CONCLUSIONS

J'ai fait, dira-t-on, bien des critiques ; ni l'ancienneté,

la célébrité des auteurs des théories n'ont trouvé

Ice devant vous. Ne craignez-vous pas qu'on vous

)lique la peine du talion? Non, je ne crains rien de

reil ; mes réfutations ont été dictées par l'amour de la

aence et de la vérité. Je recevrai avec déférence tout

qui pourrait ébranler la nouvelle explication.

Pour parler sincèrement, je pense qu'en rattachant la

fintillation aux interférences, qu'en faisant intervenir

ma théorie la densité ou plutôt la réfringence des

iches traversées par les rayons, j'ai envisagé le phé-

lène sous son véritable jour. Je suis loin cependant

croire qu'après avoir établi ces bases, il ne reste plus

à faire ; que l'explication, au point de vue théorique

expérimental, ne pourrait pas être perfectionnée. Par

împle, personne, à ma connaissance, n'a rattaché

ne manière entièrement satisfaisante et jusque dans

PRIT valeur numérique les disques planétaires que les

étoiles acquièrent et les anneaux dont ces disques sqd entourés, à la théorie des interférences.

On m'assure qu'un géomètre allemand, M. Schwerd, a réussi dans cette recherche , mais on me dit en mêni t^mps que, suivant les calculs de M. Schwerd appliqua d'ailleurs à des lentilles simples non achromatiques, diamètres des planètes, quand ces astres sont oh avec un objectif réduit , devraient être augmentés coi le diamètre des étoiles ; or, ce résultat est complétai démenti par les observations directes K

J'ai attribué, en termes généraux, la formation trous noirs au centré de l'image d'une étoile dilatée, l'interférence des rayons directs qui étaient arrivés à point avec les rayons infléchis sur les bords de l' ouverte circulaire placée devant l'objectif. Fresnel a déjà mont dans son second et mémorable Mémoire sur k diffractic que cette manière d'envisager les phénomènes, ado] avant lui par Young, n'était pas exacte, et qu'il fa prendre l'intégrale des ondes élémentaires partant tous les points des ondes tronquées. On devra appli( cette conception lorsqu'on voudra donner à l'explicat toute la rigueur mathématique.

Les trous formés aux centres des images dilatées

1. Un jour, conversant avec M. Babînet à la fin de 1827, jej communiquai des expériences que j'avais faites, en vue théorie de la scintillation, sur les trous obscurs et Içs petits lumineux qu'on voit successivement dans l'image dilatée c étoile observée en dehors du foyer. Ces phénomènes le frappa au plus haut degré, et le lendemain il m'adressa des calculs fo sur la doctrine des interférences qui les expliquaient d'une ma satisfaisante. 11 est bien désirable que le public ne soit pas j plus longtemps des investigations de mon savant confrère.

oiles sembleraient devoir être successivement rouges, unes, verts, bleus, etc. ; mais ces trous sont tout à fait Mrs. D'après un premier aperçu, les images variables qui ennent momentanément se former aux centres de ces ous sembleraient devoir offrir successivement toutes les mleurs du spectre ; l'observation montre cependant que 5S points lumineux intermittents sont d'une extrême ancheur lorsqu'on se sert d'un objectif achromatique, ais aussi pourquoi s'en rapporterait-on à un premier »erçu ? Je me rappelle que l'un des commissaires chargés examiner le second Mémoire de Fresnel sur la diffrac- ►n , fit contre la théorie de ce célèbre physicien une jection qu'il croyait insurmontable ; il avait trouvé, par calcul, que, à une certaine distance d'un écran circure opaque, le. centre de l'ombre de cet écran devait « parfaitement lumineux et blanc , que son éclat ne paissait pas devoir différer sensiblement de celui de la oière dont l'écran était extérieurement entouré. Eh în , vérification faite, je trouvai que le résultat du cali était conforme aux observations.

Au reste, l'absence de couleurs dans les points lumiax qui viennent se former de temps en temps dans le atre obscur de l'image d'une étoile dilatée tient peutre à l'achromatisme de l'objectif; il est du moins certain le Ton ne pourrait l'expliquer par la faiblesse de la ttère; car, en déroulant l'étoile en ruban, suivant la ithode de Nicholson , on voit le ruban correspondant à points lumineux teint de toutes les couleurs prisriiques.

rajouterai qu'en regardant un jour l'image du Soleil,

réfléchie, si je ne me trompe, par la boule qui supporte la croix du dôme de la Sorbonne, je la trouvai trèsscintillante , et que le point lumineux qui paraissait ani centre de cette image dilatée , comme dans rexpérience des étoiles, me sembla vivement coloré.

Pour savoir quel rôle joue dans ce phénomène l'ini site de la lumière, j'avais fait construire des boules verre et des boules métalliques de différents diamè parfaitement polies ; j'avais également en vue de d miner expérimentalement le diamètre angulaire que de' avoir l'image du Soleil pour qu'elle ne scintillât pas les circonstances atmosphériques les plus favorables.

Je me proposais aussi d'examiner le rôle qu'on rait vouloir attribuer à l'oculaire dans l'ensemble de phénomènes.

Mais l'état de ma santé, surtout celui de mes yeux, force de laisser à d'autres plus heureux le soin de pléter ce que je n'ai pu qu'ébaucher*

Ils trouveront une ample moisson d'observations et recherches intéressantes, au point de vue de Top générale et de la théorie des ondulations, s'ils font v la forme de l'ouverture par laquelle la lumière dans la lunette.

En substituant, suivant mon désir, un triangle téral à un cercle, mes deux jeunes collabora MM. Goujon et Charles Mathieu, sont arrivés à des r tats très-curieux ; mais je dois leur laisser le plaisir de communiquer eux-mêmes au monde savant.

[La Notice sur la scintillation a été insérée dans IMnlaire du Bureau des Longitudes pour 1852; elle est produite ici avec de légères corrections. C'est la forme ifinitive sous laquelle M. Arago a rédigé ses idées relarement à ce curieux phénomène dont il s'est occupé pndant plus de quarante années. Auparavant il avait fait mmaître succinctement son explication de la scintillation is trois occasions différentes : en 1814, dans une note imuniquée à M. de Humboldt et insérée à la fin du IV du Voyage aux régions équinoxiales du nouveau linent; en 182/i., dans les Annales de chimie et de phy- <e, à propos d'un Mémoire de M. Forster sur les forces îctive, réfractive et dispersive de la lumière ; en 1840, is un Mémoire communiqué à l'Académie des sciences idont un résumé succinct a été inséré dans le tome x des ^mptes-^endus.

Cet Appendice contient les trois notes publiées par Tilre savant à ces trois époques, ainsi qu'une quatrième sur un phénomène de diffraction , lue le 26 février 16 à la classe des sciences de l'Institut,]

1. — Explication dn phénomène de la scintillatioD, remise à M. de Bmnboldt en 1814, et iasérée à la fin du livre IV du Voyage aux 7 régions équinoxiales du nouveau continent,

Y Les physiciens et les astronomes qui se sont occupés Wfela scintillation des étoiles ont fait, pour la plupart,

\ll.-iv. 7

nhslraclioîi de la circonstance peut-être la plusreinafr <|u«blo (In m phiSnomène, je veux parler de ceschange-l nu»nlK l)ruH(|iH\s et frt^quents de couleur dont il esttoajoi ariMïmpoKnt^. l-os progrès que la théorie physique de Imni^rt^ a faib depuis quelques années nous permetti V.0 \\\i^m\\\)U\ do rattacher l'explication de ce fait h In loi do8 intorfi^reuces dont on doit la découverte dootour Youug»

IVapix^s los oxpiVionces de ce célèbre physicien, rnyouH do Uuui^ro homogène et qui parviennent en «\t^n\o jHÙut ilo Toi^paoe par deux routes légèrement «V^nU^^ ^\\joutont iHi i^^ détruisent suivant que la ïvn\v vUvs chouùiusi pcircourus a telle ou telle v t^\< diâcrv'UvYJi^ qui cvxaviennent à la neutralisation \^\\n^ vW vtixor^^ uu;jiact'$ sont assex senablement H c^xvU*^ jKHir qw le rvrfultat de rinterférence ou 4 ^ivVtu^"^ vW vlcviv t\ii!?cx?aux bîoncs soit toujours acco^ tv^w â'jtac vviortîioa :?^faîsibie : rexpêrieiice a proo^ ic ^Hus^ xv*tr § i sîe cxf< ^ppifciiiciî ' qu'il ne suffit pJ Ctt ^\vxtV'>a:t5 'ui ^ivKV ,*c >5f'X\ àtisceaox prarent si iLvttccr, vîc ^tnr oettrpc* A» !a iîiiSéPSKe des cbeBi|

