LISTE DES RAIES CORONALES

x Intensité À Intensité À Intensité 3328,2 RKelal. forte || 3648 Assez faible | 4533,4 Faible 3359 Faible 3801 ,0 Id. || 4567 Assez faible 3388 Très forte 3986,9 Relat. forte || 4586 Id. 3155 Forte 4086 ,0 Id. 4119 Faible 3534 Faible 4231 ,4 Id. 5073 [d.

3601,3 Assez forte 424 Faible 5118 Id.

3626 Faible 4244,8 Id. 53013 LMiirées tonte 3641,4 Assez faible | 4311 Id. 5536 Faible 363.0 Id. 4359 Assez faible || 6374,2 Très forte

On sait que dans ces derniers temps une suite de généralisations hardies de la formule de Balmer a révélé de remarquables relations entre les longueurs d'onde des raies de beaucoup de corps simples et on entrevoit déjà le moment où le seul spectre d'un élément nons renseignera sur la constitution intime de ses atomes Le spectre propre de la Couronne a été l’objet de recherches analogues, de M. J. W. Nicholson (5) notamment; mais il faudra attendre encore quelques échipses pour que les résultats puissent en être regardés comme définitifs.

(1) Comptes Rendus de l’Académie des Sciences, 1. 159, 1914, p. 766 (Voir aussi p. 669).

(2) Même recueil, même volume, p. 740.

(3) C. G. Assor, The Earth and the Stars, Londres, 1925 (Chapman),

(4) Lick Observatory Bulletin, 1. X, 1918, p. À et aussi S. A. Mrr- CHELL, ouvrage cité, p. 329. — Nous avons écarté de notre liste les raies: vues par wn seul observateur.

(©) Monthly Notices, t. LXXVI, 1917, p. 415.

Nous n’avons pas mentionné ici les raies de l’Hydrogène ni les quelques raies chromosphériques que l’on note généralement dans la Couronne inférieure : elles ne lui appartiennent sans doute pas en propre.

La photographie du spectre de la Couronne pose le problème de sa rotation. Cette étude a été tentée plusieurs fois (1): les difficultés inhérentes aux éclipses la compliquent beaucoup, quoiqu’en principe le problème diffère peu de celui de la rotation solaire elle-même. Qu'il nous suffise de dire que M. W. W. Campbell (2) a trouvé en 1898, en appliquant le principe de Doppler-Fizeau à la raie verte, une vitesse équatoriale de 3 km./sec. près du bord solaire et nousmême (3) en 1914, avec la raie rouge, une vitesse de 3,9 km./sec. Mais la question, vu son ne mérite d'être reprise.

8. Porariscopr DE SavarT, — Une autre recherche capitale est celle de la polarisation de la lumière coronale. Le procédé le plus simple pour l’étudier consiste peut-être à interposer entre l'objectif et la plaque d’une chambre photographique, un prisme bi-réfringent (4) : on obtient deux images de la Couronne, polarisées dans des plans perpendiculaires et leur différence d'intensité décèle le degré de polarisation.

Mais l’appareil le plus pratique est de beaucoup le Polariscope de Savart, modifié par Cornu. Ce précieux petit instrument est extrêmement sensible : on peut avec lui déceler, dans un faisceau, 1 0/0 de lumière polarisée. Il se compose, en principe, d'une lame de Savart, c’est-à-dire de deux lames de quartz, taillées à 45° par rapport à l’axe optique et superposées de façon que leurs sections principales soient rectangulaires. Une tourmaline, dont la section principale est à 45°

(1) Notamment par M. H. Descanpres (Annales du Bureau des Longitudes. t. VIT, 1896) à 1 éclipse de 1893.

(2) Astrophysical Journal, t. X, 1899, p. 186.

(3) J Boscer, Comptes Rendus de l’Académie des Sciences, t. 160, 1915, p. 434.

(4) Cest ainsi qu'a opéré notamment M. E P. Lewis, de l’Observaloire Lick, à l’éclipse de 1918 (Mireuezz, ouvrage cité, p. 341).

de celles des deux quartz, est placée juste devant l’œil et sert d’analyseur.

