PLANCHE XIV

La Couronne solaire à l’éclipse du 28 mai 1900 (époque de « minimum »).

3arnard et G. W. Ritche

de la Lune et qui sont plus brillantes que la Couronne ellemême, suffisent à vicier les mesures, par ailleurs fort délicates. On pourrait croire que la luminosité du Ciel intervient aussi : ce n’est pas exact. La largeur de la zone de totalité étant de l'ordre de la hauteur de l'atmosphère terrestre, les seuls points de celle-ci qui peuvent recevoir direetement de la lumière photosphérique sont à plusieurs dizaines de degrés du Soleil et le Ciel, au voisinage de ce dernier, ne reçoit de lumière que de la Couronne.

L’intensité totale de la Couronne varie, nous l’avons dit, avec les années : elle oscille entre 1/2 fois et 1 fois celle de la Pleine Lune, suivant qu’on se trouve au minimum ou au maximum des taches ; mais ces chiffres sont assez incertains. — Voici quelques-unes des mesures visuelles les plus dignes de foi, la lumière totale de la Pleine Lune étant prise pour unité (1) : |

Intensité totale

Eclipse de la Couronne Auteurs

1886 0,8 Abney et Thorpe (2) 1889 (janvier) 0,4 Leuschner (3)

1893 1,1 Abney et Thorpe (4).

1905 0,75 Ch. Fabry (5).

On à fait aussi, à diverses reprises, des mesures photographiques (6) : Les chiffres obtenus sont très discordants et en général beaucoup moins élevés que les précédents, vraisemblablement plus voisins de la vérité.

Une des observations les plus récentes est celle de MM. J. Kunz et J. Stebbins (7) lors de l'échipse du 8 juin

(1) L'activité solaire élait maxima aux époques suivantes : 1883,9 1894,1 1906,4 1917,6 et minima aux dates : 1878,9 41889,6 1901,7 1913,4.

(2) Philosophical Transactions, vol. 108 A, 1889, p. 363.

(3) Lick Observatory Contributions, t. 1, 1889, p. 100.

(4) Philosophical Transactions, vol. 187 À, 1896, p. 433.

(5) Comptes Rendus de l'Académie des Sciences, t. 141, 1905, p. S70,

(6) On en trouvera une liste dans : J. Kuwnz et J. Sressins, Astrophysical Journal, 1. XLIX, 4919, p. 150.

(7) Mémoire cité ci-dessus, pp. 137 à 152.

1918. Elle à été faite au moyen d’un photomètre à cellule photo-électrique au Potassium (1) (maximum de sensibilité : vers À 448). MM. Kunz et Stebbins ont trouvé (2), pour l'intensité totale de la lumière coronale, 0,60 bougie-mètre et, comme rapport de cette intensité à celle de la Pleine Lune, 0,6.

La loi de variation de l’éclat apparent (par minute carrée) de la Couronne, en fonction de la distance au Soleil se traduit par une décroissance très rapide. M. H. H. Turner (3), à l’éclipse du 22 janvier 1898, a trouvé empiriquement pour

Péclat une formule de la forme +, r étant la distance au

centre du Soleil. M. Ô. Bergstrand (4) a repris la question à l’éclipse du 21 août 1914 : ses observations photographiques

197 , Lee lui ont donné la loi , pour les points de la Couronne situés

sur l’équateur solaire (4 = distance au bord solaire); dans les autres directions, la Loi est plus compliquée. — Ces recherches, encore à leurs débuts, ne concernent que la distribution apparente de la lumière coronale. Un problème tout différent quoique lié au précédent, est celui de sa répartition réelle, dans l'espace : résolu théoriquement par M. H. G. Block (5), il comporte des développements mathématiques aussi intéressants en eux-mêmes que par leur évidente portée touchant la constitution de la Couronne. Là aussi cependant, nous devons attendre des données d'observation plus nettes.

Chose curieuse, le disque de la Lune parait d'ordinaire sensiblement plus noir que le fond du Ciel loin de la Couronne. La différence est à la vérité moins grande qu’elle ne le semble à première vue. Elle est certainement due en partie à l’éclairement diffus du Ciel, provenant de la Couronne;

(1) Voir p. 76.

(2) Il est à remarquer qu’à l’éclipse de juin 1918, les protubérances étaient fort belles : leur influence sur les mesures dont nous parlons ici n'a pas dû être négligeable, bien que difficile à évaluer exactement.

(3) Proceedings of the Royal Society of London, t. LXVI, 4904, p. 36.

(4) Etudes sur la distribution de la lumière dans la Couronne solaire, par OËsren BerGsrrann, Stockholm, 1919 (Paris, C. Klincksieck).

(5) Sur la Répartition dans l'espace de la matière coronale, Stockholm, 1924 (Paris, C. Klincksieck).

M. P. Salet (1) a montré que les météorites, quientourent très probablement le Soleil et dont on peut évaluer le nombre approché par celui des étoiles filantes. que rencontre la Terre, peuvent diffuser assez de lumière solaire pour expliquer le phénomène.

