L'Espace céleste et la nature tropicale, description physique de l'univers ... préface de M. Babinet, dessins de Yan' Dargent

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L'ESPACE CELESTE la \ \ti iìi: t lit nn:\u: PARIS. — TYP. ST M ON IlAÇOS LT COMP , HIE D'ERFCRTH. I f MM. LIAIS. t, RIT DES SA1XTS-PÌRES FT I' VI. \ I--ROÏ II | 2 1", EMM. LIAIS ASTRONOME DF I. 'OBSE R V A TOI P. E IM Pi'; fil M M' P A I1 1 S L'ESPACE CÉLESTE ET LA NATURE TROPICALE DESCRIPTION PHYSIQUE DE L'UNIVERS d 'a pré*; DES OBSERVATIONS PERSONNELLES FATTES DANS I.F.S DEUX HÉMISPHÈRES PKEIMCE 1)K \ï. BABINET DRSS1.XS n I. YAN' DARGENT PARIS G A R \ f E lì F II í: R E S, L 1 1! II \ I II E S - È I) I T E U R S PRÉFACE L ouvrage de M. Liais, V Espace céleste, ebt à la fois un traité complet d'astronomie et de physique céleste et terrestre. C'est eu même leni|is un voyage pittoresque, écrit d'un style excellent, el, pour la partie artistique, illustré de dessins et de vues prises dans la nature équatoriale.

L' éditeur n'a reculé devant aucun soin et aucune dépense. M. Liais s'est montré aussi bon observateur pour la terre que pour le ciel. Quand il décrit les phénomènes météorologiques qui exigent la physique la plus avancée, on peut le croire sur parole, aussi bien que pontles observations du ciel. C'est un double attrait et nue double sécurité pour le lecteur. Sfyt. >i vi PRÉFACE M. Liais, en 1858,. avait demandé d'être détaché de l'observatoire de Paris, où il avait fail pendanl quatre ans de nombreuses observations el d'importants travaux d'astronomie. Des difficultés s'étanl élevées sur le traitement attaché à sa mission, il parlil sans rétribution aucune. Arrivé au Brésil, où l'atten dait une éclipse lotale de soleil, il trouva dans le souverain de ce vasle empire un amateur zélé îles sciences, el qui pouvait lui-même mériter le titre de savant plutôt que d'amateur cou ronné.

M. Liais fui et esl encore attaché aux travaux géogra phiques du brésil , sans cependant avoir renoncé à sa natio nalité française. On lui doil l'hydrographie de l'immense*fleuve du San Francisco; il a aussi travaillé à l'hydrographie ma rine. Sa femme, artiste et vaillante, la suivi dans ses explora lions, au travers de toules les fatigues imaginables, dans des régions presque désertes, sans roules, sans voilures, au travers iles forèls vierges, et le crayon à la main à Ioules les stations. Elle a payé de sa santé ce dévouement au-dessus de ses forces. On a conservé le souvenir de Bouguer, La Condamnael Godin, envoyés au Pérou pour déterminer la ligure de la terre. M. Liais a exploré la partie sud de l'équateur, el, forl (rune science perfectionnée et d'un séjour prolongé, il a fail infiniment mieux que ses prédécesseurs, qui n'avaient pas, comme lui, résidé à poste fixe dans les contrées équatoriales.

Chapitre II Le

S 0 L E 1 1 I SIR LES s.ONniTinxS PHTISIQUES DE LA SURFACE DU SOI.F.ll FAIT-II. CHAUD DANS LESOLE1I EST-1L ADMISSIBLE QUE CE CORPS PUISSE ÊTRE H \ Tt 1 T F. ? II «toi l paraître bien singulier à la pluparl des lecteurs (pie nous posions ici la question de savoir s'il fait chaud dans le soleil. Noire réponse négative étonnera bien davantage encore. II y a un siècle, il eût élé Irès-conipromellanl d'avancer que l'astre qui nous éclaire n'esl pas un corps en ignition. On peul citer à ce sujet une anecdote curieuse, En 1787, un docteur anglais, Elliol, soutint que le soleil pouvait être habité, parce que sa lumière provenait de lueurs analogues à celles de Paurore boréale, et qu'il appelait une aurore dense et universelle. Lorsque ce docteur se trouva plus tard accusé dans un procès célèbre. ses amis, le docteur Simmons entre autres, soutinrent qu'il était fou en se basant uniquement sur ce qu'il, avait émis l'opinion que nous venons de rapporter.

