CHAPITRE XXIII

SUR LES CAUSES DES PROTUBÉRANCES. — ANCIENNETÉ DE l'OÏ- SERVATION DE CES PHÉNOMÈNES. — LES PROTUBÉRANCES SOHT- ELLES DES MONTAGNES DE LA LUNE, DES MONTAGNES DU SO* LEIL, DES NUAGES DE L^ATMOSPHÈRE DE CE DERNIER ASTRE 00 DES ILLUSIONS D'OPTIQUE? — SERA -T- IL TOUJOURS- INDISPES- SABLE d'attendre POUR LES OBSERVER, LE MOMENT D^DKE ÉCLIPSE TOTALE OU ANNULAIRE?

Je vais examiner dans ce chapitre les diverses causes qui sembleraient pouvoir conduire à des explications plausibles du mystérieux phénomène dont le lecteur connaît maintenant les principaux caractères.

Où existaient les flammes rougeâtres , à contours pa^ faitement définis, qui dépassaient considérablement le

itotir du disque de la Lune pendant toute la durée de lïlipse totale du 8 juillet i8&2 et pendant les éclipses

1850 et de 1851 7

Ces flammes étaient : ou dans le Soleil, ou dans la me, ou dans notre atmosphère ; à moins, toutefois, que ar refusant une existence réelle, que les assimilant, sous ^rtaîns rapports, aux arcs-en-ciel , aux halos, aux parilies , etc. , on ne veuille les considérer comme des jeux 5 lumière, comme des effets de diffraction par exemple^.

Quelle que doive être la place que la discussion assilera aux protubérances rougeâtres, on se trouvera en ce de cette question : Pourquoi le phénomène n'a-t-il é aperçu qu'en 1842? Pourquoi n'en a-t-on pas fait cntion dans les descriptions des éclipses totales antéeures?

Ma réponse à la question sera tout autre qu'on ne le

1. rai appris, non sans quelque étonnement, que certains obser- .teurs croyaient avoir fait une véritable découverte, pour avoir t, sans preuves d'aucune sorte, que les proéminences lumineuses aient des montagnes ou des nuages solaires. Je mettrai fin, en ux mots, aux discussions de priorité dont on a entretenu le bUc : Il me suffira de montrer que s'il y avait découverte , elle partiendrait, par la date de la publication, à M. l'abbé Peytal, des collaborateurs de M. Petit, à Montpellier. Je trouve, en efl*et, [is le journal de cette ville du samedi 16 juillet 1842 , un article savant ecclésiastique , où les idées en question sont présentées îc beaucoup de netteté.

iToici les propres expressions de M. l'abbé Peytal : f Jusqu'ici on ne connaissait dans le Soleil que son noyau obscur ses deux enveloppes, dont la plus extérieure est son disque. On nt d'apprendre aujourd'hui qu'une matière lumineuse d'un rose s'*élève au-dessus, s'amasse en montagnes d'une prodigieuse iteur, à peu près comme les nuages de notre atmosphère qui moncellent à notre horizon. »

266 NOTICE SUa LBS fiCLlF6£S.

suppose sans doute : je vais établir que des gitoàimeam himineuses plus ou moins nombreuses, plus ou mm contiguês, formant des arcs plus ou rkhas déchicpiriéi^ ont été aperçues m 1706, en i7ââ, en 17â7i, en iMt en 1806, en 1820 et eaà 1836, ÂvaM rémersioa du Sfii^ avant du m^^ins l'émersicMi de la photosphère €pii« 4)idbr nairement détennine le contour visible de rast^e. i

Yoici d'abord l'extrait que Flamsteed a publié, dm x\y^ volume des Transactions philoêophiqueêf d'«me du capitaine Stannyan, datée de fierne le 12 mai 1 jour d'une éclipse totale de Soleil :

a L'émersioii du Soleil de dessous le disque lunaire précédée, sur le bord de gauche, pendant Tintervalle 6 à 7 secondes de temps, de l'apparition d'une.baaide couleur de sang. »

Passons aux observations plus détaillées faites peiMbnk l'éclipsé de 1733.

Voici l'extrait d'un Mémoire de Bigerus YasseniiSi professeur de mathématiques au collège royaâ de G«d»* bourg, sur F éclipse totale observée dans cette ville, fc 2 mai 1733, style julien*

a Pendant toute la durée de Tédipse totale, jUj vu, etc., etc.; mais ce qui doit exciter noiQ-seul l'admiration, mais encore toute Tattentiora de la Seoi royale, ce sont plusieurs taches rougeâtres, au n de trois ou quatre, observées en dehors de la péripWr*L du disque lunaire. Une d'entre elles était plus p^^ que les autres, et située, autant qu'il me fut permis d'tt ^ juger, à égale distance des points du disque teuraést* le midi et l'occident. Elle était composée, pour ainsi fi*