Un faisceau polarisé rectilignement. qui tombe sur le SYStème se décompose ainsi en os autres, polarisés suivant les deux directions principales Ox et Oy de la lame de Savart. Considérons par exemple la composante Ox de la vibration incidente, composante que nous supposerons pour fixer les idées dans la section principale du premier quartz traversé : celui-ci ne la laisse passer que sous forme de rayon extraordinaire. Mais quand le rayon envisagé pénètre dans le second quartz, il ne peut, la double réfraction intervenant de nouveau, s'y transmettre que comme rayon ordinaire. — La composante 07 de la vibration incidente suit une marche inverse ; mais les chemins optiques parcourus dans le quartz par lee deux composantes ne sont nullement égaux, ainsi que la construction d'Huygens suffit à le montrer.

La tourmaline ne laissant passer que les vibrations correspondant à sa section principale, l'observateur reçoit à la fois deux faisceaux ayant suivi dans la lame de Savart des trajets différents et susceptibles d’interférer. La différence de marche dépend évidemment de l’inclinaison du faisceau sur la lame et, toutes choses étant symétriques par rapport à la section principale de la tourmaline, on doit voir, quand on vise une plage éclairée par de la lumière polarisée, des franges parallèles à ladite section. Ces franges ont leur intensité maximum lorsque les vibrations incidentes lui sont ellesmêmes parallèles ou perpendiculaires. — La lumière non polarisée, dont les vibrations ont toutes les directions possibles, ne donne pas de franges et, toutes choses égales par ailleurs, les franges sont d'autant plus intenses que la proportion de lumière polarisée est plus forte, ce qui, par comparaison avec des sources connues, permet de l’évaluer. — En fait, on opère de plus en plus par la photographie ; mais, de toute façon, il faut prendre garde que les appareils d'observation (lunettes, télescopes, spectroscopes, etc.), ne viennent pas polariser artificiellement la lumière étudiée (1).

(1) Le Polariscope de Savart a été tout dernièrement l’objet de perfec-

9. POLARISATION DE LA LUMIÈRE CORONALE. — Les premières observations polariscopiques de la Couronne, celles de Secchi et Prazmowski, datent de 1860 (1). Lors de l'éclipse de 1878 (2), À. W. Wright trouva visuellement, par la méthode du prisme bi-réfringent, 11,20/0 de lumière pôlarisée à 7! du bord lunaire et N.E. Dorsey (3), en 1900, 11 0/0 à 5’. R. W. Wood (4) obtint à la même éclipse, au moyen du polariscope de Savart, des chiffres du même ordre ; 1l nota de plus qué la lumière du spectre de raies brillantes ne paraissait pas polarisée. D'autres observations intéressantes du même genre furent faites à plusieurs éclipses par M. H. H. Turner et par M. H. F. Newall (5). M. P. Salet (6) a en outre pu photographier les franges du polariscope en 1905 et il a ainsi reconnu que la polarisation s’étendait jusqu'au bord même de la Lune, c'est-à-dire qu'elle est sûrement d’origine coronale et non atmosphérique.

Un peu plus tard, R. K. Young (7), en examinant les clichés de M. C. D. Perrine pris aux éclipses de 1901, 1905 et 1908, constata que la proportion de lumière polarisée parait croitre d’abord rapidement à mesure qu'on s'éloigne du Soleil ; elle atteint 37 0/0 à 5° du bord, puis elle décroit lentement (8): Comme il s’agit ici de radiations photographiques, ce chiffre ne peut être comparé directement aux résultats des observations visuelles : si l’on admet que la loi de Lord Rayleigh sur la réflexion diffuse (9) est applicable

tionnements importants de la part de M. BernarDp Lyor, qui est ainsi parvenu à en accroilre beaucoup la sensibililé (Revue d'Optique, t. V, 1926, p. 108).

(1) Comptes Rendus de l'Académie des Sciences, 1. 51, 1860, p. 195. (2) Report of the U. S. Naval Observatory of the Total Eclipse of July 29,1878. On trouvera-là un excellent résumé des diverses méthodes polariscopiques applicables à la Couronne.

(3) Publications of the U. S. Naval Observatory, t. IN D, 1905, ii TE ; (4) Astrophysical Journal, t. XUN, 1901, p. 68. (5) Monthly Notices, t. LAXVI, 1906, p. 475.

