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pondent en général au voisinage des protubérances et à la base des aigrettes. Mais on ne peut pas beaucoup compter sur les observations optiques pour apprécier ces différences: d'abord, il est toujours difficile d'apprécier l'intensité d'une lumière dans ces circonstances, surtout lorsqu'il n'y a pas de contour nettement tranché; en second lieu, ces observations sont faites à la hâte, les savants étant occupés à des choses bien plus importantes; souvent même les dessins sont faits grossièrement de mémoire, lorsque l'éclipse est terminée. Le seul moyen d'avoir des mesures exactes, c'est la photographie. Nous avons employé cette méthode au Desierto, et nous reproduisons ici (fig. 2) l'une des épreuves que nous avons obtenues. Ce qu'il y a de plus remarquable dans cette figure, c'est la couronne. Elle est très-irrégulière, mais on peut remarquer qu'elle présente une étendue plus considérable à droite et à gauche que dans les autres directions, c'est-àdire qu'elle est plus développée dans le plan de l'équateur que suivant la ligne des pôles.

Les masses lumineuses ne sont pas uniformément réparties; elles forment, pour ainsi dire, deux groupes: les unes correspondant à l'équateur, les autres à la région des taches; l'ensemble forme une figure à peu près rectangulaire. En comparant cette auréole à la position des protubérances, on reconnaît que la plus grande diffusion lumineuse correspond à ces proéminences; mais dans le voisinage des pôles, cette proportionnalité n'est pas gardée; l'auréole y présente un faible développement, tandis qu'on y voit des protubérances considérables. Ces remarques s'appliquent à toutes nos photographies, mais particulièrement à la quatrième, quoique la couronne y soit très-faible. Elles nous révèlent un fait capital qui n'avait été signalé dans aucune observation optique, et que les photographies de M. de la Rue n'avaient pas mis en évidence: c'est que l'atmosphère possède une forme généralement elliptique, sa plus grande intensité correspondant à la région des taches. Lorsque nous publiâmes ces résultats, les astronomes ne dissimulèrent pas leur peu de confiance. Mais actuellement nous avons reçu les photographies de M. Winlock, faites à Shelbysville, en Amérique, le 7 août 1869, par le même procédé que les nôtres, et nous trouvons que la couronne présente la même forme. Les parties polaires sont très-étroites; la région équatoriale et surtout celles des zones des taches sont très-dilatées. Il est donc évident que le contour de cette atmosphère n'est pas parallèle à la surface du corps solaire.

En résumé: l'auréole est formée par l'atmosphère du Soleil, et non par celle de la Lune; elle s'étend très-loin, en diminuant rapidement d'intensité à partir d'une distance égale au quart du rayon solaire. Mais tous ces phénomènes dépendent de deux causes qui sont difficiles à apprécier : l'état de notre atmosphère, et les circonstances qui produisent les aigrettes.

III

Les observateurs sont peu d'accord pour fixer les limites de la couronne, mais ils le sont encore bien moins par rapport aux rayons qui s'en échappent et se prolongent souvent à des distances considérables. Les descriptions diffèrent d'une éclipse à l'autre, et pour une même éclipse, il semble que le phénomène ait été différent suivant la station d'où il a été observé. Comme cette question est intéressante, nous l'examinerons avec soin, afin d'engager les astronomes à l'étudier attentivement dans les prochaines éclipses.

Dans les observations anciennes on s'est borné à nous indiquer l'existence des rayons divergents, en évaluant grossièrement leur étendue. En 1842, les descriptions furent détaillées, mais encore assez défectueuses.

Nous retrouvons la même incertitude pour l'éclipse de 1851, et pour les suivantes. En 1860 nous n'observâmes ce phénomène que très-rapidement, vers le milieu de l'éclipse. Les aigrettes, dont nous avons donné le dessin, nous parurent tranquilles comme les rayons qu'on voit entre les nuages au coucher du Soleil. M. Cepeda, qui observait près de nous, vit un rayon ramifié comme un bois de cerf. M. Felitzch à Castellon de la Plana, non loin du Desierto, vit deux jets lumineux qu'il comparait aux branches d'une lyre. M. Struve, à Pobes, vit cinq rayons bien tranchés, l'un d'eux était recourbé en forme de crochet. Le 29 août 1867, M. Grosch vit deux grandes masses de rayons dans la direction de l'équateur solaire, et une double aigrette renversée près du pôle.

En 1868, on vit aux Indes de grandes irrégularités dans la couronne, mais nous manquons de détails précis. La fig. 3 a été dessinée par le capitaine Bullock, qui conduisit à Mantawalok les professeurs du collége de Manille. On y remarque surtout un rayon transversal, qui parut seulement deux minutes après la totalité, et persista jusqu'à la fin. Sa direction est oblique par rapport aux autres rayons qui parurent dès le commencement. Ce dessin se recommande par sa grande exactitude, car il a été contrôlé par d'autres dessins exécutés à la chambre noire. On n'a jamais réussi à photographier les aigrettes; c'est pour suppléer à cette impuissante de la photographie que les professeurs de Manille ont imaginé le procédé suivant. Ils préparaient d'avance des feuilles sur lesquelles étaient esquissées l'éclipse et l'auréole; de cette manière, en introduisant ces feuilles dans la chambre noire, on pouvait en fort peu de temps tracer avec exactitude les figures correspondant aux différentes phases.

