PLANCHE IX

Epreuve spectrohéliogra

lu Soleil.

ique c Couche basse Ki du Calcium, 20 novembre 1908.

Photographie directe du Soleil.

20 novembre 1908

de l'Observatoire de Meudon).

(Clich

(Cliché de l'Observatoire de Meudon).

LE SPECTROHÉLIOGRAPHE 169

terrestre, il devient facile de mesurer la vitesse radiale des vapeurs solaires étudiées, sur tous les points du disque où il se passe quelque chose d'intéressant (fig. 58).

Les grands instruments de Meudon sont horizontaux et il semble bien que ce soit la disposition la plus commode et la plus simple. Au Mont Wilson, on a pourtant en dernier lieu construit des instruments verticaux, afin de mieux éviter, pense-t-on, les ondulations, désastreuses pour les images, de la couche d’air voisine du sol. Le cœlostat et l'objectif principal sont juchés sur une tour et le spectroscope enterré dans un puits où les rayons lumineux parviennent de haut en bas : les fentes sont alors dans des plans horizontaux. Tels sont le « 60-foot Tower Telescope », à puits de 30 pieds, et le « 150-foot Tower Telescope », à puits de 80 pieds (fig. 59). La distance focale du grand objectif de ce dernier instrument — près de 50 mètres — est la plus grande qui existe et l'image solaire directe y à 42 centimètres de diamètre.

7. RÉSULTATS GÉNÉRAUX DE L'ÉTUDE DES DIVERSES COUCHES DE L'ATMOSPHÈRE SOLAIRE. — La raie K, et les autres raies de Fraunhofer, c'est-à-dire la couche basse des vapeurs de Calcium ou encore la « couche renversante » fournissent des images assez peu intéressantes (PI. IX) : la surface solaire y possède une structure granuleuse, différente toutefois de celle de la photosphère, mais peu accentuée.

La couche moyenne, celle qui correspond aux deux raies K,, nous révèle au contraire le Soleil sous un aspect tout nouveau, extrêmement curieux (PI. X). Nous voyons là, M. Deslandres l’a montré (1), l'image des vapeurs de la chromosphère entière se projeter sur le disque, avec les protubérances qui l'entourent et qu’on peut ainsi, non seulement apercevoir, mais enregistrer sans peine hors des éclipses, en tout temps. L’astre apparait couvert de grosses granulations formant le « Réseau Chromosphérique »; il est ainsi parsemé d'une multitude de plages brillantes — les Æocculi — qui, répandues sur toute la surface, décèlent les endroits

(1) Voir ci-dessus p. 1614.

ou K, brille le plus. De grands flocculi, Les plages faculaires, entourent les taches, masquent leur pénombre et parfois en partie leur noyau. Les flocculi, sortes de nuages de vapeur de Calcium, diffèrent en somme peu des facules qu'ils surpassent cependant en nombre et en étendue. Plus abondants et plus vastes dans les « zones royales », ils se montrent à toutes les latitudes. Ils participent à l’accélération équatoriale de Carrington et si les petits, ceux qui constituent le réseau chromosphérique, ne cessent jamais d’être visibles, la fréquence des plus grands obéit à la période de {fl ans. |

Mais la couche supérieure du Calcium K,, reconnue tout d'abord par MM. H. Deslandres et L. d'Azambuja (1), est peut-

être plus intéressante encore. On n’y voit plus guère les floc-

culi; en revanche de nouveaux objets apparaissent : ce sont des sortes de trainées sombres qui traversent parfois le Soleil entier et auxquelles on a donné le nom de Filaments (PI. X). D'autres lignes similaires, beaucoup moins nettes, complètent çà et là ce singulier lacis : ce sont Les « alignements ».

Les images fournies par la raie rouge H, de l'Hydrogène et étudiées par M. Halc offrent un tout autre caractère que celles du Calcium. On y note quelquefois des indices de mouvements confus très généralisés et qui, plus accentués autour des taches, font parfois penser à des tourbillons (PI. VIII): ce sont les « Solar Vortices » des Américains. On voit aussi sur ces épreuves les filaments et c’est même sur l’une d'elles qu'ils ont été découverts (2).

Les premiers clichés du Mont Wilson étaienf d’origine assez complexe : ils ne correspondaient pas au milieu même de la raie H;, mais à une portion relativement forte de sa largeur. L'étude de celle-ci a été reprise à Meudon :

(1) Comptes Rendus de l'Académie des Sciences, t. 147, 1908, pp. 334. 467, 1016. |

(2) G. E. Mare et F. Ecrermax, Astrophysical Journal, t. XXVIHI, 1908, p. 100. — Les mêmes astronomes avaient déjà observé en 1903 (Publications of Yerkes Observatory, . WU, part 1) des objets analogues dans la couche moyenne du Calcium; ils les appelaient de « longs flocculi noirs ».