►tn^pATtieB oa de trois nuages plus petits, parallèles, ^inégales longueurs , ayant une certaine obliquité sur cîpconférence iHoaire. Je fis admirer ce phénomène à m compagnon^ qui avait des yeux de lynx. D'ailleurs, fitait si peu habitué à la lunette, qu'il ne pouvait trouver corps lunaire. Mûi-méme je revis avec joie, pendant k secondes et phis, et occupant toujours la même place aasratmospfaère^, près de la circonférence lunaire, cette Bme tache , ou , i» vous préférez , ce nuage immobile.

ne puis soupçonner aucune erreur provenant de rœil .du télescope. Enfin un rayon solaire, parti comme un iair du limbe boréal de la Lune, mit fin trop tôt à ce ectacle très*agréable, pendant que je cherchais à voir orcure qui était près de son périgée. » ( Transactions ilosophiqaes^ 17S3-173&, t xxxviu, p. lâ/|.) Yassenius se servait d'une lunette de 21 pieds suédois (""•Sa) de distance focale.

La relaficm que Maclaurin a donnée de Téclipse annuire du 18 février (1*' mars) 1737, renferme ce passage: Lord Aberdour (il se servait d'un télescope à réflexion, ;noD d'une lunette) aperçut, le long du bord de la Lune, ne bande étroite d'un rouge sombre , immédiatement vant que Panneau se formât et immédiatement après. » M deux moments indiqués sont évidemment ceux où le cxd de la Lune était presque tangent au bord du Soleil.

Quiconque comparera les lignes précédentes à ce que L le capitaine Bérard m'a écrit sur l'apparition des IvQmes en 18/12, ne s'étonnera pas que je place lord

* VasBenius veut parler de Tauréole blanchâtre qu'A prenait pour ^«q[>hère de la Lune.

Abcrdour parmi ceux qui, anciennement, furent témrà» de ce curieux phénomène.

Short observa Téclipse du 14 juillet 1748 , au châtew d'Aberdour, prèsd'Édinburgh. Il se servit d*uii télescoj» à réflexion de 4 pieds anglais (1"*.22) de foyer etd*m grossissement de 120 fois. Je trouve dans le Mémoire quMl publia à ce sujet le passage dont voici la traductionJ' i L'éclipsé fut si près d'être annulaire, qu'à.rinstant# maximum d'approche, il ne s'en fallait que d'un arc é^ au septième de la circonférence de la Lune, pour que les deux cornes se joignissent. A cette époque, nous vîmrf noltement, milord Morton et moi, une lumière brune qrf bordait (extérieurement) le contour de la Lune, depuis In pointe de chaque corne jusqu'au tiers de la distance q» les séparait , en telle sorte que sur un tiers de cette dis^ tauco totale, le contour de la Lune n'avait pas de hsT-' duro lumineuse. Cette apparence nous tint quelque temprf i en suspens sur la question de savoir si nous aurions oa" si nous n'aurions pas une éclipse annulaire à Aberdour, J\>bstM*vai à Textréraité de celui de ces deux arcs lumineot* qui venait de la corne occidentale, une plus grai# quantité de lumière que partout ailleurs, ce qui d'abortf^ nu' surprit, » '

Short explique qu*en y n^tlecbissant ensuite, il iinagiirf que iVtte plus sîtande quantité de lumière pouvait pro- ' venir d'une valUv do la Lune. |

Si Ton mot do cOîe roxplscation , venue après coup,' de Ia s^ï>^^^^ qu.in:iio do lvan:èr^ dont parie Short, l'eiplio.»^ti\Mi qui dov.tii .tmchor Thabile et savant artiste à ^ un \ if ^'uùmom do s;i:vr*^><N personne ne refusera d*as9- ^

1er le phénomène observé en 1748, à celui de Tannée 42, qui fait l'objet de ce long examen. H faut remarer que Short, observant à travers un verre coloré, n'a s dû parler de la teinte rosacée que pouvait avoir sa ande lumière et la bordure d'où elle jaillissait. Pour établir que les protubérances lumineuses se montrent, en Amérique, pendant l'éclipsé totale de 1806, me suffira, je pense, de transcrire ce passage d'un imoire de l'excellent astronome don Joaquin Ferrer : « Un peu avant (la fin de l'éclipsé totale) il apparut jr le bord de la Lune) une zone offrant l'aspect de âges éclairés par le Soleil. » • Tout commentaire serait ici superflu.

L'ordre des dates m'amène à faire une citation, tout ssi intéressante au moins que celle dont le lecteur înt de prendre connaissance. Les faits qu'elle relate rent observés par Van Swinden ; c'est dire que leur actitude ne saurait être révoquée en doute. L'éclipsé de Soleil du 7 septembre 1820 fut annulaire Amsterdam. Peu d'instants avant la formation de l'anau, à une époque où le disque de la Lune débordait core quelque peu, dans une certaine région, le disque L Soleil, Van Swinden aperçut un arc lumineux qui ^^t d'une corne à l'autre, sans être tangent au limbe : la Lune. L'espace compris entre ce limbe et l'arc ne raissait pas éclairé {illuminated) . L'arc, mince et rou- ^tre, pouvait être comparé, sous le rapport de la cou- 'r et de l'aspect, à l'extrémité de la flamme d'une ope d'Argand, qui dépasse le sommet de la cheminée Verre.