(6) Comptes Rendus de l'Acad. des Sc., t. 141, 1905, pp. 528 et 994. (7) Lick Observatory Bulletin, t. VI, 1911, p. 166. (8) Les panaches restent cependant polarisés jnsqu’à leur extrémité. (9) Philosophical Magazine, série 4, t. XLI, 1871, pp. 107, 274, 447 ; série 5, t. XIL,°1881, p. 81 et t. XLVIL, 1899, p. 375.

ici, un pourcentage de 11 0/0 dans la région visible (À 5.600 À) correspond à 33 0/0 dans la région actinique

(À 4.270 À) : l'accord des nombres trouvés par les différents observateurs est donc aussi satisfaisant que possible. A l’avenir, il sera cependant préférable de remplacer les observa- tions visuelles simples par des mesures photo-visuelles, c'est-à-dire d'opérer photographiquement à travers un écran jaune et sur plaque orthochromatique.

La direction du plan de polarisation est radiale, autrement dit ce plan passe par le centre du Soleil, le point visé de la Couronne et l'œil de l’observateur. La lumière à spectre continu des flammes n’étant pas polarisée, tout se passe donc comme si la Couronne brillait en grande partie d’une lumière réfléchie, évidemment empruntée au Soleil.

On s’est étonné, dans ces conditions, que les raies de Fraunhofer fussent en général presque invisibles, surtout au voisinage du Soleil. Pour écarter cette contradiction, on a avancé que la lumière coronale pouvait être due à un effet de fluorescence, ainsi que l'idée en a été émise par E. Wiedemann et G. CG. Schmidt (1) en 1896, puis par M. R. W. Wood !2)(1908). La lumière fluorescente des vapeurs métalliques est en effet polarisée dans une proportion analogue à celle de la Couronne. Malheureusement le spectre continu de celle-ci ne manifeste, nous l'avons reconnu nousmême en 1914, aucune de ces discontinuités que l’on remarque dans les spectres de fluorescence déjà connus. — En fait, la présence des raies de Fraunhofer dans la Couronne n'est maintenant plus douteuse ; peut-être s’y ajoute-t-il cette sorte de fluorescence mystérieuse que nous ont révélée les nébuleuses « gazeuses » (voir page 641).

10. TemPÉRATURE DE LA COURONNE. — Un point important est que la température de la Couronne, moins élevée bien entendu que celle de la photosphère, doit cependant être très haute. Considérons en effet (fig. 61) un corps noir À,

(1) Astrophysical Journal, t. I, 1896, p. 207. (2) Même recueil, t. XXVIIL, 4908, p. 75.

situé à une distance donnée du Soleil et cherchons la température qu'il prendra lorsqu'il sera parvenu à son état d’équilibre. Appliquons-lui la loi de Stefan (1) et écrivons que la quantité de chaleur qu'il reçoit par seconde, du seul angle

solide sous lequel de À on verrait le Soleil, est égale à celle

qu'il rayonne dans toutes Les directions. Soient T la tempéra-

ture effective du Soleil, T' celle de À, K une constante définie

par la loi du rayonnement et w l’angle solide ci-dessus. Dre

ArKT"' —= wKT: avec w& — 2r(1 — cos o),

Re > Fig. 61.

2 étant le demi-diamètre apparent du Soleil vu der

On en conclut :

A (24 1 T/sin 3°

À 3° du bord solaire, si T — 6.000° abs., T'— 4.200° ; à 15", T'— 3.060.

Au voisinage du Soleil, il n’y a done vraisemblablement guère que des gaz et ce n’est que relativement loin de l’astre que des matériaux solides pourraient subsister un certain temps.

Ce raisonnement n’est pourtant exact que si le corps placé en À est not, c’est-à-dire s’il absorbe également toutes les radiations. Dans le cas d’un corps doué d’absorption sélective, il en serait tout autrement (2). Supposons par exemple

(4) Voir page 219 et suivantes.

(2) Cette remarque est due à M. CH. Fasry (Journal de Physique, 5e série, t. VI, 1916, p. 207).

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que le corps À ait un spectre constitué par une bande uniqué dans l’ultra-violet : 11 ne pourra émettre ou absorber que de la lumière de cette nature et, tant que sa température ne sera pas suffisamment haute pour qu'il en émette une quantité notable, il absorbera, sans en rien restituer, l’énergie solaire qui lui parviendra. Sa température pourra alors dépasser de beaucoup celle du corps noir de notre calcul. Une bande unique dans l'infra-rouge aurait un effet opposé. — Toutefois, si l'on s’en tient aux suppositions les plus vraisemblables, on peut admettre que nos conclusions de tout à l'heure, concernant la température de la matière coronale, ne doivent pas être très éloignées de la vérité.

