PLANCHE VIII

Protubérance en mouvement rapide du 10 octobre 1910. (Cliché de l'Observatoire Yerkes). (en haut à 7 h. 56 m. 8 s.; en bas à 8 h. 6 m. 4 s.).

N.B. — Le segment de cercle noir est un écran circulaire masquant le Soleil.

roupe de 2 taches en lumière H, du 30 août 1924. (Cliché de l'Observatoire du Mont Wilson)

-l'Hélium et le Calcium, d’autres raies métalliques, pas toujours les mêmes, mais appartenant toujours à la catégorie des raies chromosphériques. Ces protubérances-là sont blanches et affectent pour la région des taches une prédilection marquée : on n’en voit jamais aux pôles.

La hauteur moyenne des protubérances au-dessus de la photosphère est environ 50" ; 25 0/0 d’entre elles dépassent 1/, mais il en est de beaucoup plus hautes ; Langley en vit notamment une, en 1880, qui s'éleva jusqu'à 13 (570.000 km.) au-dessus du bord solaire et les cas analogues ne sont pas rares.

Les vitesses que peuvent atteindre ces masses énigmatiques (PL. VII) sont quelquefois très grandes. Leur composante perpendiculaire au rayon visuel est facile à mesurer directement, en notant de combien de secondes d'arc la protubérance s'élève en un temps connu. Quant à la composante radiale, le spectroscope la révèle, par l'application du principe de Doppler-Fizeau (fig. 45). — Les deux composantes sont du même ordre : bien j , É qu'elles ne dépassent pas souvent M ne tes

: de la raie solaire Hz de l’'Hy- 50 km./sec., Les vitesses de 100 drogène (d’après G.-E. Hale). où 200 km./sec. ne sont pas très exceptionnelles. On en à vu de plus fortes encore (1), excédant même la vitesse critique de 618 km./sec., au delà de laquelle un projectile lancé du Soleil dans l’espace va s'y perdre sans retour. La simple possibilité de pareilles déperditions, dont les éruptions volcaniques terrestres ne nous apportent aucun exemple, ne laisse pas de mériter une sérieuse attention.

(1) Par exemple celle observée parle P.Fényr en 1891 et dont la vitesse radiale dépassait 800 km /sec. (Memorie della Societa degli Spettroscopisti Italiani, t. XXI, 1892, p. 127).

11. Méruope pe JANSSEN ET LOCKYER POUR L’OBSERVATION DES ‘PROTUBÉRANCES EN TEMPS NORMAL. — Masquées par la lumière diffuse du Ciel, les Protubérances sont longtemps restées invisibles en dehors des éclipses, à la fois trop rares et trop courtes pour se prêter à des recherches approfondies : aussi leur véritable origine ne fut-elle pas tout d’abord clairement reconnue. [1 fallut attendre l’éclipse du 18 août 1868 pour éclaircir le problème : cette éclipse fameuse, observée aux Indes dans d'excellentes conditions, montra en effet à J.Janssen et à quelques autres astronomes que le spectre des protubérances, formé de raies brillantes isolées (d'ailleurs peu nombreuses) ne pouvait provenir que de gaz incandescents, circonstance établissant définitivement le caractère solaire du phénomène.

C'est à la même éclipse, grâce précisément à la nature du

Spectre

/rage = —< So/s/re

Ha D, Hg 15 Hs Rouge Violet Fig. 46.

spectre des protubérances, que fut découverte la méthode employée aujourd'hui pour les observer en tout temps. La lumière du fond du Ciel n’est autre que celle du Soleil, diffusée par les molécules de notre atmosphère et son spectre, sensiblement identique à celui de Fraunhofer, bien que plus faible, est également — à part les raies noires — continu. Or, vue à travers un spectroscope de dispersion suffisante, la lumière des protubérances apparait concentrée sur quelques radiations brillantes intenses ; au contraire celle du Ciel, étalée du rouge au violet sur toute la longueur du spectre, se trouve par là même fort affaiblie : l'opposition, très accrue, devient alors manifeste et la présence des raies sombres du fond du Ciel, aux endroits précis où les protubérances en ont de brillantes, augmente le contraste d'autant.

I suffit doc, comme le devina Lockyer en Angleterre et

comme Île reconnut aux Indes Janssen le lendemain de l'éclipse de 1868, de placer la fente du spectroscope tangentiellement au bord solaire, à un endroit où il y a une protubérance, pour apercevoir brillantes les raies de cellesei qui n'ont, bien entendu, que la longueur correspondant sur le Soleil au gaz lumineux (fig. 46). Si l'on envisage alors une raie protubérantielle déterminée, la raie rouge H, de l’Hvdrogène par exemple, on la voit L———>8 se détacher sur le fond du Ciel PEN 2 VUE TR comme un trait lumineux (fig. 47) Pig. 47.

AB et, si l'on vient à déplacer gra- A leiient la fente de l'appareil perpendiculairement : à sa direction, on obtient, par sections successives A'B, AB"... la forme complète de la protubérance.

Cette méthode dite de la « fente étroite » est d'une application pénible : on la remplace de préférence par celle de la « fente large », proposée peu après. Il suffit en effet de se rappeler qu'un spectre n'est qu'une série d'images monochromatiques de l'objet lumineux pour prévoir qu'en ‘ouvrant largement la fente, toujours tangente au bord du disque, on doit voir se dessiner sur le Ciel, aux endroits du spectre correspondant à des raies protubérantielles, le contour entier de la protubérance étudiée. L'observation se fait alors d'un seul coup, sans autre précaulion que de limiter au strict nécessaire l'ouverture de la fente, de façon à éviter les empiétements possibles des images.

C'est ainsi qu'on a longtemps étudié (1) les protubérances dans les Observatoires consacrés à la Physique Solaire, avant l'invention du spectrohéliographe dont nous allons maintenant parler.

(4) La méthode de la « fente large » n'est pas encore complètement abandonnée.