PLANCHE VII

Portion du Spectre solaire infra-rouge enregistrée au bolomètre avec un prisme de sel gemme (Se À Langley).

explorer le spectre solaire depuis la raie À jusque vers À 53.000 et relever 700 raies entre ces deux limites. Un dispositif automatique lui permit même d'enregistrer ces raies (PI. VIT) dont beaucoup appartiennent à la Vapeur d'Eau, à J'Ozone et à l’Acide Carbonique.

Les longueurs d'onde des raies où bandes relevées de cette façon sont, pour la Vapeur d'Eau (approximativement) :

» 0,896 » 1,172 » 5,25 p 0,933 » 1,331 » 5,90 Ci 0,945 » 1,451 5 6,07 = 0,974 in 1,469

L'Ozone donne naissance à deux bandes infra-rouges : MAS UN ét V. 9,04:

Enfin, l’Acide Carbonique donne les bandes :

X À12,36u à 3,02u (que produit aussi la Vapeur d'Eau) et :

Ces bandes sont si noires qu'une épaisseur de gaz de 33 centimètres suffit à réduire Le rayonnement de 43 0/0 pour la première et de 90 0/0 pour la seconde. Une pareille puissance d'absorption, dans un domaine particulièrement chaud du spectre solaire, a suggéré à S. Arrhénius lidée originale que les variations de climat des époques préhistoriques (par exemple la chaleur humide de la période carbonifère) avaient pu provenir d'une modification de la teneur de l'atmosphère en acide carbonique, hypothèse sur laquelle nous reviendrons (1).

8. SPECTRE DE LA CuroMOspnÈRe. — La Chromosphère est la partie de l'atmosphère solaire qui se manifeste le plus directement au spectroscope. Son nom lui vient de ce qu’ob-

(U)MVoir p.311.

servée d’abord aux éclipses, elle apparait alors sous la forme d’un anneau entourant le Soleil et coloré d’un rose vif, teinte qu’elle doit à l’'Hydrogène dont elle est principalement formée. Son épaisseur apparente est de 10" ou 12/en moyenne. Il est préférable, mais nullement nécessaire, pour la bien voir, de se placer à une altitude élevée, de façon à éliminer autant que possible la lumière diffuse du Ciel : c’est ce que fit notamment C. A. Young (1) en 1872, lorsqu'il entreprit au Mont Sherman (Etats-Unis) l’étude détaillée de son spectre.

Parmi les radiations émises par la chromosphère, on observe principalement les raies brillantes du spectre ordipaire de l’'Hydrogène (Hz, He, H,, etc.), la raie D, de l’'Hélium (À 5.875,9), les raies H et K du Calcium ionisé (XX 3.968,6 et 3.933,8) et enfin une raie verte À 5.316,8, généralement attribuée au Fer et contiguë (mais non pas identique) à celle (2) du «Coronium ». — En dehors de ces raies toujours visibles, d’autres raies métalliques apparaissent d’une manière plus ou moins occasionnelle : la liste, qui n'offre pas d’ailleurs d'intérêt bien particulier, en est donnée dars les ouvrages classiques de Young (3) et de Scheiner (4) : ces raies appartiennent en général à la catégorie des raies d’étincelle ou raies «renforcées » (enhanced lines), ce qui s'explique sans peine, à la lumière des recherches récentes, par les très basses pressions (inférieures à 107* atmosphère) qui règnent dans la chromosphère (5). Enfin, dans le domaine ultra-violet, de nombreuses raies chromosphériques brillantes ont été photographiées indépendamment, en 1891 et 1892, par M. M. Hale et Deslandres : elles complètent le spectre déjà connu (6).

La raie D, de l’Hélium mérite ici une mention particulière.

(1) Le Soleil (déja cité). p. 154.

(3) G. A. Youwc, Le Soleil, p. 155

(4) J. Scnener, Populäre Astrophysik, Leipzig, 1908 (B. G. Teubner), pp. 367 et 368.

(5) Voir p. 540.

(6) P. Sazer, Spectroscopie astronomique, Paris 1909, (0. Doin), p. 275.