.^;i*:>i i r itc^tf ^^fert^^ov-^ ieî> lulieux ipUs ont ti(| 'o.>os Ci>ii x^-. tî i:s itonle ie ienmacrsr que k

^Mitir iu. c^xr r*iti%f -tîucile ^^x :;^tiïninie« ^iSareBtdTil ,rn>i M >:iî\M\tnK >rSsi >w xnts *rî'«vrsf iîs sfieuid m^îK itAt^ît' ;ti /^tinr c^e ^fr^nœac** e inssKiai

oins grande, donner naissance, dans le même foyer, la neutralisation de telle ou telle classe de rayons ►lorés. En appliquant ces considérations à la scintilla- )n des étoiles on trouvera que, si tous les rayons qui irviennent aux différentes parties de la pupille traverent constamment des couches atmosphériques de même l^nsité, l'image de l'astre aura toujours la même intenité et la même teinte, tandis que, dans le cas contraire, pourra changer de nuance et d'éclat à chaque instant, un astre au zénith les chances de scintillation seront mcoup moindres , sous les mêmes circonstances , que un astre peu élevé au-dessus de l'horizon. Dans nos lats elles seront moindres que sous les tropiques où chaleur est plus uniformément distribuée dans les ;hes atmosphériques. Les changements d'intensité se >nt plus facilement dans les étoiles de première ideur, où ils seront accompagnés d'un changement couleur plus prononcé , que dans les étoiles faibles , les astres blancs que dans ceux qui sont naturelmt colorés. Toutes ces circonstances, si je ne me ipe, sont conformes aux observations.

[1 — Note sur un phénomène remarquable qui s'observe dans la diffiraction de la lumière, lue à l'Institut le 26 février 1816.

classe nous a chargés , M. Poinsot et moi, de lui

re compte d'un Mémoire sur la diffraction de la

dère, qui lui a été présenté par M. Fresnel , ancien

re de l'École polytechnique et actuellement ingénieur

ponts et chaussées. Je me suis occupé, autant que l'état

ciel l'a permis, de la vérification des lois auxquelles

cet habile physicien a été conduit, et qui me semblent d»|^' tinées à faire époque dans la science. Dans peu de tei ce travail sera complet, et j'en présenterai une anal] détaillée à la classe ; mais en attendant , j'ai cru devc extraire de mes observations un fait qui me paraît ne veau, et qui, rattaché à la théorie que M. Fresnel Ah loppe dans son Mémoire , semble devoir conduire à i conséquences importantes.

Lorsqu'un corps opaque est placé dans un faisceau i

lumière, son ombre est bordée à Textérieur de bai

de diverses nuances et de diverses largeurs. Ces bai

ont été étudiées par Newton , dans le troisième livre

son Optique , mais ce célèbre physicien ne parle pas

l)andes non moins remarquables qui se forment dî

l'intérieur de l'ombre des corps déliés, quoique Grimi

en eût déjà donné une description détaillée dans

ouvrage, et il affirme. même positivement qu'aucuB

lumière ne pénètre dans l'ombre géométrique. L'inexal

titude de ce résultat fut suffisamment prouvée par Ml

raidi et De l'Isle, qui, du reste, n'ajoutèrent rien de sal

lant à ce que Grimaldi avait découvert longtemps avaiÉ

Tel était l'état de nos connaissances sur cette questid

délicate, lorsque le docteur Thomas Young fit Texpé

rience très^remarquable qui se trouve consignée dans If

Transactions philosophiques pour 1803, et d'où il résuN

que, pour faire disparaître la totalité des bandes qui S

forment dans l'intérieur de l'ombre d'un corps, il sui

d'arrêter, avec un écran opaque, la portion de lumièi

qui vient de raser ou qui va raser un seul des dec

bords , et quoique les rayons qui passent près du boi

opposé puissent continuer leur course comme précédemment.

L'expérience qui fait l'objet de cette note consiste en ceci : que pour faire disparaître également la totalité des bandes intérieures, on peut substituer un verre diaphane et à faces parallèles à l'écran opaque du physicien anglais. M. Young avait montré que la production des bandes colorées intérieures nécessite le concours des deux faisceaux blancs infléchis dans l'ombre par les deux bords iu corps. Ce que je viens de dire prouve, de plus, que ces faisceaux ne fournissent des bandes que lorsqu'ils se rencontrent sous certaines circonstances particulières; et ce qui semble ne laisser aucun doute sur la nature de ces circonstances , c'est qu'en employant des écrans diaphanes de plus en plus épais , on arrive par degrés au terme de la disparition. Ainsi des lames très-minces de verre, soufflées au chalumeau, n'éteignent pas les bandes intérieures , mais les déplacent toutes de un , de deux , de trois, etc., intervalles, suivant qu'elles ont plus ou moins d'épaisseur. J'ai trouvé des lames de mica qui les transportaient sur l'espace qu'occupent les bandes extérieures ordinaires, et ceci conduit à penser que les verres plus épais, placés d'un seul côté du corps, ne les font disparaître qu'en les transportant dans l'espace éclairé par la lumière non infléchie. Les bandes intérieures sont , à toutes distances, symétriquement placées de part et d'autre du centre de l'ombre. Celles qui se forment sous l'influence de la petite lame de verre sortent plus ou moins de l'ombre , suivant qu'on les reçoit

plus ou moins loin du corps , et se rapprochent toujours

du bord auquel la lame est adaptée. Un verre, de quelque épaisseur qu'il soit, ne nuit point à la formation bandes intérieures s'il déborde le corps opaque deux côtés , en sorte que les rayons infléchis en dedans aient eu la même épaisseur de verre à traverser. Deui verres inégalement épais, placés des deux côtés di, corps, agissent comme une lame unique d'une épai égale à leur différence.

Toutes les circonstances de cette expérience s'e; quent très-bien dans la théorie que M. Fresnel a adopi mais pour cela, il faudrait admettre que la lumière meut plus lentement dans le verre que dans l'air. T serait alors, à la vérité, la liaison des faits, qu'on pou facilement évaluer la perte de vitesse pour chaque é seur de verre, ou de tout autre milieu quelconque, fonction d'une ondulation aérienne prise pour unité, puis même ajouter que M. Fresnel devina l'effet qu'av^ dû produire l'interposition d'une lame mince, lorsque j lui eus fait part seulement des phénomènes que présen| un verre épais. Ce sera aussi dans la même théorie qii| faudra sans doute chercher l'explication des baii4| diffractées singulières et de diverses nuances, qui g forment dans le voisinage des petites stries qu'on || marque sur les lames de mica et dans d'autres ciroog stances analogues. »

§ 3. — Quelques remarques insérées en 1824 dans le tome XXVI des Annales de chimie et de physique, sur un Mémoire de M. "Thomas Forster relatif aux forces réflective, réfractive et dispersive de l'atmosphère, qui a été lu à la Société météorologique de Londres en février et mars 1824.

Il n'est pas dans le inonde, dit-on, de pays où Ton imprime autant d'ouvrages de science qu'en Angleterre. Je n'ai ni le désir ni les moyens de contester cette assertion, mais si je voulais soutenir que, sauf d'honorables exceptions, les savants anglais ne se donnent point la peine de lire les livres qu'on leur fournit en si grande abondance, je crois vraiment que les recueils périodiques de Londres offriraient d'assez bons arguments pour appuyer cette thèse, quelque paradoxale qu'elle puisse paraître.

