PES

On donne le nom d’équaleur solaire au plan passant par le centre de lastre et perpendiculaire à l’axe de rotation. La latitude solaire d’un point est lPangle que fait son rayon héliocentrique avec le plan de l’équateur, positive ou négative suivant que cette direction fait un angle aigu ou obtus avec l’axe de rotation dirigé comme il vient d’être dit.

Les taches solaires ne se forment pas à toutes les latitudes ; la latitude d’une tache est généralement comprise, en valeur absolue, entre 8 et 89°.

L'activité solaire à une époque est mesurée par le nombre et la grandeur des taches à cette époque. L'activité solaire manifeste

une période d’un peu moins de onze années : trois ans d’augmenta: «

tion, deux ans de faibles variations, et six ans de décroissance. La latitude moyenne des taches de chaque hémisphère équatorial est soumise à la même périodicité : au minimum de lactivité solaire,

la latitude moyenne des taches est considérable, comme 80° ; elle «

diminue au cours de la période de manière à passer par 46° environ à l’époque du maximum pour atteindre 10° vers la fin de la période, et, un peu avant que celle-ci soit terminée, pour remonter brusquement aux latitudes élevées.

Déduite de l'observation des taches, la durée de la rotation du Soleil varie avec la latitude de chacune d’elles. La durée d’une rotalion complète, par rapport aux étoiles, des zones voisines de l'équateur est 25, 923 fois la durée constante d’un jour et d’une nuit consécutifs, ce qui correspond, pendant ce temps, à un déplacement angulaire de 869’. Ce mouvement angulaire diminue avec la latitude @, et satisfait assez bien à la formule :

802" — 186 sin? op, valable seulement entre les parallèles solaires qui limitent les

zones où se forment les taches. | L'activité solaire est liée à l’intensité des manifestations du

magnétisme terrestre : la mesure de Pactivité solaire et, en pariiculier, la déclinaison magnétique moyenne, pendant une durée convenable à laquelle appartient l’époque considérée, sont fonctions l’une de l’autre. De plus, les divers accidents de Pactivité solaire peuvent faire varier brusquement la déclinaison de Paiguille aimantée d’un degré de part et d’autre de sa valeur moyenne: ce sont les orages magnétiques ; à Uccle, en 1914,

déclinaison magnétique maximum, 153, déclinaison magnétique minimum, 41226”.

Le passage de la Lune devant le Soleil par rapport à certains points terrestres soustrait parfois l'observateur à la lumière diffuse solaire. Nous étudierons ce phénomène sous le nom d’éclipse totale du Soleil. À l'instant où lécran lunaire est sur le point de recouvrir le disque solaire, et à l’instant où le disque solaire commence à se dégager de l’écran lunaire, l’observateur aperçoit la surface du Soleil envéloppée d’une couche incandescente, la chromosphère, dont l'épaisseur varie du 1/50 au 1/100 du rayon de lastre, et d’où s’élancent les protubérances, sortes de flammes dont la hauteur atteint une fraction appréciable du rayon solaire, de l’ordre, souvent, du quart de celui-ci. Pendant la durée de l’éclipse l’observateur aperçoit aussi comme une atmosphère solaire extrêmement étendue, d’autant plus étendue que Pactivité de l’astre est plus voisine d’un maximum, et qui paraît constituée d’un fouillis de rayons à peu près rectilignes émanés de la surface du Soleil : c’est la couronne, avec les rayons coronaux. Mais la totalité d’une éclipse ne dure que quelques minutes, et c’est à la spectroscopie qu’il faut avoir recours pour l’étude efficace de ces phénomènes.

Spectroscopie. — On sait en quoi consiste la dispersion de la lumière : un rayon lumineux simple, c’est-à-dire dont la réfraction ne modifie que la direction, est, par son passage à travers un prisme donné, dévié de sa direction primitive, d’un angle qui

dépend de sa couleur ; en d’autres termes, l'indice de réfraction d’une radiation lumineuse varie avec la longueur d’onde de cette radiation. Si un rayon lumineux est la superposition de plusieurs radiations simples, celles-ci vont suivre, au sortir du prisme, des chemins différents. L’intersection du faisceau coloré ainsi créé et d’un écran constitue un spectre. Le speclroscope provoque et observe cette dispersion. :

La lumière émise par un solide ou un liquide incandescent renferme des radiations de toutes les longueurs d’onde appartenant à un intervalle déterminé, et son spectre coloré est continu. Il en est de même du spectre des flammes, éclairantes par lPincandescence des particules solides qu’elles contiennent.