La science a maintenant tant habitué notre époque à se défier des idées a priori , que Pbabitabilité du soleil est une question que l'on peut sérieusement se proposer d'examiner. Les hommes les plus illustres, entre autres Herschell et Arago, n'ont pas dédaigné de s'en occuper, et se sont prononcés pour l'afsirmative. Au resle, un aperçu sur les phénomènes observés à la surface du disque solaire va prouver i pie ce n'est pas sans raison que nous avons posé la question : Fail-il chaud dans le soleil.1' 11 arrive quelquefois qu'en regardant cet astre à travers un verre coloré, on aperçoit à sa surface de petites taches noires. Ce phénomène, qui se voil raremenl à l'œil nu, peul être au contraire Irès-fréquemment observé en faisanl usage d'une petite lunelle. Si on fixe le soleil pendanl quelques jours consécutifs, on remarque que ces lâches pa raissent se mouvoir à sa surface en se dirigeant du bord oriental vers le bord occidental.

Une élude suivie de ces poinls noirs a montré que le soleil esl un corps sphérique qui tourne sur lui-même en vingt-cinq jours, el que l'inclinaison de son équateur sur le plan de Porbite terrestre est d'environ sept degrés. Les points noirs en question ne fonl aucune saillie sur la surface solaire. Celte dernière remarque est due à Galilée. Ce célèbre astro nome observa qu'un petit intervalle lumineux séparant deux lâches vues au centre du disque subsiste encore quand le mouvement de rotation de l'astre Pamène près du bord. Si les taches étaient dues à des montagnes, elles se projetteraient au contraire l'une sur l'autre dans ce dernier cas, et ne sembleraient former qu'un seul poinl noir. La même considération prouve aussi que les taches ne vonl pas dues à des nuages interceptanl la lumière.

Sur le bord du soleil, les nuages se projetteraient pour nous les uns sur les aulres aussi bien que les montagnes. Les taches solaires sont entourées généralement d'une bordure moins lumineuse que la surface de l'astre, et moins noire que la tache elle-même. Celte bordure esl désignée sous le nom de pénombre, ïaclie du soleil, 7 septembre lb.is tandis que la parlie noire centrale s'appelle le noyau. Lorsque, par le mouvement de rotation du soleil, une tache entourée de sa pénombre approche du bord et paraît diminuer de largeur en vertu de l'obliquité, on reconnaît que c'esl le côté de la pénombre le plus voisin du centre de l'astre qui disparaît le premier. Cetle remarque, due à Wilson, prouve <pie la pénombre n'esl pas située à la surface lumineuse du soleil, car, dans ee cas, ce sérail le côté le plus rapproché du bord du disque qui disparaîtrait d'abord.

Pour expliquer le phénomène, Wilson fit remarquer qu'il faut admettre que les taches solaires sont de grandes excavations dans la matière lumineuse, les taches proprement dites étant le fond des cavités, et les talus formant la bordure demi-lumineuse ou pénombre. Partant de là, il calcula, d'après la position où s'évanouissait une pénombre donl il avait antérieurement mesuré la largeur au centre du disque, l'abaissement de la couche inférieure des pénombres par rapport à la surface supérieure de la photosphère, et il trouva en décembre 1709, que cet abaissement étail d'environ 0,000 kilomètres. Il.uiik prise sur le di-sijUL' solaire et montrant les variations d'aspect de la pénombre des taches en approchanl du bord de ce disque. D'après ces recherches, le soleil serait donc un globe obscur entouré d'une nier de feu.