7. SPECTRE DE LA Couronne. — Le spectre de la Couronne est complexe (PL. XII). On y trouve d’abord un fond continu, relativement très intense, dont le maximum de luminosité est plus voisin du rouge (2) que dans le spectre solaire ordinaire. Ce spectre est parfois, mais non toujours, interrompu par quelques-unes des principales raies de Fraunhofer telles que les raies Het K du Calcium. Ces raies ont été photographiées par M. le Comte de la Baume-Pluvinel (3) à l’éclipse de 1893. Elles s’observent souvent, quand on les voit, loin du Soleil : ce fut le cas notamment aux époques de maximum de 1871, 1882, 1893 et 1905.

On s’est beaucoup demandé si ces raies de Fraunhofer ne provenaient pas de l’atmosphère terrestre et la plupart des spécialistes inclinaient à le croire jusque dans ces derniers temps. La question est tranchée maintenant (4). À l’éclipse du 21 septembre 1922, en Australie, le spectre de la Couronne extérieure révéla nettement les raies noires si discutées — surtout celles de longueur d’onde inférieures à Hy, dans la région où le spectre continu coronal est le moins intense — alors que, plus loin du Soleil, aucune trace de ces raies n’apparaissait. Comme ce jour-là le Ciel était d’une clarté par-

(4) P. Sazer, Sur l’auréole qui semble entourer la Couronne pendant les Eclipses totales, Turin, 1912 (Extrait des Saggi di Astronomia Popolare).

(21 H. Descanpres, Annales du Bureau des Longitudes, t. V, 1897, p. C 42. Nous avons nous-même observé le même fait à l’éclipse de 1914 : il pourrait signifier que la Couronne est moins chaude que la photosphère, chose très naturelle. Pourtant les recherches bolométriques de M. C. G. Azsor ont semblé montrer la Couronne comme assez pauvre en radiations infra-rouges et le problème mérite d’être repris.

(3) Comptes Rendus de l’Académie des Sciences, t. 117, 1893, p. 24.

(4) J. H. Moore, Publications of the Astronomical De of the Pacific, t. XXXV, 1923, p. 59. 6

faite, sans la moindre brume, cette observation prouve clairement que les raies sombres de la Couronne sont dues à la réflexion diffuse de la lumière solaire par les particules coronales elles-mêmes et non par celles de notre atmosphère.

Outre ces raies noires, le spectre de la Couronne laisse voir, se détachant sur le fond continu, quelques raies brillantes spéciales d’intensités très capricieuses. La principale est la fameuse raie verte, dite du « Coronium ». Observée pour la première fois en 1869 par Ch. A. Young (1), W. Harkness (2) et Sir Norman Lockyer(3),elle a presque toujours été vue depuis. On l’a confondue longtemps avec la raie chromosphérique À 5316 (ou 1474 de l'échelle de Kirchhoff) qui appartient au Fer. La vraie raie coronale semble unique, mais elle est un peu diffuse : elle a pour longueur d'onde approchée (4) 5303,1 et ne correspond à aucun corps connu. On l’attribue à un gaz hypothétique (plus léger que l’'Hydrogène, a-t-on dit parfois), auquel, en attendant qu'on puisse l’isoler, on a donné le nom de Coronium. Rien ne prouve toutefois que ce gaz existe ou plutôt soit vraiment nouveau : la raie verte pourrait fort bien apparteuir à un corps connu, sous un état physique non encore étudié, ionisé par exemple. ;

La raie À 5303,1 n'est pas toujours observable. Aux époques de minimum des taches, elle est d'ordinaire plus faible et se voit moins loin du Soleil (à 8! du bord tout au plus) (5) tandis qu'aux époques de maximum, plus brillante, elle s'étend aussi plus loin. À l’éclipse de 1914, elle était à peu près invisible (6); par contre une autre apparut, d'intensité analogue et d’origine indiscutablement coronale elle aussi : cette raie

(4) A l’éclipse de 1918, MM. CamPBeLz et MooRE ont trouvé 3302,98 À (Mission de Lick) ; MM. Anams, Sr. Jon et Miss Ware 5303,20 À (Mission du Mont Wilson).

(5) J. H. Moore, loc. cit.

(6) On n’en trouve pas la moindre trace sur le cliché pris par nous à

cette éclipse, où le spectre continu se voit pourtant fort nettement de l'extrême rouge à l’ultra-violet, des deux côtés du bord solaire.

American Journal of Science, t. XLVIIL (2? série), 1869, p. 377 Fate Observations, 1867, App. Il, p. 60.

Voir là dessus : P. Sazer, Spectroscopie Astronomique, déjà cité,

. ; , . © était rouge et sa longueur d'onde avait pour valeur 6374,2 À.

Photographiée et signalée par MM. J. Bosler et H. G. Block à

Stromsund (Suède) (1), elle fut également observée en Crimée par M. P. Carrasco (2). Elle ne semble pas avoir reparu avant l’échipse du 24 janvier 1925, où elle fut. photographiée et trouvée très forte par M. $S. A. Mitchell (3).

Le spectré d'émission de la Couronne compte quelques autres rates. Voici les principales (4) de celles qui ont été

vues — pas toujours simultanément — jusqu'en 1918 :