De belle couleur jaune, elle apparait parfois, très exceptionnellement, dans la pénombre des taches, mais on ne la rencontre jamais comme raie sombre dans le spectre de Fraunhofer. — L’anomalie est d’autant plus bizarre que D, est souvent noire dans les étoiles, tout comme d’ailleurs bien d’autres raies de l’Hélium plus fréquentes encore : il n’y a donc pas lieu d’invoquer quelque impuissance « congénitale » de ce gaz pour l'absorption : il est plus naturel d’admettre, avec M. M. N. Saha (1), que Le renversement d’une raie exige une densité et une épaisseur de la couche gazeuse d'autant plus grandes que son coefficient d’absorption est moins élevé, condition qui, réalisée pour FHélium dans les étoiles, ne l’est vraisemblablement pas dans le Soleil:

Tous les faits connus concourent en somme à établir que la Chromosphère est bien ce qu'elle nous apparait à première vue : une couche de gaz incandescents très raréfiés qui entoure le Soleil. Les éclipses ont permis, nous le verrons, de l’étudier très en détail et de se rendre compte en particulier des hauteurs (2) auxquelles s'élèvent les différentes vapeurs ou gaz qui la composent. Mais, en dehors des éclipses et à toute époque, le spectrohéliographe (3) nous a apporté sur la répartition des vapeurs en question, notamment sur les nuages d'Hydrogène et de Calcium qui flottent au-dessus de la photosphère, une foule d'informations précieuses : nous y reviendrons bientôt.

9. Srgcrre pes Tacnes. — C'est ainsi que les Facules qui entourent les taches et ne s’observent guère qu’au bord du disque ont pu être étudiées en détail sur toute la surface : le spectroscope ordinaire n’y voit le plus souvent qu'un renforcement d'ensemble du spectre continu, joint à quelques anomalies de structure de certaines raies.

Le spectre des Taches proprement dites est beaucoup plus intéressant. On obtient à la fois celui de l'ombre et celui de

(4) S. À. Mrromez, Eclipses of the Sun, New-York, 1923 (Columbia University Press), p. 309.

(3) Voir p. 169.

la pénombre en disposant la fente du spectroscope de façon à bissecter Le noyau : on constate alors qu'à une époque donnée les phénomènes ne diffèrent pas sensiblement d'unetache à une autre. — Le spectre (1) ressemble dans ses grandes lignes à celui de Fraunhofer, avec cependant d'importantes différences. Certaines raies sont élargies, d'autres intensifiées, beaucoup amincies ou affaiblies (fig. 44). Parmi les renforcements les plus fréquents,'on note surtout des rates du Titane, du Magnésium, du Calcium, du Sodium, du Fer, du Nickel, du Chrome et de très nombreuses raies du Vanadium. Les raies H et K du Calcium, doublement renversées dans les facules, le sont simplement dans les taches ; celles

Fig. 44, — Portion du Spectre des taches En haut : Spectre solaire normal.

En bas : Spectre de lache solaire.

de l'Hydrogène offrent le même caractère, qui se traduit par le voile rose s'étendant souvent sur le noyau et bien des fois décrit par Secchi (2). Le fond continu du spectre parait affaibli : l'emploi d'appareils très dispersifs a montré que ce n'était là qu’une conséquence d'innombrables raies d'absorption très fines qui ne se voient que dans les taches.

Un point très remarquable est le suivant : d'une manière générale, toutes les raies d’un élément donné ne se comportent pas de même; les raies assombries ou élargies dans les

(1) W.S. Anaus, Contributions from the Mount Wilson Solar Obserodatory, t. IE, n° 40, 1909.

(2) Le Soleil, Paris, 1875 (Gauthier-Villars), t. [, p. 401.

taches sont celles qui prédominent dans les flammes ou dans l'arc électrique, c'est-à-dire les raies de l'atome neutre non ionisé ; en revanche les raies d’étincelle ou de haute température (raies « enhanced » de Lockyer), dues à l’atome ionisé, sont moins intenses dans les taches que sur le reste du disque : elles peuvent même y disparaitre complètement.