Celte dernière, en s'enlr'ouvrant quelquefois, lais serait apercevoir le sol sur lequel elle repose. Quelle est la nature de la matière lumineuse qui parait ainsi recouvrir le soleil de toutes parts, et donl l'écartcinenl accidentel per met de distinguer le corps central et obscur de l'astre? Par une élude sur la lumière solaire, Arago a pu trouver la réponse à celle question. Les physiciens ont, en effet, reconnu que tous les rayons lumineux ne jouissent pas des mêmes propriétés. Un phénomène désigné sous le nom de polarisation fournil le moyen de distinguer les uns des aulres, par la manière dont ils se comportent dans leur passage à travers les cristaux, les rayons émanant perpendiculairement d'une source lumineuse, el ceux qui ont été réíléchis ou réfractés. Les premiers rayons sont désignés sous le nom do lumière naturelle, les seconds sous celui de lumière polarisée.

Or, on a démontré théori quement, et en niènie temps reconnu par expérience, que les rayons lancés par les corps lumineux, solides ou liquides, sont partiellement polarisés lorsqu'ils émanent en faisant un petit angle avec la surface, tandis que les rayons provenant de sources gazeuses ou de particules solides ou liquides répandues dans les gaz comme une sorte de nuage, ne renferment pas de traces sensibles de lumière polarisée, quelque soit l'angle sous lequel ils sortent. La question qui nous occupe pouvait donc être résolue en étudiant les propriétés des rayons partant des bords du soleil puisque ces bords se présentent obliquement à nous. Celte belle expérience due à Arago a prouvé que l'enveloppe lumineuse du soleil est ou un gaz lumineux, ou un gaz porté à une haute tempé rai ure et tenant en suspension des particules solides ou liquides for mant une sorte de nuage éclairant .

Recherchons maintenant lequel de ces deux cas est le véritable. Tous les astronomes ont remarqué que les limites de la pénombre et de la sursoce brillante du soleil ou photosphère sont nettement tran chées. Partant de ce fait, W. Herschell a conclu que la pénombre ne pouvait provenir, comme le supposait Wilson, des talus des ouver tures dans l'enveloppe lumineuse ou photosphère, car alors il existerait un passage insensible de celte dernière à la pénombre. Mais il a fail remarquer qu'on peut rendre compte du phénomène découvert par Wilson, c'est-à-dire de la disparition du côté de la pénombre le [dus voisin du centre de l'astre quand une tache.approche du bord du limbe, et qu'on peut expliquer en mème temps la netteté de séparation de la photosphère et de la pénombre, en admettant que cette dernière est due à une seconde couche photosphérique moins lumineuse que la première et inférieure à elle, ou à une couche de nuages réfléchissants si tués au-dessous de la photosphère.

La cause qui ouvre la photosphère pour former les taches agit alors à la fois pour percer les deux enveloppes photosphériques dans la mème verticale. Après avoir ainsi concilié le phénomène si frappant de la netteté de séparation de la limite apparente de la photosphère et de la pénombre, avec la grande et incontestable découverte de Wilson, donl l'interpré tation montre clairement que les lâches sont des ouvertures dans une enveloppe lumineuse entourant le soleil ', W. Herschell a fait reniarquer que la netteté de séparation enlre la photosphère et la pénombre exige nécessairement que la mal ière lumineuse de la photosphère soit peu transparente. Si, en effet, cette ma tière était très-transparente comme dans le cas d'un gaz lumineux, l'é clat sérail à peu près proportionnel à son épaisseur, et, en regardant obliquement les ouvertures dans la photosphère, on verrait les talus de explication du phénomène de WiUou dans la théorie d'Hcrschell. cette ouverture devenir de moins en moins lumineux vers le bord de la pénombre et se réduire insensiblement à une intensité nulle.

