COMPOSITION CHIMIQUE DES CORPS CELESTES

La curiosité des astronomes ayant été vivement excitée par les mystérieux phénomènes aperçus autour du soleil éclipsé, ils entreprirent de nouvelles études, bientôt aidés par des instruments d’observation qui agrandirent nos facultés d’une manière vraiment inespérée.

Plusieurs tentatives furent faites pour trouver le moyen de se passer des verres colorés. M. Foucault proposa de regarder le soleil à travers des objectifs couverts sur leur face anté-

rieure d’une mince pellicule d’argent. Cette couche métallique n’altère nullement les qualités optiques de la lentille, et on obtient de belles images sans avoir à craindre une chaleur dangereuse. Mais un objectif ainsi modifié ne peut plus servir pour les autres observations et il a de plus l’inconvénient de ne pas laisser sa véritable couleur au soleil. Le meilleur hélioscope paraît être l’oculaire polarisateur imagine par le P. Cavelleri de Monza, dans lequel des réflexions successives affaiblissent la lumière du soleil au point que l’œil peut la supporter sans inconvénient.

Lorsqu’on l’observe avec les plus puissants télescopes la surface de l’astre paraît irrégulière et ondulée ; elle rappelle une mer agitée par la tempête. Un examen attentif y fait découvrir une multitude de petits grains qu on a comparés aux grains de riz, séparés les uns des autres par des interstices dont l’ensemble forme une sorte de réseau noirâtre. Sur ce fond brillent çà et là les facules, pendant que dans d’autres endroits se forment des pores, points sombres bordés de grains allongés appelés feuilles de saule par les astronomes. Si on veut se faire une idée de la grandeur réelle de ces objets, il faut se figurer que les grains sont, d’après les mesures prises, des cônes ayant à la base des diamètres d’environ 250 kilomètres.

Passons à l’examen des taches. Quelques

jours avant leur apparition on aperçoit dans la photosphère une grande agitation qui se manifeste tantôt par des facules, tantôt par des pores. La pénombre et le noyau se développent ensuite graduellement et acquièrent plus ou moins de régularité. Une formation tranquille est exceptionnelle ; le plus souvent elle est très- 1 u mu I tueuse, mais toutes les taches finissent par devenir circulaires, sans pourtant se conserver ainsi bien longtemps. Elles se rétrécissent peu à peu, reviennent à l’état de pores et disparaissent. Dans la pénombre on remarque une structure rayonnante indiquant la présence de courants. Ceux-ci paraissent plus pressés et condensés du côté du noyau que du côté où ils rejoignent la surface de la photosphère; quelquefois leur disposition indique clairement qu’il sont animés d’un mouvement rotatoire. L’examen des taches a conduit le P. Secchi (J) à d’intéressantes considérations : « Les plus anciens observateurs, dit-il , avaient déjà remarqué que les taches qui se forment assez vite, disparaissent en fort peu de temps. Quelquesunes ont probablement une cause toute superficielle, tandis que d’autres sont dues à des

U) Le Soleil. Exposé des principales découvertes modernes sur la structure de cet astre, son influence dans 1 univers et ses relations avec les autres corps célestes, par le R. P. A. Secchi, directeur de l’Observatoire du collège romain. Paris, 1870.

mouvements provenant des profondeurs au soleil. Ces dernières durent plus longtemps, mais elles sont sujettes à de grandes variations, et on peut reconnaître des moments de recrudescence dans l’action qui les produit. Presque toujours ce phénomène est accompagné d’un changement de position. Quelquelois encoie nous avons vu une tache se former à 1 elidroil où la précédente avait disparu quelque temps auparavant. La division se fait par un mécanisme bien simple: la matière lumineuse se précipite des bords, envahit l’intérieur, forme des ponts et partage le noyau en plusieurs parties. Ces ponts ont un éclat très-vif et comparable à celui de la photosphère. » Plus loin l’astronome arrive à cette conclusion que sur la surface du soleil il y a des amas de voiles roses analogues à ces flammes qu’on aperçoit autour du disque de la lune pendant les éclipses solaires. Les taches lui paraissent être des solutions de continuité dans la couche de brouillards et de vapeurs lumineuses qui forment la photosphère. «Les nuages, dit-il, diffèrent des nôtres en deux points, ils sont composés non de vapeurs d’eau, mais de substances métalliques; et, grâce à leur température élevée, ils sont lumineux par euxmêmes. Quant à l’aspect extérieur, il est complètement le même ; la terre entièrement couverte de nuages offrirait à un spectateur placé en dehors d'elle une structure mamelonnée ana-