Ces réflexions m'ont été suggérées par le Mémoire de M. Thomas Forster. Ce physicien a découvert que les étoiles, quand on les observe près de l'horizon, présentent « de rapides altérations de couleur et d'éclat ». Le fait est exact et très-curieux ; mais est-ce bien M. Forster qui l'a reconnu le premier? On n'ose presque pas le révoquer en doute depuis qu'on a vu une académie en corps accorder à M. Forster une autorisation toute spéciale pour que son écrit, qui ne devait paraître que dans le recueil des Mémoires qu'elle a l'intention de publier, vînt plus promptement à la connaissance des observateurs. Il est cependant bien certain que les changements de couleur qui accompagnent la scintillation ont été signalés par Kepler, par Galilée, par Descartes, etc. le me hâte d'ajouter, sans cela ma réclamation ne serait

peut-être pas admise, que plusieurs auteurs anglais, llooke {Micngrapky)^ Blichell {Pkihsophical Transoù' (ions^ t LVii), Mel ville, Priestley (flis/., 497), etc., ei otU vHUS^i^i longuement parlé. Yoici les propres paroles di llvH^ke : c II est remarquable que les étoiles prèsdeThorixou changent fréquemment de couleur, de maoièi qu'on le;;^ voit tantôt rouges . tantôt jaunâtres , quelque fiH$ Moues, et cela alors même qu^elles sont parven j^ d'a;5^'i grandes hauteurs^ « ( Jficro^ropAy, p. 218.) ^

Si M. Forstcr if a pas découvert ce phénomène, c* 3t Uù. $atts doute, que doit appartenir la découverte ttioven qu'il indique de le rendre sensible quand ott^ne leî> étoiles 4vec des télescopes!

J^ (VU2S^. diù!. Tocuujùre de ma lunette de v^œ ti«i njooB^ îe rettcvttcnsseiit avant de se réunir X*>ec.* Sot rùtwgie ddciKe qaixr ob^snait ainsi, c^i«r^>rîci&îtt(s> Je vVULeur <^i^r«'«^aàaK pte

>\>i!Ct 3tkiâct0;f*îaix; c^r «;u!e >f r-^crce dans fe journal XviKKî^^x l:slJ< t.^ïtfic v\v*. :?- 116:

\\4*wv^ .^ 4 >Vifvfeï55^' V ir?^ iTiue jmett <>Ui"^c ^4iN^ À\^vc 4t j:it ,ci icçr* ie Tici^LkEation qu' o^Ai^v >vù, #f x\N\:griît ivMtcre itî iis^iass paâ&er sQcail

o^MivAtt"^ ^sil^\MAi:^. .>*: Slujmircacu ^•irti renir %! A'^v^> ^^v^ V^k ^or* il*. ^vM ^'j^^AT^ nt Ti'iar:* k triiH ^t ouv^^ ^Ni;$»i\. ^ ^M^^- 0^^ ^u. :wui: s.îâi£ te cfl*

de donner à la lunette un petit mouvement de vibration ; rétoile devient alors une longue ligne lumineuse dont les diverses parties présentent des couleurs variées et très-vives.

Je suis presque tenté de laisser croire que M. Forster est ici sur son propre terrain. Si je transcris quelque» lignes de plus, on n'admettra probablement point le reproche que je faisais à certains auteurs anglais de ne pas se donner la peine de lire les ouvrages de leurs devanciers, et Ton trouvera peut-être plus naturel d'admettre qu'ils ont horreur des citations. Toute réflexion faite, je me résigne à cet inconvénient, et j'emprunte encore le passage suivant au tome xxxiv (année 1813) du journal de Nicholson :

« Après avoir dirigé une petite lunette sur Sinus, dit M. Nicholson, l'oculaire étant à la distance de la vision distincte, je frappai légèrement et à coups redoublés le tube avec les doigts de la main droite ; l'image de l'étoile dansait dans le champ de la vision, et produisait ainsi une ligne lumineuse semblable à la traînée continue que donne un charbon enflammé qui se meut rapidement dans une courbe. A chaque secousse l'étoile décrivait une courbe rentrante, mais si irrégulièrement contournée que jamais deux de ces lignes successives ne coïncidaient entre elles. Je donnais environ dix coups par seconde ; les courbes étaient teintes des plus vives couleurs dans leurs diverses parties : les plus remarquables de ces couleurs étaient le bleu verdâtre, le bleu d'acier, le marron ou couleur de cuivre très-intense ; et il m'a semblé que, terme moyen, chacune d'elles pouvait occuper un tiers

OU un peu moins de retendue totale de la courbe. La lumière de Sinus changeait donc distinctement de co» leur, avant d'arriver à Fœil, au moins trente fois ps^ seconde. •

M. Nicholson disait, dans son Mémoire, qu'il n'a trouvé dans aucune propriété connue de l'atmosphère moyens d'expliquer ces phénomènes ; M. Forster gine qu'il peut y avoir dans les parties supérieures Pair une sorte de mouvement ondulatoire, et que les leurs alternatives résultent de leur pouvoir réfractif ; l'atmosphère, agissant alors comme un prisme imparfi peut envoyer à l'œil différentes couleurs, suivant lesi naisons diverses que doit prendre la surface ondule

Nos deux auteurs, même sur ce dernier point, plus d'accord qu'on ne le penserait au premier d'œil et leur contradiction n'est qu'apparente;. car d'une part, M. Nicholson avoue ingénument que changements de couleur des étoiles lui paraissent i plicables, M. Forster fait plus encore, puisqu'il donne explication complètement inadmissible et qui ne sa à aucune des circonstances du phénomène. Qui ne pour me borner à une seule objection, que si l'atmo^i pouvait, par un effet prismatique, amener successive et séparément à l'œil les rayons de diverses couleurs se compose la lumière blanche des étoiles, on a vrait ces astres dans le champ des lunettes, sous forme de spectres extrêmement allongés et non p^ avec un disque à peu près rond? r*

Je n'ose espérer, après le peu d'attention que M. F( ter a donné aux travaux de ses propres compatrio*^

il consentira à jeter les yeux sur le Mémoire d'un anger ; je l'engagerai toutefois à examiner, dans les ivelles dissertations qu'il promet, si, comme je l'ai mcé depuis plusieurs années , la scintillation , avec ^ is les changements d'intensité et de couleur qu'on y a narqués, ne serait pas simplement un effet de Tinférence des rayons lumineux. Si, enfin, les remarques i précèdent ne le déterminaient pas à abandonner q)]ication qu'il a adoptée, je l'inviterais à essayer de idre compte, par ses petits prismes atmosphériques, ; phénomènes que voici :

Juand on place devant l'objectif d'une lunette astrooique une ouverture circulaire d'un certain diamètre, millimètres, par exemple, les images des étoiles au jr sont rondes, bien terminées et entourées d'une série meaux lumineux, très-minces et très-serrés. L'éclat ;es anneaux varie incessamment sur les diverses parde leurs contours ; souvent, en quelques points, il y isparition totale.

'oui restant dans le même état, si l'on enfonce peu à l'oculaire, on verra l'image de l'étoile se dilater gra- Uement, et bientôt une tache noire, ronde, tranchée, véritable trou obscur se formera dans le centre. La tance du foyer à laquelle on observera cette tache iera avec l'ouverture du diaphragme.

Un nouveau mouvement de l'oculaire dans le même ns, amènera d'abord la dilatation de la tache obscure .ensuite la naissance d'un petit disque lumineux qui en tecupera le milieu. L'étoile alors, en allant du centre vers il circonférence, sera ainsi composée : disque lumineux.

large anneau obscur, large anneau lumineux. Dans one troisième position de l'oculaire, plus voisine encore de l'objectif, le centre de l'image sera obscur ; à l'anneaB large et brillant qui entourera ce centre succédera uo anneau sombre, suivi à son tour d'un anneau lumineux, etc.

Tout le monde savait que par un simple déplacera de l'oculaire d'une lunette, on peut donner à l'imai confuse d'une étoile des dimensions de plus en plus conâ dérables; mais j'ignore si l'on avait remarqué que dant ce déplacement le centre de l'image devient péri diquement un disque obscur et lumineux, circulaire bien terminé.

Voici la circonstance par laquelle ce phénomène noi seulement se rattache à celui de la scintillation, pourrait même en fournir une espèce de mesure.

Supposons, pour un moment, que l'oculaire de lunette soit dans une de ces positions où le centre l'image de l'étoile, encore tout à fait obscur, est près devenir lumineux. Si l'étoile ne scintille point, la fomi de son image reste constante; quand l'étoile scintiB légèrement , un petit point lumineux apparaît de ten» en temps au milieu de la tache noire, comme si, dansol instant, on avait légèrement enfoncé l'oculaire. Lorsqd la scintillation est fréquente, les changements de cet» espèce sont continuels.