II n'v aurail alors aucune limite tranchée enlre la photosphère el la pénombre, contrairement aux observations. La photosphère ne peul donc être qu'un gaz tenant en suspension des nuages lumineux, el consé quemment dénué par là de transparence. A celle première considération déjà si probante, Herschell eu a joint deux autres non moins importantes. La première esl fondée sur la du rée des taches solaires qui persistent souvent très-longtemps. II esl im possible de concevoir qu'une enveloppe gazeuse ;uissi ('paisse que la photosphère solaire puisse s'ouvrirel rester ouverte pendant un lemps aussi considérable, car les gaz se précipiteraient avec une grande vélocité dans les dépressions et donneraient lieu à une disparition ra- 1 Le stéréoscope ;i dernièrement Fourni à .M. de In Kue le moyCn de i-endi-e, pour ainsi dil'e, lisible la démonstration de Wilson.

Si on prend, íi deux jours d'intervalle, les photogra phies d'une ménic tache solaire, et si ou place tes deux photographies derrière Irs deux ouvertures tin .stéréoscope, ou obtient immédiatement, en mettant les jeux á t'instrument, une vue de la tache en question laquelle donne une sensation parfaitemenl définie d'ou= rerture dans la photosphère. LL SOLEIL 48 pidedes taches, au lieu d'une diminution graduelle comme l'observation l'indique. On comprend, au contraire, que des nuages puissent s'écarter el rester longtemps séparés. La seconde remarque d'Herschell est fondée sur l'existence de certaines taches plus lumineuses que le reste de la photosphèreet que l'on désigne sous le nom de facules. En observant attentivement les facules, Herschell a reconnu, d'après la manière dont elles se projettent l'une sur l'autre en approchant du bord du soleil, qu'elles sonl dues à des élévations de certaines parties de la photosphère au-dessus du niveau général; j'ai eu moi-même dans les mois de juin et juillet 1859 l'oc casionde vérifier sur trois facules une observation anciennement faite par Lahire et qui conduit au mème résultat .

Cette observation consiste en ce que le milieu de cerlaines facules, en approchant du bord par le mouvement de rotation de l'astre, s'avance plus rapidement que les ex trémités, de manière à offrir de plus en plus le profil d'une montagne. Dans ces dernières années, un habile observateur anglais, M. Dawes,a mème noté plusieurs fois des facules qui se projetaient sur le bord ex trême du soleil en dehors de ce bord de la mème manière que pour raienl le faire des montagnes ou des vagues immenses. Le soulèvement des facules admis par Herschell se trouve donc confirmé de la manière la plus netlc par les observations modernes. Or, Herschell a fait remar quer que l'existence de ces vagues immenses qui persistent quelquefois pendanl plusieurs jours à une élévation considérable au-dessus du ni veau général de la photosphère est inconciliable avec l'bypothèse d'un gaz lumineux, car ce gaz se répandrai! immédiatement sur la photo sphère.

Elle est au contraire facile à concevoir dans Phypolhèse de nuages lumineux tlol tant dans un gaz, lesquels nuages peuvent être élevés au-dessus de leur niveau général par des courants ascendants. A ce sujet je ferai remarquer que ce soulèvement suffit mème à ex pliquer Pexeès d'intensité des facules sur le reste de la photosphère, car, pour nous parvenir, les rayons lumineux des nuages soulevés ont à tra verser une épaisseur d'atmosphère moindre que ceux des nuages plus bas formant la couche photosphérique générale. Ils sont donc moins éteints par l'absorption des couches atmosphériques traversées que les rayons de celte dernière. 11 est en outre facile de voir que la différence des épaisseurs atmosphériques parcourues par les faisceaux lumineux d'une socule et par ceux de la photosphère dans son voisinage va en croissant quand la socule approche du bord de l'astre.

Avec cette diffé rence d'épaisseur, croît Pinégalité des intensités lumineuses des facules et de la photosphère, inégalité d'où provient la visibilité des premières. On conçoit ainsi que les facules soient plus visibles dans le voisinage du bord du soleil que près du centre du disque, comme Pont constaté les observateurs. C'est seulement en approchant très-près de l'exlrèmc bord que les sommetsdesvagues consécutives se projettent les uns sur les aulres et que les facules peuvent cesserd'èlre nettement perçues. Dans le dessin de la page 50, dessin représentant l'état de la surface du soleil le 9 septembre 1858 d'après mes observations, on remarquera les facules visibles surloul près des deux bords et dans la zone d'apparition des taches, lesquelles, comme nous le verrons plus loin, sonl toujours dans la région équatoriale de l'astre.