logue à celle du soleil, et bien souvent on peut observer un semblable phénomène du sommet des montagnes. Dans beaucoup de circonstances, mais surtout dans les orages, on voit, comme dans le soleil, des nuages en forme de cumuli s’allonger verticalement ou s’étendre horizontalement, suivant la direction des forces qui agissent sur eux; souvent même ils se transforment en cirri ou voiles vaporeux, et c’est là ce qui complète l’analogie. »

D’après l’ensemble de ses observations le P. Secchi pense que le soleil est gazeux dans sa masse, et que sa rotation est moins rapide à la surface que dans les couches les plus voisines du centre. Il le regarde comme dérivant d’une masse nébuleuse progressivement condensée. Cette hypothèse trouve d’abord une confirmation dans ce fait que les planètes intérieures du système solaire possèdent une vitesse plus grande que celle des planètes extérieures. D’autres preuves ressortent de la théorie très-satisfaisante exposée par un de nos éminents astronomes, M. Faye (d). Le globe solaire formé de matériaux maintenus par une température excessive à l’état gazeux, renferme une certaine proportion d’oxygène et de vapeurs métalliques (magnésium, calcium, etc.). La température de l’intérieur dépasse partout celle qui permet

(1) Annuaire du bureau des longitudes, 1873,

leur combinaison en magnésie, chaux, etc.; mais le rayonnement abaissant la température de la surface, l’état de dissociation cesse et les vapeurs métalliques y brûlent en s’oxydant. A ce moment apparaissent subitement des nuages de particules incandescentes du plus vif éclat, et l’ensemble de ces nuages forme la photosphère. Ces particules, beaucoup plus lourdes que les gaz, tombent alors vers le centre de l’astre en regagnant pendant cette chute la grande quantité de chaleur qu’elles viennent de rayonner à la surface. Dans la région centrale elles trouvent une couche dont la chaleur détruit de nouveau les oxydes métalliques malgré la forte pression qui y règne, met l’oxygène en liberté et dégage le métal réduit en vapeurs qui de cette couche profonde s’élève encore jusqu à la surface pour produire une incandescence nouvelle.

M. Faye montre, par des considérations dans lesquelles nous ne pouvons entrer ici, que dans la photosphère les zones successives et contiguës sont animées de vitesses décroissantes à partir de l’équateur. Ces variations de vitesse, que les observations d’un astronome anglais, M. Carrington, ont vérifiées, donnent naissance à des tourbillons verticaux analogues à ceux qui se produisent dans les cours d’eau, aussi bien qu’à ceux qui ont reçu le nom de cyclones dans notre atmosphère. Ces tourbillons consti-

tuent les taches en absorbant les nuages lumineux de la surface brillante. Comme ils exercent dans le sens de leur axe une sorte d'aspiration sur les régions froides placées audessus d’eux, ils entraînent les matières qui s’y trouvent dans leur entonnoir évasé. L’abaissement de température qui en résulte est suffisant pour donner l’opacité requise au noyau obscur du tourbillon; ce fond noir ne l’est d’ailleurs que relativement, isolé de la photosphère son éclat est bien supérieur à celui de toutes nos flammes d’éclairage. La division quelquefois observée dans les cyclones terrestres a aussi lieu dans les taches ou cyclones solaires. Par une autre analogie, ces taches se voient seulement dans une région dont les latitudes extrêmes ne dépassent pas le 50e degré, et elles sont rares au delà des parallèles de 30 degrés.

De l’observation directe, aussi bien que de la comparaison des photographies obtenues pendant les éclipses, les astronomes ont conclu que le soleil est entouré par une atmosphère qui dépasse en hauteur le quart de son rayon et dans laquelle flotte une couche continue de matière rose plus ou moins haute, se soulevant quelquefois en colonnes verticales ou détachant des nuages isolés portés en divers points par des courants. Ils ont aussi constaté que la couche rose a une puissance lumineuse plus

grande dans la région des taches, où d’ailleurs la température paraît plus élevée. Telles sont i s connaissances relatives à la structure du soleil auxquelles on était parvenu, il y a environ dix ans, lorsque la belle découverte de l’analyse spectrale se présenta comme un puissant auxiliaire du télescope, permettant de déterminer la nature chimique des corps célestes avec autant de précision qu’on détermine celle des matières soumises aux procédés de nos laboratoires.