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PLANCHE X

LE SPECTROHÉLIOGRAPHE 171

MM. Deslandres et d'Azambuja (1) en ont isolé la région centrale et les résultats obtenus, fort beaux et d’une pureté remarquable (PI. X1), n’ont plus montré les « vortices » mais bien les seuls filaments, avec une structure fibreuse particulière du disque entier. Les flocculi ont presque entièrement disparu. Nous avons affaire cette fois à la couche supérieure de la chromosphère, plus haute encore que les trois couches que nous avions distinguées avec le Calcium.

On peut songer à préciser l'influence de tous ces changements d'altitude sur l'aspect des taches et des facules. Elle est fort nette et vient corroborer l'exactitude des interprétations précédentes des clichés obtenus. Quand on examine les épreuves prises avec la vapeur de Calcium, on constate qu'à mesure que l’on s'élève les facules grandissent et les noyaux des taches diminuent, pour disparaître complètement dans la couche supérieure. L'apparition des filaments dans la couche K, caractérise Les hautes régions de la chromosphère et l'on ne voit guère qu'eux plus haut encore, sur les épreuves de Meudon obtenues avec le centre de la raie rouge (H,,) dé l'Hydrogène.

8. LES « VoRTICES » ET LES FILAMENTS. — Les clichés du Mont Wilson avaient, au début, donné à penser que des tourbillons d'Hydrogène entouraient normalement les taches : on avait même fondé là-dessus toute une théorie explicative des champs magnétiques qui furent signalés peu après dans les taches (2).

Une étude plus prolongée a montré qu'on s'était trop hâté de généraliser : c’est à peine si 1 fois sur 10 un tourbillon un peu net apparaît autour d’une tache. Dans ces cas-là on constate en général, pour l’'Hydrogène, un mouvement centripète et descendant. On a vu à diverses reprises un phénomène curieux illustrer cette constatation : des filaments d'Hydrogène de la couche supérieure ont été attirés par des

(1) Comptes Rendus de l’Académie des Sciences, {. 148, 1909, pp. 1011 et 1235 et t. 149, 1909, p. 521.

(2) Voir plus loin p. 274.

taches, puis sucés par elle et on a pu suivre leur sort par le

menu, grâce à des clichés spectrohéliographiques successifs.

Les recherches spectroscopiques de M. Ch. E. St John (1) montrent d'ailleurs qu’il n’y a là rien qui doive nous étonner puisqu'il est établi que les vapeurs de la couche haute prises dans leur ensemble s’engouffrent de haut en bas dans le noyau des taches.

Quant aux filaments, leur véritable nature a longtemps soulevé bien des discussions. Ils manifestent dans certains cas des vitesses radiales qui permettent de se les représenter comme des tourbillons à axe horizontal, parallèle par suite à la photosphère. Mais les recherches statistiques de M. O.-J. Lee (2) ont fait présumer il y a quelques années leur intime connexion avec les protubérances du bord solaire : les observations faites au Mont Wilson en 1916 (3) n'ont pas tardé à corroborer cette conclusion. Enfin les épreuves successives de M. F. Ellerman (4), du Mont Wilson également, ont établi d’une facon indiscutable que, quand un filament « sombre » arrive au bord du disque, il se transforme en une protubérance nettement visible sur les clichés. Les filaments sombres de l'Hydrogène ne sont donc pas autre chose que les protubérances projetées sur le disque et la reconnaissance de cette identité, déjà soupçonnée à la vérité, vient ainsi compléter les résultats du spectrohéliographe : comme l’a dit un des créateurs de la méthode, c’est bien la chromosphère tout entière, sans en rien excepter, qui nous est ainsi révélée (PL. XIT).

9. EXTENSION DES DÉCOUVERTES SPECTROHÉLIOGRAPHIQUES À D'AU- TRES ÉTOILES QUE LE SOLEIL. — Il était à prévoir que les faits importants résumés dans tout ce qui précède ne sont pas limités à notre seul Soleil. Un très grand nombre d'étoiles — la majorité peut-être — ont des spectres analogues au

(1) Voir p. 282.

(2) Astrophysical Journal. t. XIV, 1917, p. 206.

(3) Report of the Mount Wilson Solar Observatory, 1916.

(4) ét, dit of the Astronomical Society of the Pacific, t. XXXI, 4919, p.

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