11. NATURE PROBABLE DE LA CouroxNe. — L'extrème ténuité de cette matière est attestée par les Comètes qui l'ont impunément traversée. La Comète de 1843 notamment passa à 4! du bord solaire, à une vitesse de 550 km./sec. et, après avoir parcouru à travers la Couronne 500.000 kilomètres, n'en éprouva aucun retard appréciable. Si l'on songe qu’une étoile filante, animée d’une vitesse de l’ordre de 40 km./sec. est complètement arrêtée par la haute atmosphère terrestre entre les altitudes de 150 et de 80 kilomètres, on peut se faire une idée de la raréfaction que cette constatation implique pour la Couronne (1).

À un phénomène aussi singulier les explications n'ont bien entendu pas manqué. M. Schaeberle (2) y a vu la preuve d'éruptions émanées de la zone des taches. Mais les matérlaux ainsi projetés devraient, pour échapper à l'attraction solaire, être doués de vitesses supérieures à la vitesse critique, 618 km./sec. : or l'observation n’a rien révélé de pareil. Un peu plus tard, M. F. H. Bigelow (3), se fondant sur l'aspect de la Couronne au minimum des taches, lequel rappelle les lignes de force d’une sphère aimantée (fig. 98, chap. IX), imagina que les corpuscules coronaux devaient

(1) S. Newcouws, Popular Astronomy, 6e édit., 1887, p. 265 (Londres, Macmillan).

(2) Astronomy and Astrophysics, t. XIL, 1893, pp. 7, 730 et 765. (3) U. S. Weuther Bureau, Bulletin, no 21, Washinglon, 1898. Cours d'Astronomie, — BosLer-111. 13

être magnétiques, hypothèse qu'interdisent absolument les hautes températures des régions intéressées. Pareillement, M. H. Ebert (1), puis M. Ch. Nordmann (2) songèrent à des décharges hertziennes dans l’espace presque vide qui entoure le Soleil : on leur objecta que des ondes hertziennes seraient sans doute absorbées dans l'atmosphère solaire. Enfin S. Arrhénius (3), par une série de mémoires sur diverses questions de Physique Cosmique, attira l'attention sur le rôle important que peut jouer ici la pression de radiation.

La réalité de cette force n'est pas douteuse : inséparable du rayonnement, elle s'exerce, on le sait maintenant, aussi bien sur les molécules gazeuses (4) que sur les corps solides ou liquides. Sa valeur numérique est égale à la densité de l'énergie émise par le corps rayonnant. Or le Soleil nous envoie, par centimètre carré et par minute, 1,93 cal. à la distance où nous sommes .de lui. Chaque centimètre carré de sa surface émet donc (215,7)° fois plus d'énergie, ce qui fait, en ergs par seconde :

1,93 n 7 CHR Up Ve sé LE 4,19.107 >< (215,7) = 6,0.10!°-ergs : sec.

Cette énergie se trouvant contenue dans un prisme de base égale à { centimètre carré et de hauteur égale à la vitesse de la lumière, 3.10*° cm., la pression qui en résulte est de 2 dynes par centimètre carré.

D'autre part il n'est pas contestable que les régions voisines du Soleil sont peuplées de débris météoritiques provenant notamment de la désagrégation des Comètes, ceux-là mêmes qui forment sans doute la Lumière Zodiacale. Si à quelque distance du Soleil ces petits corps peuvent être solides, près de sa surface la chaleur doit les volatiiser et d'autant plus vite qu'ils sont plus petits. Au voisinage immédiat du Soleil, il ne peut donc guère (5) y avoir à l’état per-

hé dim. à ut.

4) Astronomy and Astrophysies, t. XII, 1893, p. 804. 2) Annales de l'Observatoire de Nice, t. IX, 4905.

3) Physikalische Zeitschrift, 1. M, 1900, p. 81 et aussi ZLehrbuch der smischen Physik, 1903, p. 150 (Leïpzig, S. Hirzel).

4) Voir p. 424.