Dans le nouvel instrument, appelé spectroscope, la lumière à analyser éclaire une fente étroite : un ou plusieurs prismes la dispersent et l’étalent en spectre qu’on examine à l’aide d’une lunette. Les corps simplement incandescents donnent un spectre continu, sans aucune raie noire ou brillante; mais quand on les fait brûler dans une flamme très-énergique ou qu’ils sont vaporisés par l’étincelle électrique, on aperçoit îles raies brillantes occupant toujours, pour la même substance, la même place dans le spectre. Celui-ci devient de nouveau continu pour les gaz soumis à de très-hautes températures et de fortes pressions. Le résultat qu'il nous importe le plus de signaler c’est qu’en plaçant telle ou telle vapeur (d’un métal par exemple) sur le trajet de la lumière qu’on veut examiner, on trouve des raies noires à l’endroit précis où le même métal produit

des raies brillantes pendant sa combustion. Ce fait, observé pour la première fois par Foucault et généralisé par le chimiste allemand Kirchlioff, qui lui donne le nom de « renversement du spectre, » a enfin fourni l’explication de cette multitude de fines raies noires qui avaient été constatées depuis très-longtemps dans le spectre solaire. On sait que la corde d’un instrument de musique vibre « par sympathie » lorsqu on produit dans le voisinage le son que cette corde donne. Les vibrations lumineuses, qui se produisent dans le fluide élastique admis par les physiciens sous le nom d'éther, comme les vibrations sonores dans l’air, peuvent avoir la même action sympathique sur les molécules d un gaz ; celles-ci ainsi ébranlées absorberont le mouvement de l’onde qui les a frappées et éteindront par suite le rayon lumineux.

G est en s appuyant sur cette analogie du son et de la lumière qu’on peut le mieux concevoir la véritable nature du nouveau moyen d’investigation. « 11 arrive quelquefois, dit M. Delaunay dans une de ses intéressantes notices de Y Annuaire du bureau des longitudes, que l’on entend

un bruit confus, puis que, lescirconstances aidant

et en prêtant l’oreille, on finit par reconnaître dans ce bruit l’ensemble des sons produits par un orchestre: on peut alors, par une propriété spéciale de notre organe de l’ouie, distinguer les uns des autres les divers sons que l’on entend,

et même, jusqu’à un certain point, reconnaître l’espèce particulière d’instrument à l’aide duquel il est produit. Dans l’analyse spectrale, nous faisons quelque chose d’analogue. La iumière qu’un corps envoie directement dans notre œil y produit une sensation semblable a celle d’un bruit confus dans notre oreille ; mais le prisme nous permet d’analyser cette sensation, d’en distinguer nettement les diverses parties constituantes et de remonter ainsi jusqu’à la nature même du corps vibrant auquel est due chacune de ces parties. »

L’étude des relations qui existent entre les raies du spectre solaire et les lignes brillantes qui caractérisent les différents corps simples a montré que le soleil contient dans son atmosphère, à l’état de vapeur, le sodium, le magnésium, l’hydrogène, le calcium, le baryum, le fer, le chrome, le manganèse, le nickel, le cobalt, le cuivre, le zinc. Le spectroscope a été appliqué aux protubérances même en plein jour, sans qu’il soit nécessaire d’attendre les éclipses, depuis l’importante découvertedeMM.Lockyear et Janssen, et les observations y ont constaté presque exclusivement de l’hydrogène. Les autres substances sont la vapeur d’eau et celles du sodium et du magnésium.