Je termine cette énumération par la tradaction (ftt passage emprunté aa Hémoire dans lequel H. Bessdl rendu compte de Féclipse du 15 mai 1836, écHpse fut presque annulaire à Kœnigsberg. Ydd ce

c 25 secondes environ avant le plus grand rapprocher ment des centres , f aperçus , près de Textrémité de corne supérieure, un point lumineux qui, S8ms avoir F du Soleil , était bien visible avec la puissante lunette rhéliomëtre. Comme les cornes marchaient alors T vers l'autre, j'espérais que Tanneau allait se fonner mais cela n'arriva pas» Quant au point dont j'ai parlé, il devint plus lumineux. D*autres points anal se montrèrent; ils s'unirent bientôt entre evx H visible toute la portion du limbe de la Lune qui était prise entre les extrémités des deux cornes. »

L'illustre astronome de Kœnigsberg ne parle pas couleurs : il faisait son observation à travers im obscur qui peut-être colorait tout en rouge.

Voilà enfin une diflBculté entièrement levée : les éminences lumineuses n'ont pas été un caractère exclusif, de l' éclipse totale de 18/i2; on avait déjà a Ultérieurement des phénomènes semblables.

Reprenons maintenant en détail les diverses expfi< tions qui, dans l'état actuel de nos connaissance, bleraient de prime abord satisfaire aux principales constances de l'apparition des flammes.

Les proéminences hionneuses étaient- elles des tagnes de la Lune?

La question a semblé vraiment trop facOe aux vateurs qui ont ci*u la résoudre à l'aide de cette

NOTICE SUR LES ÉCLIPSES. f74

narqne : Les faces des montagaes lunaôres qiâ étaient niées vers la T^re au momeat de Téclipse , devaient nàtie sontNres ; les faees opposées des mêmes monputt leeefvaôent seules alors la liuhière du Soleil, au lieu de supposer les faces des montagnes lunaires i étaient situées sur le bord de l'astre, perpendiculaires i rayons venant du Soleil, donnons-leur une grande iquité ; concevons, par exemple, deux montagnes dont

faces 'AB , CD se regarderaient comme la figure ciitre ( fig. 4 ) le représente, S étant le Soleil et 0 Tœil Tobservateur.

Les rayons du Soleil S éclaireraient directement la face , laquelle, à son tour, illuminerait la face CD, visible la Terre. Dans nôtre hypothèse, des montagnes placées

le bord de la Lune seraient donc, mathématiquement 'lant, éclairées, à Taide de doubles réflexions, sur celles leurs faces que nous apercevrions au moment même ine éclipse totate. Maintenant , des faces CD de mon- ;nes pourraient-elles jamais arriver ainsi à l'intensité 3 flammes rougeâtres de 1842? Ceci est tout autre ose. Je n'hésite même pas à répondre négativement, pendant il était nécessaire, je crois, de montrer que le oblème proposé conduisait inévitablement à une qued- »B de quantité, à une question photométrique. la moindre dimension angulaire que les astronomes .nés vers la région centrale de l'ombre aient donnée a flammes, est une minute. Le jour de l'écIipse totale 5 1842, le diamètre de la Lune sous-tendait un angle de 2' W; ce diamètre est de 840 lieues de 4 kilomètres; pie aûnute correspondait donc à environ 26 lieues et

demie, à 106,000 mètres; or, d'après des mesui rectes , il n'y a sur notre satellite aucune montagm la hauteur dépasse 7,700 mètres ^ Transformer les mes en montagnes lunaires, ce serait nier les résuit plus certains de la science.

Fij:. 4. — Visibilité des montagnes lunaires par donble réflexion.

Les flammes n'étaient pas des montagnes, mais, tains égards, elles en avaient l'apparence. Il reste chercher si cette apparence ne pouvait pas être Tel

1, Astronomie populaire, liv. XXI,chap XX, t. III, p. 445.

viations particulières que les rayons solaires auraient rouvées dans les anfractuosités si nombreuses , si dipses , que le bord de la Lune présente toujours à Tob- •valeur situé sur la Terre.