La lumière émise par un gaz incandescent renferme un nombre limité de radiations simples, et son spectre coloré est discontinu, constitué de raies brillantes distinctes. Les longueurs d’onde de ces diverses radiations simples, et, par conséquent, la distribution de ces raies brillantes le long d’un spectre continu de repère, sont caractéristiques de la nature du gaz incandescent. On connaît, par exemple, les raies jaunes de la vapeur de sodium, la raie violette de la vapeur de potassium, les raies rouge, verte et bleue de la vapeur de cadmium, etc.

Ces spectres, continu et discontinu, sont des spectres d'émission. Mais si la lumière émise par une source incandescente traverse, avant son arrivée au spectroscope, un gaz non lumineux, elle y. perd les radiations que ce gaz émettrait s’il était incandescent ; un. spectre qui aurait dù être continu porte donc, dans ces circonstances, des raies noires correspondant aux diverses longueurs d'onde des radiations qu’émettrait le gaz absorbant si sa tempéra- « ture était suffisante à le rendre lumineux. Un pareil spectre : à raies noires est un spectre d'absorption.

De même, il y a encore spectre d'absorption si la lumière traverse un gaz lumineux mais dont la température est moindre que celle de la source. Là où le gaz absorbant ferait, par lui-même,

naître des raies brillantes, 1l obscurcit le spectre, et l'éclat de ces

raies moins brillantes est celui qui correspond à sa propre tempé-= «

rature.

Au contraire, si un gaz faisant partie du milieu absorbant | rayonne sa lumière avec une intensité plus grande que celle des radiations correspondantes de la source, c’est en traits brillants que les raies de son spectre se détachent sur le spectre général : c’est en quoi consiste le renversement de ces raies dans le spectre d'absorption.

Spectroscope intégrant. — La façon la plus simple d'appliquer la spectroscopie à l'étude du Soleil est de recueillir dans le spectroscope la lumière venant à la fois de tous les points de l’hémisphère éclairant : l’instrument qui s’y prète est le spectroscope intégrant. On obtient ainsi un spectre continu dont les radiations correspondent aux longueurs d’onde À comprises entre les limites 9900, 7600 (en 10 -{ u ou 10-77 mm.), et qui impressionnent l’œil en donnant la sensation de couleurs, de chacune à la suivante desquelles il y a passage progressif, du violet au rouge, avec, dans l’intervalle, lindigo, le bleu, le vert, le jaune et l’orangé.

En Hétu de ce spectre s’étalent, de part et d’autre, des radiations auxquelles l’œil est insensible. Celles qui s'étendent au delà du violet, du côté des moindres longueurs d’onde, portent une grande partie de l’énergie chimique de la lumière, et sont décelées par la photographie ; elles constituent la partie wltra-violette du spectre solaire, connue jusqu’à une longueur d'onde de 9000 X 107 mm. environ.

D’autre part, les radiations qui s'étendent en deçà du rouge, du côté des plus grandes longueurs d’onde, portent une grande partie de l'énergie calorifique de la lumière, et sont décelées par le thermomètre extrêmement sensible que constitue la pile thermo-électrique ou le bolomètre ; elles forment la partie infra-rouge du spectre solaire, connue jusqu’à une longueur d’onde de 9500 X 107 mm.

Une observation plus attentive fait découvrir une très grande quantité de rares froides, obscures et chimiquement inactives dans les trois régions du spectre solaire. La partie visible du spectre seule en fait apercevoir aujourd’hui 20 000 environ.

Or la plupart de ces raies ont pu être identifiées : on sait quel

est l'élément dont chacune d’elles révèle la présence à l’état vazeux dans un milieu absorbant, solaire ou terrestre, que traversent les rayons lumineux en passant de la surface incandescente du Soleil au spectroscope. Voici les longueurs d’onde (en 10 -? mm.), l'emplacement dans le spectre coloré, et l'élément correspondant de chacune des huit raies principales de la région visible, désignées par des lettres, comme il a été fait dès leur découverte, et rangées dans le sensrouge-violet :

raie À, — 7594, rouge, oxygène ; : B, 6867, rouge, oxygène ;

(ie 6563, orangé, hydrogène ;

(D 98906, jaune, sodium ;

[D,, 9890, jaune, sodium ; E, m2 NET SIGEe F, 4861, bleu, hydrogène ; G, 4308, indigo, fer ; H, 3909, violet, calcium ; K, 93934, violet, calcium.

Avant qu'il y ait quelque intérêt à insister sur les éléments dont la présence se manifeste par les raies du spectre d'absorption, il importe de distinguer celles qui sont dues à l’atmosphére sôlaire de celles qui sont dues à l’atmosphère terrestre, et auxquelles on donne le nom de raies telluriques.