M. Laugel a donné une intéressante description de l’analyse spectrale appliquée à l’obserivtaon des protubérances solaires : « Les va-

riationsde la pression autour du soleil, dit-il, sont bien plus soudaines et plus intenses que celles qui ont lieu sur la terre, car les protubérances ne sont point des nuages pareils à ceux qui s’amassent au-dessus de nos mers; ce sont plutôt des éruptions violentes, des jets de gaz incandescent lancé verticalement dans un espace presque vide avec une vitesse formidable, et qui, refroidi, sedivise et retombe en flocons capricieux et déchiquetés. J’ai assisté à ces effrayantes tempêtes solaires, dans le petit observatoire de M. Norman Lockyear à Londres. Qu’on ne se figure point un observatoire véritable. M. Lockyear, employé au ministère de la guerre, a une petite villa dans Saint John’s Wood, un des faubourgs de la capitale anglaise. Derrière la villa, comme dans toutes les maisons de ce genre, il y a un jardinet avec une pelouse et quelques fleurs; c’est là, dans une petite maisonnette de bois que M. Lockyear a installé sa lunette et travaille pendant les heures qu’il dérobe à ses fonctions, quand le soleil est assez complaisant pour se montrer à Londres. La lunette dirigée sur l’astre en suit le mouvement diurne à l’aide d’un appareil d’horlogerie; il n’y a point d’oculaire: l’image du soleil est reçue directement au foyer, elle se dessine ronde et brillante sur une petite plaque de cuivre traversée d’une fente rectiligne qu’on peut élargir ou rétrécir à volonté avec une vis

— Blet promener sur toutes les parties de l’image. Le faisceau lumineux qui traverse cette fente tombe dans le spectroscope. Sept prismes le reçoivent successivement, placés l un à coté de l’autre et dessinant presque une circonférence entière ; à la sortie du septième, le spectre, qu’on regarde à travers une lunette, apparaît comme une longue bande d’étoffe nuancée, irrégulièrement rayée par une multitude de stries noires verticales. Quand la fente est placée de façon à couper en même temps le soleil et son atmosphère, on a deux spectres superposés : le ruban inférieur est le spectre solaire ordinaire ; au-dessus court un ruban noir où l’on voit apparaître de distance en distance des lignes minces colorées, l’une rouge, l’autre jaune, une autre verte, deux autres dans la région du violet. Ces pointes légères sont le spectre de l’atmosphère hydrogénée du soleil; leur apparition sur la surface noire qui borde le spectre solaire, a quelque chose de mystérieux et de saisissant; ces traits légers sont l’image matérielle d’une couche de gaz, éloignée de millions de lieues, dont l’humble flamme semblerait de voir rester invisible à côté du foyer actif de la photosphère. »

Cette couche extérieure a reçu de M. Lockyear le nom de chromosphère. Nous ajouterons quelques détails sur elle et sur les protubérances tirés d’une lettre récente du P. Secchi, en indi-

quant au lecteur la livraison du Magasin pittoresque de juillet 1872 pour la représentation des formes dont il va être question.

Le savant astronome distingue quatre aspects de la chromosphère par les noms de plate, velue, diffuse et flamboyante. Les protubérances sont de trois espèces: en forme d 'amas, de jets et de panaches. On comprend sous le nom d’amas de simples surélévations de la chromosphère généralement arrondies. Les jets sont les flammes vives et brillantes qu’on trouve surtout dans le voisinage des taches et dans la couronne brillante desfacules qui les environnent. Il y en a en forme de pointes d’épées, de cônes à bases plus ou moins larges qui s’allongent souvent dans l’espace d’un quart d’heure en fdes curvilignes nombreuses. «L’intensité lumineuse dans les jets est toujours très-grande et le fond même est plus lumineux que le reste du contour solaire. Ils offrent parfois des formes vraiment magnifiques, comme les plus beaux bouquets de feux d'artifice qu’on puisse imaginer; les branches retombent en forme de paraboles plus ou moins inclinées, offrent une beauté pour ainsi dire artistique. Certains jets représentent la tête de magnifiques palmiers avec leurs gracieuses courbures de rameaux. « Souvent les gerbes arrivées à une certaine hauteur se transforment en masses brillantes très-vives qui, après quelque temps, restent isolées comme

des nuages. Un caractère propre des gerbes, comme des flammes, est la courte durée; il est rare qu’elles durent une heure ; c’est souvent l’affaire de quelques minutes. Les panaches diffèrent des jets en ce qu’ils ont une moindre intensité lumineuse, qu’ils paraissent plus longtemps, qu’ils sont beaucoup plus élevés et que leur partie supérieure se résout souvent en nuages pommelés. En outre ces protubérances se présentent indifféremment sur toutes les parties du bord solaire, tandis que les jets se rencontrent seulement près des taches. Souvent les panaches sont formés par des tiges diversement inclinées qui à leur extrémité supérieure s’élargissent en forme de fleur. Un certain nombre de ces tiges entre-croisés présentent quelquefois l’apparence d’un filet.