Il est nécessaire que j'entre ici dans quelques explicans ; sans cela on serait surpris, non sans raison, qu'ait dfe rechercher comment les flammes pouvaient être simples illusions d'optique, je n'eusse pas examiné si, 1842, on les vit en tout lieu avec les mêmes caracîs ; de manière, par exemple, à pouvoir affirmer que

flammes qu'on aperçut à Perpignan, étaient précilent les flanunes observées à Milan, à Vienne, etc. Je ;lare donc que je n'avais pas négligé cet examen. Je

abandonné (du moins pour le m,oment) , après avoir onnu l'impossibilité de concilier toutes les observais, de les faire concourir à une conclusion unique et taine.

admettons un moment que les flammes étaient des rties intégrantes du Soleil, implantées, en quelque te, dans la périphérie de cet astre. Il put bien arriver e, en vertu de la parallaxe de la Lune, une flamme ible à Perpignan ne se montrât point à l'observateur né à Marseille, à Visan, etc., etc.; mais il n'est pas >ins certain que deux quelconques de ces flammes ayant i visibles dans deux stations différentes, à Montpellier

à Turin par exemple, ne purent manquer de s'y prétiter dans les mêmes positions relatives et avec des nues identiques. Or, les relations ne s'accordent pas •iiles avec ce principe. Je m'empresse d'ajouter que la rièveté du temps dont les astronomes purent disposer

pour mesurer les protubérances, pour déterminer leut assiette, et, par-dessus tout, que la surprise que chai éprouva, en 1842, au moment d'une apparition si i tendue, durent beaucoup nuire à l'exactitude des o vations.

La lumière peut être déviée de sa marche rectiligne trois manières différentes : par réflexion , par réfractii par diffraction. La réflexion, nous l'avons déjà établi, saurait donner naissance à des proéminences rougeâ suffisamment saillantes et suffisamment intenses; la fraction semble aussi devoir être exclue de l'explicati à cause de l'excessive rareté de l'atmosphère lunaire, faut remarquer toutefois que, si cette rareté extrême pose sur des observations démonstratives en. ce qui cerne les régions tangentes aux sommités des monta lunaires, rien ne prouve que les vallées ne renferment dans leurs profondeurs, des atmosphères de très-peu hauteur, des atmosphères limitées capables de réfra sensiblement les rayons lumineux. La question, prise ce point de vue, méritera une discussion minutieuse; tefois, je l'annonce sans hésiter, le résultat sera nég

Quant à la diffraction, en d'autres termes, quant à T tion particulière, découverte par Grimaldi , en vertu laquelle les rayons lumineux paraissent éprouver une fi déviation, de dehors en dedans et de dedans en deh au moment où ils rasent les arêtes terminales des coi on s'est assez généralement accordé à lui faire jouer certain rôle dans les phénomènes généraux des éclipa Parviendra-t-on jamais à rattacher à la diffraction lesj éminences lumineuses de 1842? Cela paraît doutei ||

question ne saurait être tranchée sans retour, à îs seules expériences que la science possède auli. Jusqu'ici on s'est borné à opérer sur des écrans 3 très-simples, sur des écrans terminés par des roites ; il sera maintenant utile d'étudier les phé- 3 engendrés par des écrans triangulaires pleins et >ar des écrans curvilignes plus ou moins parsemés tés; de rechercher enfin, quant à l'intensité et à ation, l'influence des distances énormes qui, au

d'une éclipse, séparent le corps éclairant (le le l'écran opaque (la Lune), et cet écran de l'ôbr situé sur la Terre. 11 ne faudra rien moins que il minutieux pour que la diffraction, s'il y a lieu, 3ut jamais écartée de l'explication des flammes 'es.

is aux hypothèses d'après lesquelles chaque pro- ^e serait une partie intégrante du Soleil, utes choses, les nombres sont les bases de disles plus solides. Cherchons donc à apprécier en 5 les hauteurs des proéminences lumineuses, utes les valeurs angulaires qu'on leur a assignées,

certaine me paraît être celle de M. Petit. Les pour la plupart, sont de simples évaluations, endes incertitudes qui devaient résulter de l'emploi sissements mal connus ou rarement en usage dans rvations astronomiques.

int M. Petit, la principale proéminence sous-tenangle de V 45'^ L'astronomie nous apprend que lètre équatorial de la Terre (3,188 lieues de 4 -res), transporté à la surface du Soleil, serait vu

SOUS un angle d'environ 17''. 2. Prenons un moment proéminences pour des montagnes solaires ; la plus c< sidérable de ces montagnes aurait, d'après la mesure l'astronome de Toulouse, 19,000 lieues de hauteur.

Mon évaluation, la moindre de toutes, donnerait enc 11,000 lieues.

En adoptant enfin les appréciations dont M. Littro' maintenu la vérité, malgré les doutes formels de M. Se mâcher, qui, lui aussi, observait à Vienne, on trouver pour la plus haute montagne solaire, visible le 8 jui 18/i2, une hauteur de 56,000 lieues.