Toutes ces circonstances découlent très-simplement d l'explication du phénomène que j'ai donnée; il devi^ï alors inutile d'admettre des séparations prismatiques^ couleurs ; il suflRt de supposer qu'il y a des différence

irêmement légères entre les densités ou les tempéraes des diverses couches atmosphériques traversées r les rayons qui parviennent à l'œil : or, il faudrait ivoir jamais réfléchi sur les effets des courants ascennts pour refuser de reconnaître que de telles différences ivent presque toujours exister, surtout à peu de hauteur -dessus de l'horizon.

Je n'ajoute plus qu'un mot pour terminer : j'ai indiqué mouvement de l'oculaire vers l'objectif comme un joyen de faire naître successivement au centre de l'image 'une étoile des taches obscures et lumineuses; en éloipaant l'oculaire de l'objectif, on observe des phénomènes toalogues; mais ils ont moins de netteté et sont complilés de quelques effets de coloration. M. Brewster avait loncé, dans son Traité sur les instruments aslronoifiues, que les images circulaires des étoiles ou les secis faites dans les cônes de rayons qui se réunissent au fer d'une lunette, ne sont jamais aussi distinctes ni si bien définies au delà de ce foyer qu'avant le croiient de la lumière ; je rappelle les observations du , lysicien écossais pour faire remarquer qu'elles n'ont cun rapport avec celles qui précèdent : il parle , en ;t, du contour de l'image, et j'ai seulement voulu îr l'attention du lecteur sur les modifications qu'éive son centre.

;| 4. — Résumé d'un Mémoire sur la scintillation des étoiles, inséré dans le Compte-rendu de la séance de l'Académie du 20 janvier 1840.

Win d'avoir le droit, suivant les règlements acadéliques, d'insérer dans le volume de Mémoires actuelle-

110 ni; LA SCIXTILLATTO-SL

iDoiit ."^oiis pî'o.snf; le résultat final de ses ïnens red)»i chr:s .^rir hi phénomène de la àcIxttïQatûfli. M. Ingo soumis Aujourd'hui ce résultat à T^ipçcéda&m de TAc^] (V-ruld. \)niiH T impossibilité d*en donoer îd me .snflisAmmnnt complète sans sortir des booKs qm sont prescrites, nous nous contentomis de dire que Mémoire^ se compose de quatre sections distiiicle \fi première l'auteur s'attache à prouver que h l^ifioo des étoiles n'est autre chose qa*iin cban ffpp/iH'jit d'intensité et de couleur très -fréquent, r;ipid^7, (\ui n sa cause dans notre atmo^)hère. A] >Mr f'AiU: définition M. Arago montre, dans la *V'y;liori , que les explications du phénomène données AnM/>f/5, p/ir (lulilée, Scaliger, Kepler, Ht^nkii, lltjyK^îns, Newton, Michell et par les uotmta mod^înies, ne sauraient être admises.

O'IUi loiigufj série de noms célèbres ofiBre une c! ft pîjrt : celle d(;s observateurs qui déclarèrent avi franchise que la scintillation leur semblait inexpli Les noms compris dans cette classe sont ceux de 1 ville, deNicholson, et le nom de llllustre Thomas YouDg, auteur des premières lois des interférences.

La troisième section du Mémoire est consacrée à l'exposition des expériences de cabinet à l'aide desquelles on établit celles des lois des interférences qui doivent servir à l'explication de la scintillation, soit que ces lois se rattachent à la différence des chemins parcourus par

1. Ce Mémoire a été mis postérieurement par M. Arago sous ta forme de Notice scientifique; c'est cette Notice qui est insérée dai» le présent volume.

les rayons lumineux, soit que Ton considère seulement rinégale réfringence des milieux que ces mêmes rayons ont traversés. De ces lois résulte la conséquence que les rayons partant d'une étoile qui, après avoir traversé une atmosphère où il existe des couches inégalement chaudes, inégalement denses, inégalement humides, vont se réunir au foyer d'une lentille, doivent y former des images d'intensités et de couleurs perpétuellement changeantes, c'est-à-dire des images telles que la scintillation nous les présente.

Après avoir montré ainsi la possibilité de rattacher la

scintillation aux interférences lumineuses, après avoir

donné une explication plausible du phénomène, M. Arago

a réuni dans la quatrième et dernière section de son Mé-

' moire , des observations variées sur la scintillation des

' étoiles hors du foyer des lunettes , sur la scintillation

da Soleil, réduit, par sa réflexion à la surface extérieure

rfe miroirs très - courbes , à ne sous -tendre qu'un petit

^gle, etc. Ces faits paraissent donner à la nouvelle

théorie tous les caractères d'une véritable démonstration.

N\>tkH» sur loi» oba^TTitioDS qui eut fait connaître la constitution ph^ »h|u« du SiH«il et c«l)e de diTersâs étoiles. ~ Examen des cragectnRti d«« aucieus phiU)t«0|>h«s et des données posttiYes des astrooomei' mv\Wrtie$ $iir U place que doit prendre le SoleU parmi le nomliiti 1^hU^«»u\ dVk'iles diotti l« irmament est parsemé '.

Vtrr^j^ It» milU^u du mois de juillet dernier, des iKVtii^ ;ftp(XJirteu<iiQt ;iux priacipaux observatoires de ï ïvpe ^ rvuviirvut en Norvège, en Suède, en Allemaj t!tt Ru$;^\ e( :^\'UbIirvat ddios des villes où Téclipse S>ieil du âS vtu cu^Hu^ mois> dev;iit être totale. Ils espé- D^ï«r«rt ifue v*v pb^'OvHU^'ue . étudié avec des instrumi ;s»^s^^iM^^ vvadatnxt ^ dt^ explicatioQs plauables ià:x^?r5^f:Si 4î^^çsxcvu<t?îJ^ $i^AÎé« daiK^ les éclipses r?iW2Wî^ ^ :aîr i05v|ucu^ p^*r^^otxïe a iv^t osé se pronoD ^-fich;" i3W^:rÀ3èof vfeùsti:;^^. Comment ! se sont écriés fîîffcfc^ H^'Jo^jeîî!^. rva Jiu àut. ^ à:û^ le supposer, ^^:^qH^l:^ iif r\^rv«cttmî: vVïttnreîtc! h science qu'i ^î: Ut TiUî5^ ^fvtrvfciït: trvijcvc :«Kvnî ies problèmes à ré-

4 4^ :sttut À.' ^ v^i^^ :k» Uï v:tac Tsfe^ piîmc? tf assister i :^ssïitfv^t ,i«^ o^iAî jK-3fc;:t ttiv^ j^ :"^ti5?ciuï. itt 2 jcnicr? iSSl, li

V «w^jr jc-*: ^t«a j:.>4a«? .^M^^ï?p!^ j:"^S|^^r '^îistnssàsn de si ^

idre, même en ce qui concerne Tastré autour duquel

is les mouvements planétaires s'exécutent? est-il vrai

'à beaucoup d'égards, nous ne soyons pas plus avancés

3 les philosophes de la Grèce antique?

On a cru que ces questions devaient être prises au

leux. Je me suis chargé de rédiger la réponse, sans

t dissimuler tout ce qu'elle aura d'aride, et sans ou-

er que des détails devenus aujourd'hui élémentaires

mdront forcément se placer sous ma plume ; mais j'ai

nsé que votre indulgence ne saurait manquer à celui

î remplit un devoir.

Un coup d'oeil général sur les travaux des philosophes

siens et des observateurs modernes, nous prouvera

ibord que si l'on a étudié le Soleil depuis deux mille

3, le point de vue a souvent changé, et que, dans cet

ervalle, la science a fait d'immenses pas en avant.

Anaxagore prétendait que le Soleil n'était guère plus

Boid que le Péloponèse.

Eudoxe, qui jouit dans l'antiquité d'une si grande es-

ne, donnait au même astre un diamètre neuf fois plus

and que celui de la Lune. C'était un grand progrès si

'H compare cette évaluation à celle d' Anaxagore. Mais

nombre donné par le philosophe de Cnide s'éloignait

icore énormément de la vérité.

Cléomède, qui écrivait sous le règne d'Auguste, dit

le les épicuriens, ses contemporains, s'en rapportant

IX apparences, soutenaient que le diamètre réel du

oleil ne surpassait pas un pied.