La persistance des panaches est très-remarquable comparée à celle des gerbes. Malgré leur grande mobilité on peut les trouver deux ou trois jours à la même place tandis que de belles gerbes durent à peine quelques minutes. Le P. Secchi pense que' celles-ci sont dues à une véritable éruption partant d’une grande profondeur. Leur présence est le signe de l’apparition imminente d’une tache.

La question de la température du soleil a occupé beaucoup d’astronomes et de physiciens qui sont loin d être d’accord à ce sujet; le P. Secchi évalue cette température à 9 ou 10

millions de degrés, tandis que M. Henri Sainte- Claire Deville pense qu’elle ne s’éloigne guère de 2,800 degrés. M. Zœllner, déduisant de la hauteur des protubérances la vitesse avec laquelle le jet d’hydrogène traverse la photosphère, calcule facilement la différence de température de ce gaz à l’intérieur et à l’extérieur de l’astre; cette différence ajoutée à la température de la surface solaire, déduite d’un autre calcul, donne environ 85,000 degrés pour la température interne.

Un autre problème apparaît dans l'espèce de périodicité décennale à laquelle la prodigieuse activité de ce foyer est soumise. Des statistiques poursuivies depuis un demi-siècle démontrent que dans le nombre des taches se succèdent des maxima et des minima à un intervalle de dix ans environ. On s’est rappelé à ce sujet, ce que rapporte l’histoire de certaines époques où l’intensité lumineuse du soleil fut considérablement diminuée. Ainsi Virgile dit que le soleil s’obscurcit à la mort de César. En Tan 553 et en l’an 026 de notre ère il resta obscurci pendant plusieurs mois. Une des planètes les plus voisines du soleil, Vénus ou Mercure, y exercerait-elle, comme un astronome anglais le prétend, une influence occulte? Quelle que soit la cause de ce phénomène, nous pouvons dire que le soleil est un astre dont l’action lumineuse et calorifique change en une certaine mesure, et

qu’il faut le ranger parmi les étoiles variables.

Le speclroscope a été appliqué aux différents corps, planètes et satellites, qui font partie de notre système, et comme ils sont lumineux par réflexion leurs spectres doivent avoir naturellement une grande analogie avec le spectre émanant du soleil. La non-existence d’une atmosphère sur la lune a été confirmée, mais les spectres des planètes prouvent que celles-ci en sont pourvues, que ces atmosphères ne diffèrent pas beaucoup de la nôtre et qu’elles renferment toutes de la vapeur d’eau. En choisissant un moment où la lune est voisine des planètes qu’on veut examiner, on dirige alternativement la lunette vers chacun des astres et on voit une grande différence entre leurs spectres. Celui de la lune n’a que de fines raies solaires tandis que dans les spectres desplanètes , lesraies qui correspondent à l’absorption exercée par leurs atmosphères paraissent de véritables tils noirs.

D’après le P. Secchi, les étoiles présentent presque toutes, comme le soleil, des spectres à raies noirâtres. Elles se rapportent à quatre types principaux dont chacun paraît dominer dans certaines régions du ciel.

Le premier est celui des étoiles blanches, ou légèrement bleues, comme Sirius, Wéga, Altair, Régu lus, Rigel, celles de la Grande Ourse sauf une, celles du Serpentaire, etc. Ce groupe

est surtout caractérisé par la présence de l’hydrogène à une température très-élevée. Plusieurs des astres qui le composent, renferment en outre du sodium, du magnésium et du fer. Une particularité frappante c’est la largeur de certaines raies, qui prouve que la couche absorbante est très-épaisse et supporte une forte pression.

Dans le second type se rangent les étoiles qui ont une composition analogue à celle de notre soleil: Arcturus, Aldébaran,laChèvre,Procyon, Pollux, etc. Leur couleur est jaune et elles sont un peu moins nombreuses que les précédentes. Ensemble elles comprennent presque la totalité des étoiles les plus brillantes du ciel.