Beaucoup d'autres considérations en faveur des nuages lumineux peuvent être jointes aux précédentes déjà développées par Herschell. Ainsi il est difficile de concevoir que la vive lumière du soleil puisse émaner d'une substance simplement gazeuse. On sait, en effet, que les gaz purs élevés à une haute température, comme cela a lieu par l'effet de leur combustion, ne sont que faiblement lumineux; tandis que si on place dans leur flamme une particule d'un corps solide, on voit celte pelile parcelle de matière lancer immédiatement un vif éclat, même dans le cas où elle ne se consume pas. Le gaz d'éclairage ne doit sa vive lumière qu'aux corpuscules solides el liquides qu'il dépose en brûlant, La photosphère solaire parait donc être composée par des nuages de poussière à l'état solide ou liquide, flottant dans un gaz très-chaud, lequel émet lui-même peu de lumière, de sorle que l'écartement des nuages en question donne lieu à ['apparence des taches du soleil.

D'un aulre côté, on observe quelquefois dans les lâches solaires des variations tellement rapides qu'il est impossible, vu la grande échelle sur laquelle s'opèrent ces changements, de les attribuer à un transport de matière. II devient facile, au contraire, de les concevoir par des i ... LE SOLEIL jll effets de dissolution ou de condensation surplace de la substance des nuages lumineux, comme, sur la terre, on voit quelquefois le cel se Surface du soleil le 0 septembre 185S. couvrir ou se découvrir presque instantanément par condensation ou dissolution des vapeurs contenues dans l'air. Ces phénomènes de dissolution de la matière photosphérique ont été vus directement par M. Chacornac. En parlant des petites lignes lumineuses de la pénombre à son bord interne, il dit dans une de ses communications à ['Institut : « Je les ai aperçues plusieurs jours comme des cirrus déliés paraissant fondre et se diviser en fragments. » 11 faut noter aussi que la surface du soleil esl dans un étal d'agitation continuelle.

Cet état d'agitation a été comparé par quelques observateurs à celui que présente un liquide dans lequel se soit une précipitation chimique. Mais, à toutes les considérai ions précédentes, qui montrent ['exactitude de l'opinion d'Herschell d'après laquelle la photosphère esl formée de nuages lumineux, on peul aujourd'hui joindre une démons tration directe fondée sur les découvertes récentes de MM. Kirchhoff et Bunsen. On savait depuis longtemps qu'un faisceau de lumière, en traversanl un prisme de verre, se divise dans ses couleurs primitives, et c'est de celle manière qu'on avait reconnu que la lumière blanche du soleil esl due à la réunion de Ioules les couleurs de l'arc-en-ciel. Or, MM. Kirchhoff el Bunsen ont remarqué que la lumière émise par les corps solides ou liquides sc comporte dans son passage à Ira vers le prisme de verre différemment de celle (pie produisent les corps gazeux.

Dans le cas des solides el des liquides, limage colorée el appelée spectre est continue, c'est-à-dire que chaque couleur forme une bande large non interrompue qui se fond insensiblement avec la bande de la couleur suivante. Dans le cas des gaz, au contraire, Pimagc ou spectre sc compose de bandes lumineuses étroites, séparées par de larges n: tervalles noirs. Les gaz jouissent encore d'une aulre propriété curieuse. Si on fait passer le faisceau lumineux provenant d'un corps solide ou liquide en ignilion à travers un gaz à une température trop basse pour être lumineux lui-même, et si ensuite on examine, à l'aide du prisme, la distri bution des couleurs, on voit que le spectre, toujours composé de larges bandes lumineuses el colorées passant insensiblement de l'une à l'autre, est traversé par des lignes étroites obscures.