C'est au lecteur à voir s'il peut admettre qu'il ex; sur notre Soleil des montagnes s'élevant à ces pro gieuses hauteurs; des montagnes où, d'ailleurs, se mi treraient des régions en surplomb ; des montagnes qi d'après ce que nous savons des propriétés des coi pesants, n'auraient pas pu se soutenir d'elles-mêmi

Les observations des éclipses de 1850 et de 1851 permettent plus du reste de supposer que les protub rances lumineuses étaient des montagnes du Soleil el plus forte raison de la Lune. Les montagnes doivent, ( effet, avoir une base, et l'on a vu, en 1850, dansl partie boréale du Soleil , deux traits lumineux et coloré séparés du bord des deux astres par un intervalle vids en 1851 on a vu une sorte d'immense ballon lumine qui n'avait aucun lien apparent avec la proéminea recourbée voisine.

Je vais recourir de nouveau à des considérations mériques. En discutant encore, de ce point de va^ observations qui ont été faites en divers lieux, sur la.

teur variable des protubérances lumineuses de l'éclipsé de 1842, nous arriverons à une conséquence importante. Imaginons une figure (fig. 5) qui représente les positions relatives du Soleil et de la Lune, pour le moment même où commença Téclipse totale, dans les points de la Terre où cette éclipse devait être centrale. Le cercle plein est le Soleil, S son centre ; le cercle ponctué est la Lune, L son centre.

- -uiS" ■ Octident.

et de la Lnne la miiin

Personne ne l'ignore, le mouvement propre de la Lune s'opère principalement de l'occident à l'orient. Au moment où, en vertu de ce mouvement, le bord oriental de la Lune atteignit, le 8 juillet 18/|2, le bord oriental du Soleil , l'éclipsé fut totale ; au même moment , le bord occidental de la Lune débordait, vers l'occident, le bord occidental du Soleil , d'une quantité OM qui , exprimée en minutes et en secondes, se montait précisément à la différence des diamètres apparents des deux astres. Cette différence, le 8 juillet 1842, au moment de l'éclipsé totale, était à Perpignan, que je suppose situé dans la légion de l'éclipsé centrale, de l' IC-G, et à Montpellier de 1' 17". Pour qu'une montagne solaire M atteignît au même moment le bord occidental de la Lune, et que son

sommet fût visible, il fallait donc nécessairement que, vue de Perpignan-, sa hauteur OM' sous-tendît un an^ de 1' 16'^ 6, et que le même angle pour Montpellier s'élevât à l' ÏT.

Il n'est pas moins évident, qu'entre le commencemi et la fin de l'éclipsé totale, la montagne OM ne put va en hauteur angulaire que de la valeur angulaire de 0 c'est-à-dire que d'une quantité égale à celle dont le mètre de l'astre éclipsant surpassait le diamètre de Ta éclipsé. Ce principe posé, venons aux applications :

A Perpignan et à Montpellier, les observateurs les points lumineux M émerger du bord de la Lune; points n'avaient pas alors des hauteurs mesurables. Q que temps après (deux minutes), au moment où lesd astres allaient être tangents en 0, mon confrère M. M vais estima que la protubérance OM avait passé gradi lement, d'une hauteur insensible à une hauteur de minutes de degré ; M. Petit ne porta l'augmentation hauteur qu'à i' 45''. Ni l'un ni l'autre de ces nombres peut se concilier avec la véritable valeur de OM, laquel comme nous l'avons vu, était de i' 16''.6 à Perpignan de 1' Y7- à Montpellier.

Si l'on admettait, comme parfaitement constaté, dans un certain moment on ne voyait que le sommet et qu'ensuite OM sous-tendait un angle de l' k^'' ou de toute explication du phénomène des protubérances, f( dée sur l'hypothèse que OM était une montagne solai ou même seulement un nuage doué de quelque pe nence, serait définitivement écartée. On se verrait i amené à cette alternative :

Les protubérances lumineuses du 8 juillet 1842, semblables sous ce rapport à rarc-en-ciel, aux halos, aux parhélies, etc. , n'étaient pas des objets matériels ; on bien il y avait au-dessus de la photosphère du Soleil, audessus de la surface incandescente où se termine ordinairement le contour visible de l'astre, une matière, soit Inmineuse par elle-même, soit seulement réfléchissante, çii, en deux minutes de temps, changea considérablement de hauteur, qui, en deux minutes de temps, s'allongea perpendiculairement à la périphérie du Soleil, de plus de 5,000 lieues!

Si nous examinions de plus près l'explication d'après «quelle les protubérances seraient assimilées à des nuages. Dus ne trouverions aucun principe de physique qui nous npêchât d'admettre que des masses nuageuses de 25,000 30,000 lieues de long flottent dans l'atmosphère du )leil ; que ces masses, comme certains nuages de l'atmohère terrestre, ont des contours arrêtés ; qu'elles affocnt çà et là des formes très -tourmentées, même des rmes en surplomb, des aspects de masses sans point appui ; que la lumière solaire les colore en rouge. Nous irions mi^me, au besoin, dans les observations^ spitaine Peylier, un terme de comparaiso iwntrerait, toute proportion gardée, comm àiangent rapidement d'J tie; nous nous rappelk teBommités des Pyj

iÉlacher tout à (

àluée au-dessous j

Hpeur, qui monl

et avec une extrême rapidité. Seulement, en suivant pb loin l'hypothèse que nous examinons, on avait peut-êh le droit, en 1842, de s'étonner qu'aucun nuage solm n'eût été jamais aperçu entièrement en dehors du contoar de la Lune. Il est vrai qu'une semblable observation devait trancher définitivement la question ; qu'il ne devenait plus possible d'avoir recours à des montagnes poot expliquer les phénomènes ; que la dénomination de nuagi était la seule qui pût être donnée à une masse rougeâtr^ isolée, sans base, ne s'appuyant par aucun côté, ni la Lune, ni sur la matière radieuse qui détermine le cwk tour ordinairement visible du disque solaire.