Celles du troisième type sont des étoiles variables, d’une couleur tirant plus ou moins sur le rouge et sur l’orangé. On dirait que leur lumière est une combinaison de celles des deux types précédents et qu’elle est modifiée par le passage à travers une atmosphère absorbante comme celle de nos planètes. Antarès, la Béteigeuze et la Merveilleuse de la Baleine, dont nous avons déjà parlé, appartiennent à cette

classe.

Il y a peu d’étoiles, une trentaine environ, dans la quatrième classe. Leur couleur est rouge-sang, mais elles ont un faible éclat. Leur spectre présente les caractères des composés du carbone.

Outre ces quatre types principaux on peut citer quelques groupes singuliers fort intéressants : les étoiles verdâtres de la constellation d’Orion dont les spectres ont des raies d’une finesse extrême et d’autres étoiles où la présence des gaz incandescents est marquée par des raies brillantes.

L’analyse spectrale permet de distinguer plus nettement que le télescope les deux genres de nébuleuses que présente l’espace céleste. On est certain maintenant de l’existence de nébuleuses non résolubles qui ne sont autre chose que des masses gazeuses à l’état incandescent. On y a trouvé de l’azote, de l’hydrogène et en outre une substance qu’on ne connaît pas encore.

Les comètes sont reconnues lumineuses par elles-mêmes, surtout dans la partie qui forme le noyau, et la nature de leur lumière se rapproche de celle des nébuleuses.

C’est la théorie solaire de M. Faye qui se lie le plus étroitement à la synthèse cosmique qui fait dériver notre système planétaire de la contraction successive d’une nébuleuse. « L’évolution complète, dit cet astronome dans la Notice citée plus haut, de ces grands amas de matière qui dissipent peu à peu dans l’espace leur énergie par voie de radiation lumineuse et calorifique, nous fait envisager, non comme prochaine assurément, mais comme inévitable,

la fin du soleil lui-même, qui, après avoir brillé d'un éclat égal pendant des millions d’années, finira par s’éteindre. C’est en considérant cette phase finale qu’on peut se rendre compte du rôle énorme que le soleil joue dans notre monde solaire, en dehors des actions mécaniques dues à l’attraction invariable des masses. Quand la circulation interne qui alimente la photosphère et régularise sa radiation en y faisant participer l’énorme masse du soleil presque entière viendra à se ralentir, puis à cesser, la vie végétale et animale, qui aura commencé depuis longtemps h se resserrer vers l’équateur, disparaîtra entièrement de notre globe. Réduit aux faibles radiations solaires, il sera envahi par le froid et les ténèbres de l’espace; les mouvements continuels de l’atmosphère feront place à un calme complet; les derniers nuages auront répandu sur la terre leurs dernières pluies; les ruisseaux, les rivières et les tleuves cesseront de ramener à la mer les eaux que la radiation solaire lui enlevait incessamment. La mer elle-même, entièrement gelée, cessera d’obéir aux mouvements des marées; la terre n’aura plus d’autre lumière propre que celle des étoiles filantes qui continueront à pénétrer dans l’atmosphère et à s’y enflammer. Peut-être les alternatives qu’on observe dans les étoiles au commencement de leur phase d’extinction se produiront-elles dans le soleil; peut-être le

développement de chaleur dû à quelque affaissement de la masse solaire rendra-t-il un instant à cet astre sa splendeur première; mais il ne tardera pas à s’affaiblir et à s’éteindre une seconde fois comme les étoiles fameuses du Cygne, du Serpentaire, et dernièrement encore de la Couronne,

« Si dans la suite des âges, certains événements, impossibles à prévoir, venaient mettre ce système éteint en conflit avec d’autres corps, actuellement séparés de nous par d’énormes distances, de manière à mettre en jeu, sous une nouvelle forme, l’énergie qu’il possède encore, en vertu de son mouvement de translation, ses matériaux s’engageraieitt dans d’autres combinaisons sans rapport avec 1 état actuel. Tel est, pour qui n’envisage dans l’univers que la matière et les forces brutes, le sort qui nous attend... Mais si, reculant devant cette froide perspective, nous revenons à l’état actuel de notre monde si merveilleusement vivifié par son soleil, nous ne saurions assez admirer l’harmonieuse simplicité des moyens que l’Auteur de toutes choses a mis en jeu pour produire autour de nous, comme disait Képler, le mouvement et la vie. l’ordre et la beauté. »