Nous devons citer ici le dessin curieux que le P. Cappelletti exécuta au Chili en 1865 (fig. 4). Le rayon principal était loin d'avoir une forme symétrique et il différait complétement des autres. Sa lumière

était blanche et très-vive; l'un de ses bords était nettement terminé, tandis que l'autre était diffus et allait en s'évanouissant progressivement. Enfin, le P. Cappelletti fait observer que ce rayon si remarquable correspondait à la principale protubérance.

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Tels sont, en résumé, les renseignements que nous possédons sur ces curieux appendices. Quelle est leur cause? faut-il la chercher dans le Soleil, dans la Lune, ou dans notre atmosphère? Après un long examen, nous sommes convaincu que leur cause première est dans le Soleil, mais que leurs apparences peuvent être notablement modifiées par la présence de la Lune et par les circonstances atmosphériques.

Afin de nous faire comprendre plus facilement, nous rappellerons une expérience très-facile à répéter, et que nous avons faite à l'occasion de l'éclipse observée en Espagne. Qu'on fasse au volet d'une chambre obscure un trou grossièrement arrondi, dont les bords aient des dente

lures; qu'on le ferme imparfaitement à l'aide d'un bouchon, et qu'on fasse passer à travers les interstices un faisceau de rayons solaires. En regardant de côté, on verra une série de rayons parallèles; mais si l'on place l'œil sur l'axe même du faisceau, on verra une couronne de rayons divergents s'étendant à une grande distance des trous. L'expérience réussirait également si l'on fermait un trou parfaitement rond avec un bouchon échancré sur son contour. Cette apparence est un simple effet de perspective, analogue à celui qui produit les rayons que l'on observe entre les nuages auprès du Soleil couchant. Cette expérience nous montre qu'une échancrure très-petite peut donner naissance à un rayon d'une très-grande longueur; cette longueur serait encore bien plus grande si l'air était rempli de poussière ou de fumée d'encens.

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Appliquons ces résultats aux phénomènes qui se produisent pendant les éclipses. Le Soleil peut donner naissance à des rayons semblables, soit par ses protubérances, soit par les parties les plus brillantes de la couronne qui agiront autour de la Lune comme les échancrures du volet agissent autour du bouchon. Mais on se tromperait complétement si l'on jugeait des dimensions de la masse lumineuse qui produit ce phénomène, par l'étendue du rayon qu'on aperçoit. Cette étendue dépend beaucoup du pouvoir réflecteur de l'atmosphère, et surtout de la position de l'observateur. Une masse lumineuse dépassant le contour de la Lune de quelques secondes seu

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lement peut, selon l'éclat qu'elle possède, éclairer l'atmosphère terrestre à une profondeur considérable, et cette profondeur se traduira par une longueur proportionnelle du rayon visible. La Lune elle-même, avec son profil dentelé, contribuera à la production du phénomène en laissant passer des faisceaux lumineux plus ou moins larges, plus ou moins nettement terminés. La forme des rayons dépendra surtout de la position de l'observateur; les effets de parallaxe auront une influence très-considérable, et à quelques kilomètres de distance on pourra voir la couronne et ses rayons sous des aspects très-diffé

rents.

Enfin l'atmosphère terrestre ne sera pas susceptible d'être également éclairée dans tous ses points, car en certains endroits elle est plus transparente, en d'autres elle est plus chargée de vapeurs; de là résulteront des lignes capricieuses produisant un effet analogue à celui des rayons lumineux qui traversent une chambre obscure, lorsqu'on soulève de la poussière sur leur passage.

Telle sont les idées générales qu'il faut maintenant contrôler par l'observation, afin de voir jusqu'à quel point elles sont exactes et applicables au sujet qui nous occupe.

Si nous examinons les dessins donnés par les différents observateurs, nous trouverons qu'ils s'accordent le plus souvent à donner aux rayons la direction des principales protubérances, surtout dans la région de l'équateur et dans celles des taches. Le P. Cappelletti a fait cette remarque, et elle est assez bien vérifiée par les dessins de Mosta en 1853, de Gillis en 1855, et par les nôtres mêmes, quoique nous ne prétendions pas à une très-grande exactitude. Cette coïncidence est parfaite dans les dessins de Bullock.

Reste à expliquer la forme courbe que possèdent les rayons. On peut encore faire une large part à notre atmosphère, en admettant, comme nous l'avons déjà dit, que ces courbes dépendent de la manière dont la vapeur est distribuée dans l'air. Cette explication, que nous avons proposée jadis, ne laisse pas que d'être plausible; cependant elle n'est pas complétement satisfaisante. Nous avons été convaincu de son insuffisance par un phénomène dont l'observation est due à M. Tacchini. Ce savant astronome voyageait sur la Méditerranée, à bord d'un bateau à vapeur, et il observait le coucher du Soleil, le 8 août 1865. Il s'aperçut que le disque solaire était comme surmonté de deux aigrettes lumineuses, pareilles à deux boucles de cheveux renversées en sens opposé. Leur hauteur au-dessus du disque était tout au plus égale aux du disque lui-même. Enfin ces, appendices suivaient assez bien le mouvement du Soleil, et ils s'enfoncèrent comme lui au-dessous de l'horizon.

M. Tacchini nous donna avis de cette observation, et immédiatement nous compulsâmes le registre où sont inscrites les observations. que nous faisons régulièrement sur les taches solaires. Nous trouvámes que le même jour il y avait sur le bord du disque une tache accom

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