Mettons en regard de ces évaluations arbitraires la

lèlermination qui se déduit des travaux des astronomes vn. — iv. 8

modernes, exécutés avec les soins les plus minutieux, et à l'aide d'instruments d'une délicatesse extrême. Le Soleil a 357,000 lieues (de 4 kilomètres) de diamètre; il y a loin, comme on voit, de ce nombre à celui qu'adoptaient les épicuriens.

En supposant le Soleil sphérique, son volume est égal à quatorze cent mille fois celui de la Terre. Des nombres aussi énormes n'étant pas fréquemment employés dans la vie usuelle, et ne nous donnant pas une idée précise des grandeurs qu'ils impliquent, je rappellerai ici une remarque qui fera mieux sentir l'immensité du volume solaire. Imaginons que le centre du Soleil coïncide avec celui de la Terre , sa surface non-seulement atteintdra la région dans laquelle la Lune circule, mais ira presque une fois au delà.

Ces résultats, si remarquables par leur immensité, ont la certitude des principes de géométrie élémentaire qui leur ont servi de base.

La carrière que j'ai à parcourir étant assez étendue, je n'établirai pas en détail la comparaison entre les résultats vraiment absurdes par leur petitesse, auxquels les ancienâ s'étaient arrêtés sur la distance du Soleil à la Terre, et ceux qu'on a déduits des observations modernes. Je me bornerai même à dire ici qu'il est démontré, et ce n'est pas sans raison que je me sers d'un terme aussi positif, qu'il est démontré, depuis le passage de Vénus observé en 1769, que la distance moyenne du Soleil à la Terre est de 38 millions de lieues, et qu'entre l'hiver et l'été, l'astre s'éloigne de nous de plus d'ua million de lieues : telle est la distance du globe immense

doDt les astronomes modernes sont parvenus à déterminer la constitution physique. Nous ne trouvons rien à ce sujet dans les anciens philosophes, qui mérite de nous occuper un instant.

Leurs disputes sur la question de savoir si le Soleil est un feu pur ou grossier, un feu éternel ou susceptible de s'éteindre, n'étant appuyées sur aucune observation, laissaient dans la plus profonde obscurité le problème que les modernes ont essayé de résoudre.

• Les progrès qu'on a faits dans cette voie datent de 1611. A cette époque peu éloignée de celle de l'invention des lunettes, un astronome hollandais, Fabricius, vit distinctement des taches noires se montrer sur le bord oriental du Soleil, s'avancer graduellement vers le centre, le dépasser, atteindre le bord occidental , puis disparaître pendant un certain nombre de jours.

De ces observations souvent répétées depuis, on a pu déduire la conséquence que le Soleil est un globe sphérique doué sur son centre d'un mouvement de rotation dont la durée est égale à vingt-cinq jours et demi environ.

Ces taches noires , irrégulières et variables , mais bien définies sur leur contour, ont quelquefois des dimensions considérables ; on en a vu dont la largeur était plus de cinq fois celle de la Terre : elles sont généralement entourées d'une auréole sensiblement moins lumineuse que le reste de l'astre et qu'on a appelée pénombre. Cette pénombre, primitivement remarquée par Galilée, et observée avec soin, dans les changements qu'elle éprouve, par les astronomes ses successeurs, a conduit , sur la consti-

iution physique du Soleil , à une suppositioD qui , de prime abord, doit paraître bien singulière.

Cet astre serait un corps obscur entouré, à une ce^ taine distance , d'une atmosphère qui pourrait être conh parée à l'atmosphère terrestre, lorsque celle-ci est le siège d'une couche continue de nuages opaques et réflir chissants. A cette première atmosphère en succéden) une seconde , lumineuse par elle-même , qu'on a ap la photosphère. Cette photosphère, plus ou moins éloii de l'atmosphère nuageuse intérieure, déterminerait son contour les limites visibles de l'astre. Suivant hypothèse, il y aurait des taches sur le Soleil toutes fois qu'il se formerait , dans les deux atmosphères o centriques, des éclaircies correspondantes qui per traient de voir à nu le corps obscur central. à

Les personnes qui ont étudié les phénomènes avec (% lunettes puissantes, les astronomes de profession, l4 juges compétents, reconnaissent que l'hypothèse dont jj viens de parler sur la constitution physique du Soleil r». un compte très-satisfaisant des faits. Cependant elle tf^ pas généralement adoptée : des ouvrages qui font aii^ rite représentaient naguère les taches comme des scori^ flottant à la surface liquide de l'astre et sorties de volcai| solaires, dont nous ne trouverions qu'une faible imajl dans les volcans terrestres,

11 était donc désirable qu'on parvînt à déterminer p> des observations directes la nature de la matière incai descente du Soleil.

Mais lorsqu'on songe que nous sommes séparés de c asb-e par un intervalle de 38 millions de lieues , et (J^

lus ne pouvons nous mettre en communication avec sa xface visible qu'à l'aide des rayons lumineux qui en nanent, se proposer ce problème semblait être une témé- Lë injustifiable.

Les progrès récents de l'optique ont fourni cependant s moyens de le résoudre complètement. Quelques défis, qu'on me pardonnera, rendront cette solution îdente.

Personne n'ignore aujourd'hui que les physiciens sont urvenus à distinguer deux espèces de lumière : la luîère naturelle et la lumière polarisée. Un rayon de la ■emière de ces deux lumières jouit des mêmes propriétés ir tous les points de son contour ; il n'en est pas ainsi ) la lumière polarisée. Les différents côtés de ses rayons ont pas les mêmes propriétés : ces dissemblances se anifestent dans une foule de phénomènes que je ne puis entionner ici.

Avant d'aller plus loin, remarquons ce qu'il y a étrange dans des expériences qui ont amené légitimeent les physiciens à parler des divers côtés d'un rayon t lumière, à distinguer ces côtés les uns des autres ; le K)t étrange, dont je viens de me servir, paraîtra cerhioement naturel à ceux qui songeront que des milliards k milliards de ces rayons peuvent passer simultanément lans le trou d'une aiguille sans se troubler. ' La lumière polarisée a permis d'enrichir les moyens Knvestigation des astronomes de quelques instruments corieux dont ils ont déjà tiré un parti avantageux, entre tares de celui qu'on appelle lunette polariscope ^.

t Voir Astronomie populaire, t II, p. 101.

Ml CONSTITUTION PHYSIQUE

Si vouB regardez directement le Soleil avec une de ces lun(3ltOA, vous verrez deux images de même intensité et do mAmo nuance, deux images blanches. Supposo» iniiinlnnnnt (ju^on vise à l'image réfléchie de cet astn Hur de Toau ou sur un miroir de verre. Dans Tacte de hi réllexion, les rayons se polarisent ; la lunette ne d pluH ulorn deux images semblables et blanches, elles lolnltm uu contraire des plus vives couleurs sans que fonnoH Aïont éprouvé aucune altération. Si Tune niUKt), rnutrt) sera verte; si la première est jaune, muHtndo oiîrira la teinte violette, et ainsi de suite, doux teintes tHant toujours ce qo*on appelle compléi l^^ii^v» iHi susceptibles par leur mélange de former hl<iue« Quel que soit le procédé à Faide duquel on IM^UHsè U tuiiù^re naturelle* les coaleurs se moni ^Uiv^i k^ \)eux inutges de la lunette polariscope Km^|u\m^ * visé ;tu\ niyoQS réfléchis par Fcau ouf,-

1^ Uu^l<^ (vtdnscope toarmt doœ an moyen 9«^4e \W \)v$(iu^.;i!er b huuàère BaLtorette de la 1

^^^ ^ \Hfu petKfa« xHX^?:<fî3:îp? v|aie la faimëre, é ^K^ tvHiÇ vv*^^ iB^^ttMe:îW£t(;. arrive à r«l i Fétat Xi^^Hv ^fci^lureîi^K Icc^w vitûs i* itï,^ elfe n*a été |\fcçVN<v:viW<tfc5 r^^viiic :tt irrteirwttc r^crKtiée.

corps liquide incandescent, lors même qu'elle n'est pas polie, offre des marques évidentes de polarisation; en sorte qu'en pénétrant dans la lunette polariscope elle se décompose en deux fçiisceaux colorés.

La lumière qui émane d'une substance gazeuse enflammée, d'une substance semblable à celle qui éclaire aujourd'hui nos rues, nos magasins, est toujours, au contraire, à l'état naturel, quel qu'ait été son angle d'émission.