Eh bien, cette observation décisive existait, mêmi: - avant l'éclipsé de 1851. Je l'ai déjà rapportée précét demment, page 266; c'est l'observation de Bigerus Va»* senius.

«Moi-même, dit l'astronome suédois, je revis avec joie, pendant 40 secondes et plus, occupant toujours la mên» place dans l'atmosphère lunaire, près de la périphérie de la Lune, cette même tache, ou, si vous le préférez, ce nuage immobile. »

Les expressions du Mémoire original, prope ad périr pheriam Lunœ, semblent écarter toute idée de contad apparent entre la tache rougeâtre et le limbe de la Lune. J'ai néanmoins cherché à découvrir comment elles | avaient été comprises du temps de Vassenius ; or, © * célèbre académicien suédois, Celsius, qui probablemenl avait des relations personnelles avec l'observateur de Gothebourg, a écrit une histoire détaillée de l'éclipsé de 1733, dans laquelle on lit : « Vassenius vit, dans l'anneau

éwBj dans la couronne, trois ou quatre petites taches nillantes, de diverses formes, de diverses grandeurs, èfi-près de la périphérie de la Lune, mais non en con« et avec elle. »

Après ce passage, il semble vraiment diflScile de conrver quelque doute sur ce fait capital, que les taches

1733 ne touchaient ni à la périphérie de la Lune, ni la périphérie du Soleil; dès lors, elles ne pouvaient •e des montagnes. J'ajoute que l'observateur était ercé, qu'il se servait d'une puissante lunette, et qu'il rut sentir tout le prix de sa remarque. J'en étais à ce point de la discussion, lorsque j'ai eu Dnaissance d'une observation, faite très-légèrement ut-être, et qui n'en jette pas moins quelque louche sur ssertion de Vassenius. Celsius apprit de M. Brag, que pasteur de Marstrom déclarait avoir vu, à l'aide d'une cellente lunette anglaise, les taches en contact avec le rd de la Lune.

11 fallait donc définitivement en appeler à de noulles observations; elles ont été faites en 1851. les observations dont il vient d'être question ne sont s un simple objet de curiosité. Il est possible qu'elles nduisent à de très-utiles conséquences.

D'après l'état actuel des connaissances astronomiques.

Soleil se compose : 1* d'un globe central à peu près >scur ; 2** d'une immense couche de nuages qui est sus- 'iidue à une certaine distance de ce globe, et l'enveppe de toutes parts; 3** d'une photosphère, en d'autres rmes, d'une sphère resplendissante qui enveloppe la ►uche nuageuse, comme celle-ci, à son tour, enveloppe

le noyau obscur. Les éclipses de 1842, 1850 et 1851, ainsi que je Taî fait voir dans une autre Notice ^, nons ont mis sur la trace d'une troisième enveloppe située aodessus de la photosphère , et formée de nuages obscuit ou faiblement lumineux. I

La première enveloppe nuageuse, et la photosphèiM dont elle est recouverte, éprouvent quelquefois des déclw rements nombreux qui se correspondent, et permetteJ de voir à nu le corps obscur central : le disque du Solo paraît alors parsemé de taches noires. La photosphère examinée avec attention , semble pointîUée ; elle n présente pas un éclat uniforme; souvent des traînée d'une intensité extraordinaire, des facules, sillonner en divers sens les régions de l'astre voisines de so équateur.

On n'a pas trouvé jusqu'ici que les taches, que U facules solaires, exercent, à raison de leur nombre a de leur grandeur, une action bien notable sur les ten pératures terrestres. En serait-il de même des nuages c la troisième enveloppe, de ces nuages imparfaitemei diaphanes, peut-être, qui s'interposeraient entre la phc tosphère et nous ; qui arrêteraient une proportion ser sible de la lumière et de la chaleur solaires ; qui, en toi cas, pourraient être l'indice d'un état particulier de ] photosphère, d'un état particulier de la région d'où] chaleur et la lumière émanent principalement? Il e: permis d'en douter. Si cette troisième enveloppe existi elle donnera peut-être la clef de quelques-unes de

1. Sur la constitution physique du Soleil et des étoiles, p. 15 de ce volume.

"andes et déplorables anomalies que Ton remarque dans 1^ cours des saisons ^.