Les raies telluriques se distinguent des raies solaires en ce qu’elles sont d'autant moins prononcées que l'altitude de l’observateur est plus grande, et que le Soleil est plus élevé au-dessus de l’horizon. On les reconnait aussi à ce qu’on les retrouve invariablement dans le spectre des autres sources, célestes et terrestres. Dans la partie rouge du spectre visible, entre les raies À et B de l'oxygène, un groupe de raies fines est dû à la vapeur d’eau : elles augmentent d'intensité en même temps que l’état hygrométrique. Il en est de même d’un groupe voisin des raies D du sodium, la

bande de La pluie. — Les raies À et B du spectre visible sont dués

à l’oxygène de Pair. — Enfin, dans la même région du spectre, des bandes sont dues à ozone et à l'acide carbonique.

L’absorptüion atmosphérique terrestre raccourcit le spectre ultra-violet : celui c1 est d'autant plus étendu que le rayon lumineux traverse une moindre épaisseur d’atmosphère ; l’ozone paraît être le principal agent de cette absorption. - La vapeur d’eau, l'ozone et l’acide carbonique enlèvent de larges bandes de la partie infra-rouge du spectre.

Les raies telluriques éliminées, on constate lexistence, dans l'atmosphère solaire, de la plupart des éléments. On a identifié plus de 2000 raies dues au fer seul. Les raies du calcium, du titane, de l’hydrogène sont aussi très nombreuses. Parmi les éléments terrestres importants, les seuls qui ne se retrouvent pas dans l’atmosphère solaire sont l’antimoine, lParsenic, le bismuth, l'or, Te mercure, le phosphore et le soufre. La présence du platine et de l'azote est douteuse. Le carbone semble exister partiellement en combinaison avec lhydrogène, sous forme de cyanogène. Une raie de la partie jaune du spectre, que l’on ne pouvait idenfier, a été attribuée à un élément auquel on a donné le nom d’hélium, et qui à été retrouvé longtemps après dans un minerai d'uranium, la clévéite.

Spectroscope analyseur. — Par opposition au spectroscope intécrant, le speclroscope analyseur ne reçoit que les rayons émanés d’une parte déterminée du disque solaire ; ces rayons sont isolés par une ouverture ménagée dans un écran sur lequel on reçoit une image du Soleil.

Le spectre des taches présente un renforcement de la raie de. l’hélium et des raies du vanadium, et porte des groupes nouveaux de raies fines que lon attribue au titane. — Le spectre des facules révèle le renversement des raies du calcium, avec un dédoublement provoqué par une mince ligne noire qui coupe la raie brillante. — Dans le spectre de la chromosphère, la ligne de lPhélium est renversée, très brillante, et dédoublée ; et les lignes du calcium se retrouvent jusqu'aux limites supérieures de la chromosphèere, là d’où lhydrogène a disparu. —- Les protubérances donnent quelques raies d'hydrogène, brillantes et voisines, se détachant sur un faible spectre continu qui indique la présence de particules incandescentes.

On donne le nom de couche renversante à la base de la chromosphère, sur une épaisseur d'environ 14/1000 du rayon solaire. L'émission l'y emporte sur l’absorption, et les vapeurs y sont à. une température maximum : on y découvre principalement le fer, le titane et le chrome.

Le spectre de la couronne est continu, avec une double raie brillante dans le vert. Cette raie n’est pas identifiée, et on appelle corontum l'élément inconnu auquel on lattribue. On soupçonne aussi l’existence de raies coronales d’hélium, d’hydrogène, de calcium. |

Spectrographe. — Si on fait tomber sur la fente étroite d’un spectroscope analvseur la lumière émise par une mince bande découpée sur l’image d’une protubérance, le spectre de cette lumière presque monochromatique se compose de quelques fines = raies brillantes très rapprochées, et la longueur de ces raies est proporüionnelle à la longueur de la partie de l’image WE découpée par la fente.

Supposons que l’on applique cette observation à l’une de ces protubérances dites quiescentes (et non éruplives) qui ne se déforment que lentement, et qu’on l’applique successivement à des bandes contiguës de la protubérance. Si on marque chaque 4 fois de traits les extrémités de la mince image spectrale, le rappro= chement de ces figures donnera une image de la protubérance … étudiée. -4

Qu'on admette maintenant dans la fente convenablement élargie du spectroscope la lumière provenant de la protubérance tout À entière : le spectre continu dù à la lumière diffuse du Soleil va s’étaler et pälir, tandis que le spectre étroit dû à chacun des points de la protubérance va rester condensé en quelques lignes bril lantes, et se détacher sur le fond pâle du spectre continu. On recueillera ainsi une image globale de la protubérance quiescente ou éruptive. On imagine sans peine lapplication de la photographie à chacun de ces deux procédés. En particulier, dans le pro= cédé de la fente fine, un mouvement convenable sera donné à la fente et à la plaque, de façon que l’image totale de la protubé- .rance S'enregistre automatiquement.