Le procédé mis en usage pour décider si la substance qui rend le Soleil visible est solide, liquide ou gazeuse, ne sera plus qu'une application très-simple des remarques qui précèdent, malgré les difficultés qui paraissaient découler de l'immense distance de l'astre.

Les rayons qui nous font voir les bords du disque sont évidemment sortis de la surface incandescente sous un très-petit angle. Les bords des deux images vus directement que fournit la lunette polariscope paraissent-ils colorés, la lumière de ces bords provient d'un corps liquide ; car toute supposition qui ferait de la surface extérieure du Soleil un corps solide est écartée définitivement par l'observation du rapide changement de forme des taches. Les bords ont-ils conservé dans la lunette leur Nancheur naturelle, ils sont nécessairement gazeux*.

1. Les corps incandescents dont on avait étudié, avec un polaris»

tope , la lumière émise sous différents angles sont les suivants :

■ «olides, le fer forgé et le platine ; liquides, la fonte de fer et le verre

r «fusion. D'après ces expériences, vous avez le droit d'affirmer,

; ftra-t-on, que le Soleil n'est ni de la fonte de fer fondue, ni du

Terre en fusion ; mais qui vous autorise à généraliser ? Voici ma

Téponse : Suivant les deux seules explications qu'on ait données de

Los observations faites en regardant directemeDt Soleil un jour quelconque de l'année, à Taide de grand lunettes polariscopes, ne laissent apercevoir aucune irai (lo coloration. Donc la substance enflammée qui desài l() contour du Soleil est gazeuse. Nous pouvons génér littor la conclusion, puisque les divers points de la surfai du Soleil, par l'effet du mouvement de rotation, viei nonl chacun à leur tour se placer sur le bord.

(lotlo expérience fait sortir du domaine des siinpl hypothèses la théorie que nous avons indiquée préo donuuout sur la constitution de la photosphère sotaii Ou ao ti\>uve, bien entendu, ni dans les conceptio arlùlrnin'^, fmits de rimagination brillante des anciâ

U |HvlAH)m^tivu\ ;iKU>nial^ que présentent te rayons émis soos ( lliV)rt^ «MCM^ tvHit ii^ùt se piksser de iiitee« saof U quantité, qœl^ MMl lo Ii^mKW« (KMJumu que U surface a émergence ait on pomi IN^A^S^hi^is&muit ;j^Hi$iMew U ci>r ;itiraLt que le cas dans lequel le col ÙHNI^lHKv!i^>HU $e«ut(« qu;wt i sa den^cé* analogue à nn gaz, cofll |Vàr ^^\y^liqi^K^ W t(qiitùle. viorne rar«ê presque idéale^ que plnsill lBl^\M^tlN« v>«t ^s^ AUitetie$ à p^'er ItjpocbêtûiKBiiefit aux dersi^ im^h>Q^ sW «K^tv 4;uKV!^^i)t^ère oOl Les pàêniMBèaes de polartsatio^ ^ vV^vN^WWit v^i^^*NU'^raî.ett5 çe«-^ï«re> Je n^'S^nore pas ce ,^X\^WNvgwN ^'^ ^5ûcur à LV\?erjeaoî n^piiroêe «eus le texte 'i^Nri^Ay,^ «A jNMii; vîe ^'JLC jàv.>vvujecr-t;mi. Je potsEède toos les WsNà^ ^"Vii ';W*îV*i ^*vn»tïvtr V hoajv ^v i^isc TiK Dcî £e lien de te

>\:>Jb>. svyvMvàJkK w^>flc*4ac JL^uw iii"feiiiKi >; âHsî faire ,^w^: viwv \«5^ u.^'vVv^ .^^v» va^ac J%î -ku.^ ^ui^saoces lîqaîdes \W<^ >M«^^J^^^. ii ^iv**fv ;H^^v4i.t- ie ,>fs :ïui}:scsi£esv ne pas

philosophes de la Grèce, ni dans ce qui nous est resté •des travaux des plus célèbres astronomes de l'école d'Alexandrie, rien qui puisse, même par une assimilation forcée, être comparé aux résultats que je viens d'énoncer : ces résultats, proclamons-le hautement, sont entièrement dus aux efforts réunis des observateurs du xvii* et du xviii* siècle, et aussi, pour une certaine part, à ceux des astronomes nos contemporains.

Consignons ici une remarque dont nous aurons bientôt l'occasion de faire l'application, lorsque nous chercherons à déterminer la constitution physique des étoiles.

Si la matière de la photosphère solaire était liquide, à les rayons émanés de son bord étaient polarisés, on verrait non-seulement des couleurs sur chacune des deux images fournies par la lunette polariscope, mais elles seraient différentes dans les divers points du contour. Le point le plus élevé sur l'une des images est-il rouge, le point diamétralement opposé sur cette même image sera rouge aussi. Mais les deux extrémités du diamètre horizontal offriront l'une et l'autre une teinte verte, etc. Si donc on parvenait à réunir en un point unique les rayons émanés de toutes les parties du limbe du Soleil, même après leur décomposition dans la lunette polariscope, le mélange serait blanc.

La constitution du Soleil, telle que je viens de l'établir,

peut également servir à expliquer comment il existe à la

surface de l'astre des taches non pas noires, mais lumi-

i neuses. Les unes furent appelées facules; Galilée les

" observa le premier; les autres, beaucoup moins éten-

\ dues, rondes pour la plupart, aperçues par Scheiner,

et qu'il nomma des lucules, font que la surface de l'astit paraît pointillée.

Je pourrais, chose singulière, faire remonter la découverte d'une des principales causes des facules et lucules à une visite administrative dans un magasin nouveautés, situé sur nos boulevards.

«J'ai à me plaindre de la compagnie du gaz, disait propriétaire de l'établissement; elle devrait diriger mes marchandises la partie la plus large de cette fla à papillon, et souvent, par la négligence de ses eraplo; c'est par la tranche qu'on les éclaire. — Êtes-vous sûr, répondit un des assistants ^, que dans cette p la flamme éclaire moins que dans la première? » Le d ayant paru mal fondé, je dirai même, ayant paru ah on se livra à des expériences exactes, et il fut coni qu'une flamme verse sur un objet une égale quantité lumière quand elle l'éclairé par la tranche et lorsqrf se présente à lui par sa plus large surface.

De là résultait la conséquence qu'une surface ga incandescente et d'une étendue déterminée, est plusni^^i mineuse si on la voit obliquement que sous l'incid perpendiculaire. Par conséquent, si la surface sol offre des ondulations comme notre atmosphère lorsqu'i se couvre de nuages pommelés, elle doit paraître com] rativement faible dans les parties de ces ondulations se présentent perpendiculairement à l'observateur, et brillante dans les portions inclinées ; toute cavité conii doit nous sembler une lucule. Il n'est donc plus n

i. M. Arago.

saire, pour rendre compte des apparences, de supposer qu'il existe sur le Soleil des milliers de foyers plus incandescents que le reste du disque, ou des milliers de points se distinguant des régions voisines par une plus grande accumulation de la matière lumineuse.

Après avoir constaté que le Soleil se compose d'un corps obscur central, d'une atmosphère nuageuse réfléchissante et d'une photosphère, nous devons naturellement nous demander s'il n'y a rien au delà, si la photosphère finit brusquement et sans être entourée d'une atmosphère galeuse peu lumineuse par elle-même, ou faiblement réfléchissante. Cette troisième atmosphère disparaîtrait ordinairement dans l'océan de lumière dont le Soleil paraît toujours entouré , et qui provient de la réflexion de ses propres rayons sur les particules dont se compose l' atmosphère terrestre.

Un moyen se présentait de lever ce doute , c'était de choisir le moment où , dans une éclipse totale, la Lune couvre complètement le Soleil.

Presque à l'instant où les derniers rayons partis des

terds de l'astre radieux disparaissent sous l'écran opa-

t qœ formé par la Lune , notre atmosphère , dans la ré-

l pxm qui se projette sur les deux astres , et les parties

environnantes cessent d'être éclairées.

On sait maintenant quel fut l'objet principal que se proposèrent les astronomes qui , en 1842, se rendirent dans le midi de la France, en Italie, en Allemagne, en ïuasie, où l'éclipsé de Soleil du 8 juillet devait être totale. Dans tous les genres de recherches, la part de l'imprévu est toujours immense ; aussi les observateurs furent

étrangement surpris lorsque , après la disparition derniers rayons directs du Soleil derrière le bord de Lune, et celle de la lumière réfléchie par Tatmospl terrestre environnante, ils virent quelques pi'otubérai rosacées de 2 à 3 minutes de hauteur, s'élancer ainsi dire du contour de notre satellite.

