmosphères et par le défaut de continuité de leurs photosphères ; elles auraient des taches variables comme celles du Soleil , mais dont les dimensions seraient incomparablement plus considérables.

Enfin le quatrième type, encore plus remarquable, se rapporte à de petites étoiles de couleur rouge de sang qui sont assez peu nombreuses. Leur spectre contient trois zones fondamentales, rouge, verte, bleue, qui ne peuvent pas se réduire h celles du type précédent par la suppression alternative d'une bande nébuleuse, car, quoique plusieurs lignes noires coïncident assez bien, la distribution de la lumière est tout à fait différente. Dans le troisième type, la lumière est plus vive dans les colonnes du côté rouge, tandis qu'elle est plus vive ici du côté opposé, c'est-à-dire

A, Voy. à propos d*a d'Orion le mémoire de Secclii, dans les Compte» rendus, etc., t. LXII, p. 591. 2. Le Soleil, !'• édition, p. 393.

10^ LNCYCLOPÉDIË CUDIIQUH.

ilii cdt6 violet. Quelqucs-uues des raies noires les plus importantes coïncident à pe |ir^» avec celles du troisième type, et cependant le spectre dans son eusemble i prt^sente comme un spectre direct appartenant à un corps gaieux. On y a reooon II"» mies des composés du carbone, telles qu'on les obtient en produisant une séri d^étiucellos électriques dans un mélange de vapeur de benzine et d'air atmosphf rique. Les étoiles de ce type sont très peu nombreuses et on en cite à peine une trei laine.

IHusîeurs observateors ont étudié le spectre de [diverses planètes * : Jupiter' Saturne^. )br«« Venus* Neptune* et Uraims* ont été successivement examinés. I rv^ltAt c^^n^rtl A ^té b découverte, dans ces astres, de corps existant sur la Tcm S4uf (our Jupit«:r» dMit TatnMKpbèfe a décelé la présence de substances incooniu 4uis U tti>tn:.

L Vx^tnMU $pe:tnwcopi4ue des anneaux de Saturne, qu'on peut regarder oomm de» siteUiU» d^uœ tVfruie spéciale, a donné des résultats analogues à ceux que I |4aiKUr «tle^^ucune «ivait fournis.

C^uiiuiit tes rues ; sont moins fortement indiquées, et montrent que le pouToi jjbitucbiuit «fe l'jtuftot^ibère de ces anneaux est plus faible que celui de Tatmosphèi uuuL ^UMinf te {(lobe de la planète*.

^^ tt\i (Nis soumis la lumière zodiacale à une étude spectrale approfondie. L*op iti^m tu plus ^euérale est qu'elle consiste en une matière météoritique ou en on itkiU^c cx^iuétAÎre qui se dirige lentement vei-s le Soleil.

L*uu%tlvsi: piismatiquti des comètes prouve que leur sul)stancc est identique i.vUc vk'« YK^bulouses gazeuses. Dès 1864, M. Donati trouva ((ue le spectre d'un g\HiâOtv apparue cette année-là était formé de trois raies brillantes, verte, jaune c \yfn^'Os M'jvirôi»* |Kir des lacunes. Depuis, M. Huggins' observa dans une auti KOikk^W loMsHtiiu'o siinullunée de deux spectres, dont Tun, très faible et continu iv»uiiM jMi' \à rhcvclure, montra que celle-ci devait sa visibilité à la lueur réfléchi Un vloil. ol dont Tuutre, du au noyau, lumineux par lui-même, consistait en un i,uc bnllauio, Do nouibrouscs observations faites par divers savants sur les comète \\v IViiiprl*, do Drorsen*, de Winiiccke*®, etc., ont donné lieu à des découverte •okiiU^uo^. Lo drrnicr de ces astres u présenté ù Secchi des raies qui coïncidaiei .*\\v \H»llo» qui caraclt'risenl le carbone.

Kh\ a <MiniiiHMUu$ Tctude spectrale des étoiles filantes, et naturellement on s'es vImImimI prtMiccupé des bolides que leur gros volume rend plus commodes . iibuonoi'. M. Alexandre llersclicl a fait connaître le spectre de plusieurs de ce Mioti^tiK^^i ol il y u signalé divers faits intéressants.

1,0 pliin r(Mnar(|uable est la présence du sodium en vapeurs dans la traînée de i|hiii« bolidrii.

I 1.0 Snlntf \" nlilioii, |i. r>42.

4 I nmfitf^ n'Htiiië, t. I.IX, p. 50U.

., Ihii , i. I.VI. I'. r»-t:»cl 1107.

4 Ihut , I lAIX, I». lO.M).