Or, en notant la position de ces dernières dans Pimagc, on reconnaît qu'elles répondent précisé' ment aux lignes lumineuses que ce gaz produirait si, sa température étant suffisamment élevée, il était lui-même source de lumière. D'où il suit qu'à basse température les gaz absorbent précisément les rayons de la nature de ceux qu'ils émettent quand ils sont très-chauds. Si donc, par son passage dans un prisme de verre, un faisceau lumineux produit un spectre continu à larges bandes lumineuses , on peut affirmer que le corps qui l'a émis est solide ou liquide. Si ce mème spectre est traversé de petites lignes noires étroites, on peut ajouter que le faisceau a traversé des gaz non lumineux par eux-mêmes à cause de leur basse température, car si le gaz était assez chaud pour donner de la lumière, les rayons émis par lui remplaceraient les rayons ab sorbés puisqu'ils seraient de même nature, et il n'y aurait pas de li gnes obscures étroites dans le spectre des corps solides ou liquides en question.

Si, au contraire, le faisceau lumineux se divise en bandes colorées et étroites, séparées par de larges intervalles obscurs, on est sûr qu'il provient d'un gaz assez chaud pour émettre de la lumière. Or, les rayons solaires se décomposent en spectres composés de larges bandes colorées, traversées de lignes obscures très-íines; donc la lumière du soleil émane de substances solides ou liquides et non de substances gazeuses. De plus, la présence des lignes obscures très-fines montre que les rayons ont traversé des gaz non lumineux. Ce dernier soit ne doit pas nous étonner, puisque pour nous parvenir ils ont eu à cheminera travers 1° l'atmosphère extérieure du soleil; 2° la matière formant la lumière zodiacale donl nous parlerons plus loin ; 5° notre propre atmosphère. 11 est évident d'ailleurs, d'après ee que nous avons dit précédemment, que l'atmosphère solaire ne peut intervenir dans la formation des petites lignes obscures en question que par ses couches extérieures et refroidies, car la portion de cette atmosphère dans laquelle est plongé le nuage lumineux étant à la mème température que ce dernier, est aussi lumineuse par elle-même et fournit ries rayons qui remplacent précisément ceux qu'elle absorbe.

Mais si le spectre du soleil nous prouve que la lumière de cet astre provient de substances solides ou liquides, l'expérience d'Arago sur l'absence de polarisation au bord de l'astre montre que ces substances solides ou liquides ne peuvent être continues, mais se trouvent à l'état de particules suspendues dans un milieu gazeux. Donc comme le peu- /ar Seccniet a Pans SPECTRES D'ETOILES ET DE METAUX . RE S SIDÉRAL'/. __ * Soleil.- 2 * Orion. _ 3 Aldéharan._4 Sirius â Riíel _6 'Folluz _7 Nébuleuse d'Orion. QUES— 8 Sodium _9 Caesium _ 10 Rubidium * n Potassium ._ :2 Banum RE S SIDÉRAL' Z 1 á QUES- 8 * n a Drion _3 Alûébaran _4 Sirius Riíel _6 *Folluz._7 Nébuleuse d'Orion. Sodium _ 9 Caesium _ 10 Rubidium Potassium ._ 12 Barium. sait Herschell, la photosphère est composée de nuages lumineux. * A la suite de la découverte de MM.

Bunsen et Kirchhoff, si nettement consirmative cependant, comme nous venons de le voir, des idées ilTlerschell sur les nuages lumineux, on a cru au contraire, par une confusion incroyable, trouver dans la nouvelle expérience le renversement de toutes les idées admises sur la nature du soleil, et nous avons vu apparaître dans ces dernières années les idées les plus bizarres sur la mer de feu solaire. Sans s'occuper de concilier l'épreuve récente avec ce que l'on savait déjà, on a mis de côté à la fois et la célèbre expérience d'Arago et la belle remar que de sur le creux des taches solaires, quoique l'une et l'autre ne fussent cependant pas moins positives que les nouvelles recherches. Dans un remarquable travail inséré dans les comptes rendus du commencement de cette année, M. Faye a fait pleinement justice de ces exagérations, et il a rétabli la théorie des nuages lumineux qui, comme nous venons de le voir, appartient à Her schell et était déjà démontrée avant les nouvelles expériences de l'analyse spectrale et indépendamment d'elles.