Enfin le spectroscope révèle dans les taches solaires la présence de combinaisons chimiques qui ont beaucoup surpris. Il est cependant hors de doute qu'on y voit des bandes appartenant à l’'Oxyde de Titane (T10?), à des Hydrures de Magnésium ou de Calcium (1).

Les principales particularités du spectre: des taches ont êté reproduites expérimentalement par M. A.$S. King (2), dans le Laboratoire de Physique attaché à l'Observatoire du Mont Wilson : elles concourent à mettre en évidence une absorption sélective très intense, associée à une température — 3.000 ou 4.000, tout au plus — fort inférieure à celle de la photosphère : Iles mesures directes du rayonnement calorfique des taches (3) aboutissent au même résultat. — Toutes ces recherches se résument en quelques mots : le spectre des taches solaires correspond à celui des étoiles de type spectral plus « avancé » que le spectre du reste de l'astre.

Une brillante découverte est venue vers 1910 jeter une vive lumière sur la plupart des apparences énigmatiques des raies des taches solaires. Les élargissements font place parfois à de doubles renversements. M. Hale a montré (4)que cette dernière anomalie (qui fait surgir une raie brillante au centre de la raie sombre) n’est pas au fond distincte de l'autre : il ne s’agit que de dédoublements ou de détriplements, dus à des champs magnétiques dont les novaux des taches — de toutes les taches — sont le siège : le phénomène de Zeeman, maintenant bien connu, qui se manifeste ainsi

(1) Cu M.OLmsren, Contributions {rom the Mount Wilson Solar Observatory, t. 1, no 21, 1908.

(2) Ces recherches ont été publiées par M. KixG dans l’Astrophysical Journal au cours de ces 15 dernières années, passim.

(3) Voir p. 123 et aussi p. 540.

(4) Voir p. 276.

permet d'étudier ces champs magnétiques : leur connaissance détaillée nous aidera sans doute bientôt à mieux comprendre la cause même des taches qui, dans tout cela, constitue évidemment le problème principal.

10. Spgcrre pes PROTUBÉRANCES. — Les Protubérances solaires se présentent à nous comme des sortes d’éruptions plus ou moinstourmentées de la Chromosphère. Aperçues d’abord, lors des éclipses totales, sous forme de flammes roses jaillissant par endroits du bord du disque de la Lune, elles peuvent maintenant, grâce à un ingénieux artifice, s'observer en tout temps.— Les mots d’éruptions ou de flammes ne doivent pas être pris ici à la lettre : bien qu'aux déplacements protubérantiels répondent souvent des vitesses (1) colossales à l'échelle terrestre, le grand éloignement de l’astre et l’imprécision des contours des masses en jeu s'opposent à ce que le mouvement soit jamais bien reconnaissable à la simple vue.

Toutes les protubérances manifestent au spectroscope les raies brillantes de l’'Hydrogène (Hz, He, H,, Hs, etc.), la raie D, de l'Hélium, ainsi que les raies H et K du Calcium ionisé. On peut pourtant les répartir en deux classes :

Les unes, en général très vastes, de couleur rose violacée, offrent l’aspect de masses nuageuses : ce sont les protubérances quiescentes (2). Presque uniquement formées des gaz ci-dessus, elles sont d’ordinaire assez stables et semblent même parfois prendre naissance sur place, sans laisser soupconner de lien bien net avec la chromosphère. On les observe en tous les points du disque solaire, aux pôles ‘comme à l'équateur.

Les autres, les protubérances éruptives, plus petites, sont aussi plus agitées. On y voit apparaître, outre l’'Hydrogène,

(1) La question de savoir si les vitesses des protubérances correspondent bien à des déplacements effectifs de matière a élé fort discutée: nous nous contenterons de renvoyer à ce propos le lecteur aux pages 205 et 215 de ce livre.

(2) On consultera avec fruit sur ces questions les ouvrages, maintes fois cilés par nous, sur « le Soleil », de Seccmi et de YouxG.