JEAN MASCART LES ÉCLIPSES ET LA CONSTITUTION PHYSIQUE DU SOLEIL 



des ombres el des taches lumineuses courir les 

 unes après les autres, comme paraissent le faire 

 les ombres produites par de petits nuages qui 

 passent successivement devant le Soleil. Ces taches 

 n'étaient pas de la même couleur : il y en avait de 

 rouges, de jaunes, de bleues, de blanches ». 



Ce phénomène a été presque constamment re- 

 trouvé et observé depuis dans toutes les éclipses 

 suivantes; la meilleure et la plus complète des- 

 cription que l'on en possède est due à Diamilla 

 Muller, de Milan, et se rapporte à l'éclipsé du 

 2-2 décembre 1870; d'ailleurs, pendant l'éclipsé du 

 28 mai 1900, dont nous allons bientôt avoir l'occa- 

 sion de parler, ces ondes furent notées, en Espa- 

 gne, par de nombreux observateurs, notamment 

 MM. Arcimis, Augustin de Soto, Salvador, Baurich, 

 .1. Bru Marin, Moye, etc., etc. 



Cette observation peut s'effectuer grâce à la 

 méthode dont le principe fut imaginé par Lockyer; 

 bien qu'elle sorte un peu du cadre des éclipses 

 proprement dites, il est cependant indispensable 

 d'en parler, et par ce fait qu'elle fui mise au point 

 pendant une éclipse même, par M. Janssen, comme 

 nous l'avons déjà vu, el à cause des services con- 

 sidérables qu'elle rend tous les jours, des précieu- 

 ses indications qu'elle fournit sur la la constitution 

 des protubérances. Le procédé repose, d'ailleurs, 

 sur les très simples observations suivantes : 



Dans les circonstances ordinaires, les protubé- 

 rances solaires nous demeurent invisibles, pour la 

 même raison que les étoiles : elles sont masquées 

 parla lumièri intense que réfléchissent certaines 

 particules de noire propre atmosphère, particuliè- 

 rement celles qui sont dans le voisinage de la 

 direction du Soleil dans le ciel; mais, s'il nous 

 était seulement possible d'affaiblir en même temps 

 la lumière, elles nous apparaîtraient bientôt. Or 

 c'est précisément là ce que fait le spectroscope : et 

 puisque la luminosité aérienne n'est autre que de 

 la lumière solaire réfléchie, son spectre sera natu- 

 rellement le même que celui de la lumière du So- 

 leil, c'est-à-dire une bande colorée et continue, 

 entrecoupée par des raies obscures; alors il est 

 d'expérience élémentaire que ce spectre est fort 

 affaibli par toute augmentation du pouvoir disper- 

 sif, puisqu'il va falloir que la lumière s'étale en 

 un plus long ruban de manière à couvrir une sur- 

 face plus étendue. 



D'autre part, si nous voulons effectuer une ten- 

 tative du même genre sur un spectre discontinu 

 constitué par des lignes brillantes, et si nous aug- 

 mentons le pouvoir dispersif du spectre employé, 

 les raies lumineuses ne vont nullement subir un 

 affaiblissement du même genre : elles vont s'écar T 



ter, il est vrai, les unes des autres, niais sans être, 

 ni diffuses, ni privées de leur éclat. Ainsi donc, si 

 L'image du Soleil formée par une lunette est exa- 

 minée à l'aide du spectroscope, on peut espérer 

 voir au bord du disque les raies brillantes corréla- 

 tives du spectre des protubérances, si tant est que 

 celles-ci soient réellement gazeuses. 



Tel est le principe très simple de cette méthode 

 qui peut comporter les applications instrumentales 

 les plus variées. 



II. — La cda romke. 



Nous avons déjà vu, somfflÉ toute, au cours des 

 diverses éclipses, le^ propriétés générales de la 

 couronne, son aspect, t'es variations et les recher- 

 ches relatives à la composition de sa lumière; 

 aussi allons-nous nous borner désormais à réunir 

 ici quelques tentatives particulières, parfois dis- 

 cordantes, puisque l'on n'a pu obtenir encore de 

 résultats nets avec les procédés proposés pour 

 observer el étudier la couronne en dehors des 

 éclipses. 



En ce qui concerne particulièrement l'intensité 

 lumineuse de la couronne, les résultats sont assez 

 différents les uns des autres; et, en effet, une telle 



évaluation est for) malaisée si l'on veut penser aux 

 variations exceptionnelles el extraordinaires que 

 subit la lumière pendant une éclipse totale de So- 

 leil. Cependant il est manifeste que l'on peut en- 

 core distinguer nettement la couronne iO secondes 

 après la réapparition du Soleil et que l'on peut 

 même constater son existence pendant un temps 

 beaucoup plus considérable, ti à 7 minutes envi- 

 ron avant et après la totalité : en l'ait le pouvoir 

 éclairant de la couronne intérieure est relative- 

 ment considérable, et l'on peut admettre actuelle- 

 ment qu'il est supérieur à celui qui s'attache à la 

 pleine Lune dans les circonstances les plus favo- 

 rables. 



Mais, et c'est là précisément un point dont l'im- 

 portance relative est difficile à établir, L'éclat de la 

 couronne dépend beaucoup de l'état de notre at- 

 mosphère : ainsi, pendant L'éclipsé de 1868, sous 

 le beau ciel des Indes, la lumière coronale était 

 fort belle et procurait une clarté suffisante pour 

 lire des caractères de moyenne grandeur. D'autre 

 part, en 1842, Baily observait une couronne très 

 brillante à Paris tandis que, simultanément, et à 

 travers un ciel légèrement brumeux, Airy la trou- 

 vait très pâle à Turin ; de même, en 1851, la cou- 

 ronne était fort belle à Gottembourg, en Suède; et 

 au contraire, faible et étendue à Lilla-Edet, égale- 

 ment en Suède. 



Ainsi donc la couronne est assez lumineuse, à ce 

 point que, dans un tout autre phénomène, les 