Ces nouvelles expé riences n'ont donc fait que confirmer la théorie antérieure. Plies n'y ont rien ajouté. On aperçoit souvent dans les taches solaires des nuages réels présen tant diverses formes et couvrant partiellement le noyau dont ils modifient l'éclat. Bode, qui avait remarqué ce* variations de teinte, les expliquait en admettant que les portions découvertes du soleil étaient tantôt de vastes mers, tantôt des vallées resserrées ou des plaines unies et sablonneuses; mais depuis que des mouvements de relation ont été trouvés par M. Dawes dans ces apparences, Impli cation de Bode n'est plus admissible, el le phénomène rentre dans la classe des nuages. Le père Secchi, M. Lhacornac et moi même, nous avons observé dans les noyaux des taches solaires des nuages semblables à ceux qui ont été signalés par M. Dawes.

II existe donc entre le corps obscur du soleil el les deux enveloppes nuageuses el lumineuses que l'on désigne sous les noms de pénombre el de photosphère, une couche atmosphérique renfermant fréquemment des nuages de diverses natures, assez semblables par leur aspect à ceux de notre atmosphère. La manière donl les bords de la pénombre recouvrent ces nuages du côté du centre du soleil Tache tlu C mars 1865 avec nuages superposés, par M. Chacornac et les découvrent du côté opposé quand les taches approchent du bord du disque, est en loul semblable à celle dont la photosphère recouvre et découvre la pénombre dans la mème circonstance. Ce fait, signalé d'abord par M. Chacornac, a été observé plusieurs fois par moi-même. Une belle tache qui se montrait le 16 juin (16 juin.) Tache solaire observée en juin 18ot [12 Juin.) 1859 dans le centre du soleil m'en a offert le plus bel exemple.

Je donne les dessins de celle lâche, le P2, alors qu'elle était près du bord du soleil, et le 16, quand elle était près du centre. La comparaison des deux dessins montre clairement que les nuages en question sont bien réellement inférieurs à la pénombre, de même (pie celle-ci est inférieure à la photosphère. 11 est évident d'ail leurs que ces nuages ne peuvent être extérieurs à la photosphère, sans quoi on les verrait souvent se projeter en dehors du disque quand par le mouvement de rotation de l'astre ils en atteindraient le bord. Du moment, en effet, où leur intensité lumineuse est assez grande pour nous permettre de les apercevoir sur le fond éclairé des lâches, elle les ferait à plus forte raison distinguer sur le fond noir du ciel. Mais là ne se borne pas encore la constitution atmosphérique de l'astre qui nous éclaire.

Lorsque la lune vient accidentellement le recouvrir et nous dissimuler sa photosphère, auquel cas il y a ce que l'on appelle éclipse totale de soleil, on aperçoit, en dehors du contour des deux disques, des couronnes lumineuses et des nuages tanlôt rouges, tantôt blancs, qui nous apprennent qu'une aulre atmosphère existe au-dessus de l'enveloppe lumineuse ou photo sphère. Dors les cas d'éclipsé, l'éclat de l'atmosphère terrestre em pêche de distinguer ces curieuses apparences. L'existence de ['atmosphère extérieure du soleil se manifeste encore lorsqu'on envisage la distribution apparente de la lumière el de la chaleur à sa surface. Ce corps sérail aussi chaud el aussi lumineux vers le bord que vers le centre de son disque, conlrairemcnt au résultat des observations, sans Pali sorplion de cette enveloppe gazeuse extérieure.