Chaque astronome, suivant la pente ordinaire de idées, s'arrêta à une opinion particulière sur la cause i ces apparitions. Les uns les attribuèrent à des montai de la Lune; cette hypothèse ne supportait pas une nute d'examen. D'autres y voulurent voir des effets diffraction ou de réfraction. Mais le calcul est la pic de touche de toutes les théories, et le vague le indéfini accompagnait, quant à leurs applications phénomènes signalés, celles dont je viens de Des explications qui ne rendent un compte précis, ni la hauteur, ni de la forme, ni de la couleur, ni dei fixité d'un phénomène, ne doivent pas prendre place la science.

Venons à l'idée, fort préconisée un moment, que protut)érances de 1842 étaient des montagnes solai dont les sommités dépassaient la photosphère coai |>ar la Lune au moment de l'observation.

D'api^s les évaluations les plus modérées, la hai d'un do ces sommets au-dessus du disque solaire ai été do 19,000 lieues* Je sais très-bien qu'aucun meiU ba^é sur l'énormiké de cette hauteur ne devait duire à iH)jeler l'hypothèse. Mais on pouvait Tel fortement ou faisant remarquer que ces prétendues tagues oÛVaient des parties considérables en

qui conséquemment , en vertu de l'attraction solaire, -aient dû s'ébouler.

letons un coup d'œil rapide sur une quatrième hypose, celle suivant laquelle les protubérances seraient îmilées à des nuages solaires nageant dans une atmolère gazeuse.

Vous ne trouverions alors aucun principe de physique pût nous empêcher d'admettre l'existence de masses igeuses de 25,000 à 30,000 lieues de long, à contours 5tés et affectant les formes les plus tourmentées. Seuent, en suivant plus loin l'hypothèse, on aurait le ît de s'étonner qu'aucun nuage solaire n'eût été jamais rçu entièrement séparé du contour de la Lune. Test vers cette constatation, le cas échéant, que de- 5nt être dirigées les recherches des astronomes. Jne montagne ne pouvant se soutenir sans une base, evait suffire de l'observation fortuite d'une protubéce séparée en apparence du bord de la Lune, et, par séquent, du bord réel de la photosphère solaire, pour verser de fond en comble l'hypothèse des montagnes lires.

Mais, qu'on le remarque bien , il n'en est pas des reïrches astronomiques comme de celles des chimistes des physiciens; ces derniers font varier à volonté les iditions dans lesquelles ils opèrent, et qui peuvent inger la nature des résultats. Les astronomes n'exer- Ittl aucune influence sur les phénomènes qu'ils étudient;

S sont obligés d'attendre quelquefois pendant des siècles, le les astres s'offrent à eux dans les positions favorables IW solution d'une difficulté.

êU COXSTITCTION PHYSIQUE

(UilUt foi» , les doutes soulevés par les obs^rvatii 1H/|2 ont déjà pu être soumis à un nouvel examen riuHîntiil Tannée dernière. Une éclipse de Solei «iinoncéo pour le 8 août 1850 ; elle devait être iiux tl(^H Sandwich.

Ias cnpitnine de vaisseau Bonnard, commandani Htatiou d'Otahiti, eut l'heureuse pensée d'envoyer 1 ducttnir dos ponts et chaussées, M. Eutczycki, de 1 *ruïli à llonolulu, capitale de l'archipel des îles San(

\a\ Isolation que nous avons reçue de cet observ habilo ronforme la phrase suivante : t Le trait d i\Higx\Mn> qui se trouvait près de la protubérance «^ (vuni ooiuplotomejit détaché du bord de la Lune.

l\^i^ritHirt^w«l> dans Féclipse du 28 juillet MM. M^ux^b et iHH^>n« établis à Ilanzig, et des M\M^>t\>i \Mr^np«^ trJt^-ctHèhres, qui s'étaient trans \ n vl^xx^^ |VNÎut!^ de U N^xirow. de la Suède et di vlx^ r \î\^iiVJM»^^ vjfwU ks uns et les autres, dans >>\x >4x^iN>*>$^ »i>e tJ^^iïe è^îferofîEl roa^tre qui se ^^^^^ ^v.^Vi;;xv^ xi* >^33r)i^ Jkf> Lem.

^^^^AVvA.\^^ xi^ l:?*! - :tîs^rr-ac m sei^ n^aaraoi: ei

HA>^>^^\^^^:^ ^^^ !^ >^i*^£ i«î^ Ji^nicgnfs iaai tes au

^ V-^^^.lOlfe. 41^ H. VW^ 55ir :J5^ «i^P»

aspérités qui bordent le contour de la Lune; lorsqu'il sera démontré que ces teintes rosacées ne peuvent être assimilées à de simples apparences optiques, et ont une existence réelle, qu'elles sont de véritables nuages solaires, il y aura une nouvelle atmosphère à ajouter aux deux dont nous avons déjà parlé, car des nuages ne pourraient se soutenir dans le vide^.

Chacun sait maintenant ce qui reste d'incertain sur un point très-particulier de la constitution physique du . Soleil. Si l'on songe que les phénomènes qui pouvaient

1. Pour que ces nuages se soutinssent dans le vide, il faudrait que la force centrifuge résultant de leur mouvement circulatoire fût à chaque instant égale à la pesanteur qui tendrait à les faire tomber vers le Soleil. Il faudrait les transformer en de véritables planètes faisant leur révolution autour de cet astre avec une extrême npidité. Telle est, en substance, Texplication que M. Babinet a donnée des protubérances de 1842 , dans la séance de PAcadémie ées sciences du 16 février 18Zi6.

Le lecteur verra, dans le Mémoire du savant académicien, les eonsidérations ingénieuses sur lesquelles s^appuie cette théorie, et eommentelle peut se rattacher au système cosmogonique de Laplace. le crois, maintenant que le phénomène a été minutieusement ob- .KTvé, que M. Babinet trouvera plus d'une difficulté à concilier f hmmense vitesse qu'il est forcé d'attribuer à la matière des protuiUrances avec TimmobUité relative de celles qui ont été observées [$dl 1851, et le changement de hauteur qu'elles ont ofifert Ces diffi-

;tQités disparaissent lorsque les taches sont assimilées à des nuages iot dans une atmosphère solaire douée d'un mouvement de

lotation peu rapide.

Je ferai , au reste, remarquer que l'existence de cette troisième

:ttaosphère est établie par des phénomènes d'une tout autre na-

^Ifte, par les intensités comparatives du bord et du centre du Soleil, J^ |t aussi à quelques égards par la lumière zodiacale, si visible dans

î*» climats aux époques des équinoxes. Mais la question envisagée

; ie ce point de vue exigerait des détails que je suis forcé de m'interdire.

-T'i. '■•? .'IL * ' :-. : :' ::: ..::=-•—-■" t" '2iuuii*îmfî:r.

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>. - . - ^ - ■ - r .:: It- :: -do

— ■ * . - ir e pnjb

pare des étoiles les plus voisines. Cette distance est environ 206,000 fois la distance du Soleil à la Terre, is de 206,000 fois 38 millions de lieues. Le produit de 16,000 par 38 millions serait trop en dehors des nomes que nous avons l'habitude de considérer pour qu'il jit utile de l'énoncer.