5) Nous disons « guère », car le raisonnement de M, Fasry (S 10)

( ( ( Ko ( (

manent que des molécules gazeuses que la pression de radiation tend à repousser au loin, comme dans le cas des queues cométaires. \ de

Toutefois, pour que le rayonnement ait cette conséquence, la matière coronale doit être excessivement raréfiée. M. À. S. Eddington (1) a dernièrement souligné ce point important. Les particules repoussées par les rayons solaires se font en effet mutuellement écran et les 2 dynes par centimètre carré de tout à l'heure ont à équilibrer le poids de toute la colonne de matière située au-dessus du point considéré de la surface. En multipliant ce chiffre pa 15, pour tenir compte de l'absorption entre la photosphère et la Terre, et en se rappelant qu'un gramme pèse sur Le Soleil 26.700 dynes, on voit que la force invoquée par Arrhénius ne peut guère contrebalancer le poids de plus de 1 milligramme de matière. Le milieu coronal aurait alors, vu son épaisseur énorme (comparable aux dimensions du Soleil lui-même) une densité de 107!" ou 10° (par rapport à l’eau) (2), ce qui cadre fort bien avec ce que nous avons dit de l’insignifiance de la résistance qu’il oppose au mouvement des Comètes.

Dans un état de raréfaction aussi excessive, que tout ce que nous savons tend à confirmer, l'ionisation doit être intense, ainsi que nous l'avons fait pressentir et il est par suite possible que le spectre d'émission de la Couronne corresponde à des atomes fortement ionisés (3). Aller plus loin serait encore prématuré : nous devons attendre que l'observation nous ait apporté quelques précisions indispensables sur la grosseur des particules coronales, sur leur température réelle et sur leur nature physique ou chimique.

12. RÔLE DE LA DIFFUSION GAZEUSE. — On ne peut cependant manquer de s'étonner qu'un milieu si rare soit visible.

montre qu'il peut exister des corps (absorbants pour l'infra-rouge et réfléchissants pour le reste, par exemple) dont la température soit très inférieure à celle que prendrait, en un endroit donné, un corps noir.

(1) Monthly Notices, t. LXXX, 1920, p. 793.

(2) Il en est d’ailleurs de même des queues des Comèles.

(3) Voir à ce propos la théorie de M. Mecn Nan Sama (p. 528).

Or'M. Ch. Fabry (1) a précisément fait ressortir à ce propos la puissance vraiment surprenante des effets de la diffusion de la lumière, de ceux-là mêmes qui rendent déjà compte de la couleur bleue du Ciel. Des densités insignifiantes suffisent — le calcul le montre — dès qu'on a affaire à une masse de gaz volumineuse, pour réfléchir par diffusion des quantités de lumière très notables. C'est ainsi qu’étant donné l'éclat intrinsèque observé de la Couronne à une distance de la surface équivalente à 1 rayon solaire, une densité de 107% (par rapport à l’eau) permet d'interpréter les faits : c'est là un chiffre du même ordre que celui trouvé par M. Eddington. Il est à noter (2) d'autre part que la lumière coronale est polarisée : or les gaz polarisent très fortement la lumière qu'ils diffusent (celle du fond bleu du Ciel en est la preuve), alors que les petites particules solides de dimensions finies ne la polarisent pas sensiblement.

On pourrait objecter la couleur de la Couronne qui devrait, semble-t-il, d’après la Loi de Lord Rayleigh, nous apparaître plus bleue que nous ne la voyons. Mais l'œil n’est pas bon juge des couleurs pour les lumières faiblés : il nous faudrait des mesures spectrophotométriques effectuées par la photographie : les prochaines éclipses nous les fourniront certainement. — Les trainées et les panaches coronaux paraissent aussi assez énigmatiques : rien n'empêche qu'ils soient dus, comme sans doute également Les filaments des queues cométaires, à des corps plus gros que le reste et très disséminés. On a encore fait remarquer que la lumière du Ciel à le même spectre que le Soleil et que les raies noires de Fraunhofer s'y montrent à peu près au complet ; pourquoi dès lors la Couronne n’en laisse-t-elle voir que quelques-unes ? M. Ch. Fabry estime que la haute température du gaz diffusant intervient ici probablement : les molécules y sont animées de très grandes vitesses, surtout s’il s’agit d’un gaz de faible poids moléculaire, et l'effet Doppler, en étalant les raies noires les plus fines, peut Les rendre inobservables.

(1) Journal de Physique, 5e série, t VII, 1917, p. 89. (2) Cu, Fagry, loc, cit. (1917) p. 89.