Je vais, sans plus tarder, au-devant d'une observation Ton ne manquerait pas de faire : A quoi bon soulever Lujourd'hui des questions qui ne seront peut-être pas •lues dans un siècle? Si les nuages de la troisième reloppe solaire ne deviennent visibles qu'au moment éclipses totales, il faudra, attendu la rareté de ces iomènes, des milliers d'années pour vérifier toutes conjectures; l'observation des nuages solaires ne iendra jamais un moyen usuel de prévoir quelque ips à l'avance, des augmentations ou des diminutions température.

La valeur de cette argumentation repose tout entière l'hypothèse que les nuages solaires ne seront visidans l'avenir, comme ils ne l'ont été par le paBsé, pendant des éclipses totales ou presque totales. Or

Dans la nombreuse catégorie des taches du Soleil , quelle est

>lace qu'occuperaient les nuages de la troisième enveloppe ? Peut-

ces nuages produisent-ils les pénombres isolées, les pénombres

noyau. Les, taches de ce genre ne sont pas très -communes;

leur étendue totale n'est une partie aliquote considérable

kh surface solaire. Dans cette hypothèse, ce serait donc comme

)tôme d'un état particulier de la photosphère, que Tobserva-

régulière des nuages aurait de l'importance. Il faudra aussi

ilner quel devrait être l'aspect du disque du Soleil , si la pho-

de cet astre était hérissée, çà et là, de parties saillantes

[ques, coniques ou pyramidales, d'une hauteur considé-

(le seizième, par exemple, du diamètre du Soleil), et si la

de ces parties était identique avec celle de la photosphère.

sappositions très-admissibles conduiraient à trouver, dans cette

Litution de l'astre, l'origine de certaines facules. On arriverait

à des facules pour résultat, si l'on faisait les nuages lumineux

eux-mêmes et diaphanes.

je crois pouvoir établir avec quelque probabilité qoe dans certains lieux, si Ton s'entoure de toutes les précautions convenables, l'observation de ces nuages pount se faire, par un ciel serein, tous les jours de l'année. '

Pourquoi ne voyons-nous pas les étoiles et les plan à l'œil nu, le jour comme la nuit?

Parce que, le jour, l'atmosphère à travers laqui nous parviennent les rayons des étoiles et des plan est éclairée ; parce que la lumière solaire, réfléchie vers l'observateur par l'atmosphère, efface les luinièi débiles qui se joignent à elle.

Pourquoi les étoiles et les planètes sont-elles d'aui plus difficiles à apercevoir que leur place dans le approche davantage de la région occupée par le SolcB'

Parce que la lumière atmosphérique est beaucoup p^ intense près du Soleil que loin du Soleil.

Tout ce qui affaiblira la lumière atmosphérique favoi sera donc l'observation des étoiles et des planètes.

On concevra maintenant sans difficulté comment proéminences rougeâtres (montagnes ou nuages) , dépassent la périphérie de la Lune, sont totalement in sibles en plein jour, et très-aisément visibles, au traire, pendant la durée d'une éclipse totale. Dans le pi mier cas, leurs images au fond de l'œil se proje sur la rétine vivement éclairée ; dans le second cas, ell n'ont à prédominer, pour être aperçues, que sur lafaî lumière de la couronne blanchâtre dont la Lune entourée.

Pendant les éclipses partielles, ce qui reste via est tantôt la moitié, tantôt le tiers, tantôt le quart,.

itôt le dixième, etc. , de la surface totale du Soleil. s autres circonstances étant égales, Téclat de Tatmotère en tous ses points varie suivant les mêmes raprts, du moins pour ce qui provient d'une seule réflexion; isi rintensité de la lumière atmosphérique, dans la zone oite qui entoure le limbe circulaire du Soleil, dans la le étroite sur le prolongement de laquelle existent les )éimnences rougeâtres, doit se réduire, suivant les cas, A moitié, au tiers, au quart,..., au dixième de l'inten- 6 ordinaire. Or ces réductions peuvent être suflTisantes ur rendre visible ce qui d'abord ne l'était pas. Il faut ne espérer que les éclipses partielles fourniront aux bronomes l'occasion d'acquérir des notions nombreuses r.précises sur les nuages solaires, f D suffira de deux mots pour détromper ceux qui , sans I examen suffisant , déclareraient mes espérances mal jpdées : je rappellerai que lord Aberdour, Short et Van krioden aperçurent des proéminences rougeâtres pen-

Et les éclipses, seulement annulaires, de 1717, de 1748, 1820, et qu'en 18i2, M. Mayette à Perpignan, , Gonti et Biela à Bologne , continuèrent à les voir pès rémersion du Soleil, malgré l'éblouissement auquel pBonne n'échappe en passant brusquement des ténèbres ||i lumière.