Ajoutons toutefois ici que l'atmosphère absorbante ou deuxième atmosphère du soleil esl Irès basse comme nous le verrons plus loin. Plie se compose probablement des couches limites de la première atmosphère dans le haut de laquelle flottent les nuages lumineux de la photosphère el elle esl complète ment distincte de la matière d'une densité incomparablement plus faible qui forme la couronne des éclipses el qui se montre sur une épaisseur considérable. La densité de la matière de celle couronne esl tellement minime que des comètes, celle de 1843 par exemple, ont pu la traverser sans avoir leur marche arrêtée, ni mème sensiblement modifiée. C'esl un point sur lequel nous reviendrons ultérieurement. LE S0LE1I 56 En résumé, le soleil se compose d'un corps obscur comme notre terre, entouré d'une première atmosphère analogue à la nôtre, et dans' les régions inférieures de laquelle flottent diverses sortes de nuages.

Dans les couches supérieures de cette atmosphère existent deux couches de nuages lumineux, lesj pénombres et la photosphère. Éclipse totale de soleil, du 1S juillet 1860, observée par Feilitzscli. Sur la première atmosphère repose une couche de gaz qui exerce une forte absorption sur la radiation photosphérique, Àu-dessus de cette se conde atmosphère il en existe une troisième très-étendue, mais d'une densité excessivement faible, visible seulement dans les éclipses totales de soleil. Lorsqu'à l'aide d'une lunette on oblient dans une chambre noire l'image du soleil projetée sur un écran, on peut étudier avec des appareils délicats la distribution de la température dans les diverses parties ilu disque solaire. Des observations de cette nature ont été íaites en Amérique par Henry, vers 1845, et depuis à Rome par le père Secchi.

Ces recherches ont montré que les lâches solaires donnent beaucoup moins de chaleur que les autres parties du disque. Ce soit nous indique que le corps central n'est pas seulement moins lumineux, mais qu'il est aussi moins chaud que la photosphère. C'est un résultat auquel on devait s'attendre , car des expériences de physique prouvent que tous les corps commencent à devenir lu mineux dès que leur température atteint cinq à six cents degrés. II est donc parfaitement évident que si le noyau central et la couche gazeuse qui le sépare de la photosphère, étaient aussi chauds que cette dernière, les ouvertures dans l'enveloppe extérieure nous paraî traient remplies par la lumière du noyau el de l'atmosphère en con tact avec lui, de sorte que nous ne verrions jamais de taches noires sur le soleil.

Mais la démonstration précédente et relative à la basse température du corps central du soleil est fondée sur Phypothèse que ce corps central est solide ou liquide. Si le corps central était gazeux, le même raisonnement ne pourrait plus être soit. Or M. Faye, dans son travail récent sur le soleil, travail que j'ai déjà cité plus haut, pense que cet astre pourrait ne pas pos séder de noyau solide. Toute sa masse dans cetle théorie sérail gazeuse et à une température trop élevée pour l'existence de corps liquides ou solides, sauf sur le contour où par l'action du refroidissement extérieur existerait la condensation donnant naissance aux nuages lumineux de la photosphère. M. Paye explique alors l'obscurité des noyaux des taches solaires par la propriété que possèdent les gaz même à très-haute température d'être peu lumineux com parativement aux corps solides ou liquides.

On comprend alors que dans les cas où les nuages de la photosphère viendraient à s'ouvrir, leur intervalle ne laissant apercevoir que des gaz chauds paraîtrait relativement obscur, et on pourrait de cetle manière expliquer le noyau noir des taches solaires sans admettre que l'intérieur de la masse de l'astre soit plus froid que la photosphère. Ainsi, suivant qu'on regarde le noyau central du soleil comme solide ou liquide, ou suivant qu'on le suppose gazeux, l'existence de l'obscurité relative des taches reçoit des explications différentes. Dans le premier cas, elle est nécessairement due à une température très-inférieure à celle de la photosphère. Dans le second cas, la tem pérature peut être quelconque, l'état de gaz suffit à expliquer le noir des noyaux des taches. Voyons maintenant s'il n'existe pas quelque moyen de reconnaître laquelle des deux explications est la vraie.