Ce produit frappera davantage l'imagination si je le {porte à la vitesse de la lumière. Alpha de la consteljpn du Centaure est l'étoile la plus voisine de la Terre, outefoîs il est permis de parler de voisinage lorsqu'il llpt des distances que je vais rapporter. La lumière d'alpha du Centaure emploie plus de trois , à nous parvenir, en sorte que si l'étoile venait à être pntie, nous la verrions encore trois ans après sa des- ^on. Qu'on se rappelle que la lumière parcourt DOO lieues (308,000 kilomètres) par seconde, que le I se compose de 86,400 secondes, l'année de 365 jB , et l'on restera comme atterré devant l'immensité ces nombres. Munis de ces données, transportons le É^l à la distance de cette étoile la plus voisine de toutes, je disque circulaire si vaste , qui le matin s'élève peu ■u et majestueusement au-dessus de l'horizon , qui le ^emploie un temps considérable à descendre tout 1er au-dessous de ce même plan, n'aura plus que des MDsions insensibles, même dans les plus fortes lu- As, et son éclat le rangera parmi les étoiles de troimB grandeur. Vous voyez, messieurs, ce qu'est devenue jecture d'Archélaûs.

se sentira peut-être humilié d'un résultat qui réduit peu de chose notre place dans le monde matériel ;

vn. — iT. 9

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r^rgasgnrTig^ rTmnit5& nn. sd& jiuiiiiRnÉeiE qi :ii/iiiiirf lE^ écnîtîs Tj^hws £ ^cL ut àois- m sd

l^ïsului x^sTfan s no. T^isaoBar inçoism f^iaaiaa Tks: >^ iKUiesfiS^ c^ i^ssoubï^ nn me -rsHTifiii* la îmuv tf r-w nBK lie leîfer unis fuTïSïi.

wnvx 4V^ jïUîi' *^-iftjm*=^ iduapr ^«& ssmc afie. qi Uimx *T^ siuT^it lièsmi ift xtws t .ofiftis mite bk {N^

Vous serions donc amplement autorisés à dire que les ons lumineux, ces courriers si rapides, nous apportent, est permis de s'exprimer ainsi, l'histoire très-ancienne ses mondes éloignés.

Jne expérience photométrique dont les premières initions existent dans le Cosmotheoros de Huygens,; érience reprise par WoUaston peu de temps avant sa t, nous apprendrait qu'il faudrait réunir 20,000 mil- 5 d'étoiles semblables à Sirius , la plus brillante du ament, pour que leur agglomération répandît sur e globe une lumière égale à celle du Soleil. uidé par le génie perçant de William Herschel, nous ainerions les étoiles qui se touchent presque, et le ïd astronome nous prouverait que ces astres, en quelsorte accouplés, ne paraissent pas voisins les uns des es, seulement par un effet de perspective, mais qu'ils dans une dépendance mutuelle et circulent autour de centre commun de gravité dans des temps d'assez te durée , qui déjà ont pu être déterminés dans cer- 3 cas.

n observant que ces étoiles doubles sont de couleurs dissemblables , nos pensées se porteraient naturelleit sur les habitants des corps planétaires obscurs et taant sur eux-mêmes , qui, suivant toute apparence, talent autour de ces soleils , et nous remarquerions , ^sans une anxiété réelle pour les œuvres des peintres tes mondes éloignés, qu'à un jour éclairé d'une luire rouge succède, non pas la nuit, mais un jour éga- ^t éclatant, éclairé seulement par une lumière verte. fia comparaison des positions des étoiles déterminées

4n CONSTITUTION PHYSIQUE

h (liiïérentc» époques nous prouverait qu'elles sont Improprement appelées des fixes, qu'elles se meavc darm Tcftpace en divers sens, de manière qu'à la Iodj In forme des constellations actuelles sera comph ('Juinf(<^o, que les vitesses absolues de ces astres sont ii Knl(m, qirunc de celles qu'on a pu obtenir, avec (inllAro certitude , est de 20 lieues par seconde, que Solnil, Homblable en cela à toutes les autres étoiles, dV pnH inunobilo ot entraîne avec lui le cortège de pi (loul il ost ontouré.

Nous Horions frappés de Tinégale répartition des K^ duu» In sphère céleste. Là, nous en verrions plus^ ^0.000 dans un espace superficiel égal à la dixième tio de In smrfnci' apparente de la Lune ; ici, dans H\u fn\v de nu^iue tHeiKlue, pas un seul point luminei 5«»iM^it |vrwptîbK\ UH^me avec les meUleures lunettes.j

A|M>\< «iwnr jt'lè un coup d^œil attentif sur la mal luuùiK^i$e di5^4uiiHV Ains des espaces immenses, et )v^v s>i\M^ ^,);t^vMmV^tkHi cvMiliiKièe pendant des sièc)^ ^^^\Wo n'oxvmv dvMUHT itvii?5Stcoe à des étoiles nouve|| iNH^>^ \ivA^^U^^vv^ Ix"^ kiees ^?r;iDik>5e$ de Wright^ K^^U \V \ 4<\\À\n <\ iVe Wùii^tsî Herscàel, sur la 54^>>4\N^ \i^ J»;^ \sNK^ l^v-^^v. ^sor ses àizd^iaoïts.

c\^^^ >i;iv xi^^ <v<i^ ^reivSi< irf k icàffasr

Mais abandonnons ces spéculations, si dignes d'admiion qu'elles soient, pour rentrer dans la question prinlale que je me suis proposé de traiter dans cette Notice, ur essayer, si cela est possible, d'établir quelque conxité entre la nature physique des étoiles et celle de lire Soleil.

Nous avons réussi, à l'aide de la lunette polariscope, léterminer la nature de la substance dont se compose }hotosphère solaire, parce que, à raison du grand diare apparent de l'astre, il a été possible d'observer sé- Sment les divers points de son contour. Si le Soleil Mgnait de nous jusqu'à la distance où son diamètre ïnt serait inappréciable comme l'est celui des étoila méthode deviendrait inapplicable. Les rayons coj, provenant des divers points du contour, se trouient alors intimement mêlés, et nous avons déjà dit haut que leur ensemble produirait du blanc, parait donc qu'il faut renoncer à appliquer à des sans dimensions sensibles le procédé qui nous a si conduits au but quand il s'agissait du Soleil ; il est idant quelques-uns de ces astres qui se prêtent à ces d'investigation, je veux parler des étoiles chan-

astronomes ont remarqué des étoiles dont l'éclat considérablement ; il en est qui passent, dans un dt nombre d'heures, de la deuxième à la quatrième leur; il en est d'autres chez lesquelles le changed'intensité est beaucoup plus tranché. Ces étoiles, ipparentes à certaines époques, disparaissent ensuite iment pour reparaître de nouveau dans des périodes

plus ou moins longues et sujettes à quelques légères irrégularités.

Deux explications de ces curieux phénomènes se présentent à l'esprit : l'une consiste à supposer que l'astre n'est pas également lumineux dans tous les points de sa surface, et qu'il éprouve un mouvement de rotation sur; lui-même ; alors il est brillant quand sa partie lumiDeasfr^ est tournée du côté de la Terre, et sombre lorsque \k\ partie obscure arrive à la même position.

Dans l'autre hypothèse, un satellite opaque et nolj lumineux par lui-même, circulant autour de l'étoile^ l'éclipserait périodiquement. j

En raisonnant suivant l'une ou l'autre de ces deux positions, la lumière qui nous éclaire quelque temps av«

la disparition ou avant la réapparition de l'astre, n'(

pas partie de tous les points du contour ; il ne peut d( plus être question de la neutralisation complète des teii dont nous parlions tout à l'heure.

Si une étoile changeante, examinée avec la lun( polariscope, reste parfaitement blanche dans toutes phases, on peut assurer que sa lumière émane d'une suW stance analogue à nos nuages ou à nos gaz enflammée

Or, tel est le résultat du petit nombre d'observatio» qu'on a pu faire jusqu'ici, et qu'il sera très-utile de compléter. Ce même moyen d'investigation exige plus (te soin, mais réussit également lorsqu'on l'applique auK étoiles qui n'éprouvent qu'une variation partielle dans leur éclat.

La conséquence à laquelle ces observations nous conduisent, et que nous pouvons, je crois, généraliser sans

«rupule, peut être énoncée en ces termes : Notre Soleil îst une étoile, et sa constitution physique est identique ivec celle des millions de soleils dont le firmament est larsemé.

Je me suis efforcé, dans le cadre qui m'était assigné ïavance, de tracer l'esquisse de tout ce que nous savons ifljourd'hui relativement au volume, à la distance et à la constitution physique du globe immense qui nous éclaire. Cette esquisse, dans ses bornes circonscrites, «Bira pour détromper les personnes qui avaient cru devoir mettre en question l'importance et la certitude des résultats obtenus par les observateurs modernes. Elles reconnaîtront, si elles étaient de bonne foi, que, dans rhistoire du progrès de nos connaissances , progrès qui f «ira sans doute indéfini, les travaux des astronomes du |W siècle ne passeront pas inaperçus. Quant à des cricliques qui n'auraient point été inspirées par l'amour de la mérité, elles ne mériteraient pas de fixer un instant f attention de cette assemblée, et je pense que je pourrais hoi-même les dédaigner.