Faisons un pas de plus :

ïout ce qui affaiblira sensiblement l'intensité éclairante ; la portion d'atmosphère terrestre qui paraît entourer toucher le contour circulaire du Soleil , pourra contrite à rendre les proéminences rougeâtres visibles. La Ij^rie, d'accord en cela avec les observations des voyar

geurs, nous apprend que l'atmosphère, vue du sommel d'une haute montagne, d'une montagne isolée surtout, doit paraître extrêmement sombre : on a parlé de citf effrayant, de ciel noir comme un four, de ciel qui permettait de voir, en plein midi, les principales étoiles;^'* mais, dans la matinée du 8 juillet 18/1.2, le ciel ne jamais plus sombre que celui dont on nous fait de pareill descriptions ; le 8 juillet 18/1.2 , au moment de l'obscor rite totale, les yeux les plus pénétrants aperçurent cinq' ou six étoiles au maximum ! Il est donc permis d'espérw qu'un astronome exercé, établi au sommet d'une très-haute^ montagne, pourrait y observer régulièrement, tous les' jours, les nuages de la troisième enveloppe solaire, situés,* en apparence, sur le contour de l'astre ou un peu en" dehors; déterminer ce qu'ils ont de permanent et de va-' riable; noter les périodes de disparition et de réappari-^ tion ; recueiUir enfin des données qui peut-être jetteront un grand jour sur les questions les plus obscures de la^ météorologie.

Pendant le temps où les astronomes observèrent commodément les flammes en 18/1.2, le Soleil était entièrement caché par la Lune; mais rien n'empêcherait de' placer au foyer d'une lunette un écran métallique circulaire qui produirait exactement le même effet. Une monture parallatique, une horloge entraînant la kmette suivant le mouvement diurne, compléterait l'appareil. Les nuages solaires se montreraient au delà du bord de la plaque, comme ils se montrèrent, en 18/i2 et 1851, au delà du bord de la Lune; les facilités d'observation qui pouvaient dépendre directement de l'absence de l'image solaire,

lient, par l'effet de l'interposition de la plaque, ce 3lles étaient en 18/1.2 et en 1851, à cause de l'interition de notre satellite.

e m'exposerais à voir mes pr,ojets d'observation taxés )ures chimères, si je ne relevais pas quelques-unes des îurs singulières qu'on a commises en essayant d'explir la non- visibilité habituelle des proéminences solaires, â ce que je trouve dans une brochure, fort répandue, leux professeurs de physique :

tLes montagnes du Soleil, si elles existent, n'étant me petite fraction de la masse entière de l'astre, n'enait à la Terre qu'une lumière incomparablement adre que celle du globe entier de cet astre ; par content, elles doivent disparaître dans la vive lumière nous vient de son disque, surtout lorsqu'on en éteint at par l'interposition de verres noirs. » ipposons ce raisonnement juste, et le système d'obitions que je proposais pour observer la constitution oleil sera complètement renversé : il n'est, en effet, ouvoîr de personne, de faire que les proéminences >ient pas une petite fraction de la masse entière du l. Heureusement, sans entrer dans aucune discussion lique, je puis faire remarquer que les facules, que les Eûbres , que les parties contiguës , luinineuses et som- . du pointillé, se voient parfaitement, s'observent difficulté, quoique le pointillé, les pénombres et les |i^ soient une petite fraction de la masse ( lisez suri entière du Soleil.

^m^en coûterait de faire ressortir, sans une nécessité e, Terreur étrange que j'aperçois dans le passage

du Mémoire des deux professeurs qui est relatif à Tint position de verres noirs. Je me contenterai , pour le ment, d'opposer un fait patent à une assertion coni aux principes les plus évidents de la science :

A Vienne, M. Schumacher aperçut et étudia les éminences rougeâtres , à travers le verre coloré qui avait servi à observer les phases de l'éclipsé.

J'ai indiqué ailleurs ^ les artifices particuliers à Vi desquels un astronome exercé, se débarrassant Si multitude de fausses lumières, sait assombrir coi rablement le champ d'une lunette dirigée vers le ou seulement vers les régions qui entourent l'î J'ajouterai ici qu'après avoir mis ces artifices en on est arrivé à voir des étoiles et des planètes ti du Soleil.

Le 19 mai 1821, le capitaine Kater aperçut Vénus de sa conjonction supérieure , lorsque la planète n'i éloignée du centre du Soleil que de 65' 5(K, et, séquemment, lorsque la distance au bord atteignait j peine 50'. >

Le 26 mai 1821, Wollaston vit le même astre à 58' du centre du Soleil, et à 37' du bord. Il se servait AH lunette qui avait seulement 7 pouces anglais de (0"*.18), et moins de 1 pouce (0"'.025) d'ouverture.

Enfin, le 30 mai 1805, Vidal, de Toulouse, a! aperçu Vénus à 46 minutes du centre du Soleil et à minutes du bord. Que parlez-vous de Vénus? dirail s'agit des proéminences, et non de cette respl(