Les spectrogrammes des taches ne présentent pas moins d'intérêt. La pénombre dés taches est le siège de violents mouvements tourbillonnaires dont on aperçoit les lignes de courant incurvées en spirale vers le noyau.

Mais, moyennant l’isolement d’une raie de longueur d’onde déterminée, ce procédé d’observation s’applique à la photographie de l’ensemble des points d’une mince bande du disque solaire, et qui rayonnent une radiation propre à tel élément.

Enfin, dans le spectrohéliographe, la fente et la plaque sont en mouvement de manière à enregistrer les images de l’ensemble des points de tout le disque, qui rayonnent la radiation choisie. C’est ainsi qu’on recueille, par exemple, un spectrohéliogramme de telle raie du calcium, image de l’ensemble des points solaires qui, à l'époque de lPobservation, rayonnent la radiation correspondant à cette raie.

Mouvement de la source. — Îe ce que la vitesse du son n’est pas infinie, il résulte que les pas d’un passant qui s'éloigne semblent se succéder plus lentement qu'ils le font, et que plus rapidement semblent se succéder les pas d’un passant qui s'approche. Pour la même raison, et par le passage du bruit discontinu des pas à un son continu dont les vibrations sont indiscerrables, le son d’une source sonore en mouvement semble élevé ou abaissé de ton suivant que la source s'approche ou s'éloigne, et ceci d'autant plus que la vitesse radiale est plus grande. Ces remarques ont ici pour objet de rappeler, par lPanalogie des impressions sonores et des impressions lumineuses, qu’une raie de telle longueur d’onde se déplace par rapport au spectre de repère si la source est en mouvement, vers Pextrémité de l’ultra-violet ou vers lextrémité de l’infra-rouge suivant que la source se rapproche ou s’éloigne, et ceci d'autant plus que la vitesse radiale de la source est plus grande. Inversement, la mesure de ce décalage permet le calcul de la vitesse radiale de la source.

L'application de ce principe à l’examen des bords du Soleil au moyen du spectroscope analyseur fournit la mesure de la vitesse de rotation de la couche renversante en ses différentes latitudes.

On retrouve la loi de rotation révélée par l'observation des taches, du moins pour les vapeurs des métaux peu volatils comme le fer, et étendue ainsi au delà des latitudes où se forment les taches. Au contraire, la vitesse angulaire de rotation de lPhydrogène des facules est indépendante de la latitude.

Cest en application du même principe que les mouvements violents dont les taches sont le siège, principalement sur le bord. extérieur de la pénombre, se manifestent par une torsion des raies correspondantes, observées au spectroscope analyseur.

Enfin, on comprend comment ce principe fournit un moyen nouveau de distinguer les raies telluriques, imsensibles à la rotation du Soleil.

Température du Soleil. — La concentration des rayons solaires au moyen d’une lentille assez forte peut provoquer la fusion des corps les plus réfractaires ; la température du Soleil est donc sûrement supérieure à 20000.

Pour préciser davantage, on utilise les mesures de la quantité de chaleur envoyée par le Soleil à la Terre ; mais cette utilisation exige quelques définitions. On appelle corps noir celui dont la surface absorberait entièrement toutes les radiations qu’elle recevrait : tel est, pratiquement, le noir de fumée. On convient de considérer la surface solaire comme jouissant de cette propriété ; et on appelle {empérature effective du Soleil celle que cette convention permettra de lui attribuer.

D’autre part, on donne le nom de constante solaire au nombre de calories que le Soleil envoie sur la Terre, par minute et par centimètre carré de surface normale à ses rayons. La température effective du Soleil est donc celle que devrait avoir un corps noir pour envoyer à la distance Soleil-Terre une quantité de chaleur correspondant à la constante solaire.

Le passage de la constante solaire à la température effective se fait au moyen de la loi suivante : la température absolue © d’un corps noir est proportionnelle à la racine quatrième de la quantité totale d'énergie R que Le corps émet par unité de temps :

T— ÆVR.

Le coefficient k à été déterminé expérimentalement ; en unités: C. G. S., il est tel que 1 : k‘ est égal au produit de 5,32.10 ergs par la surface du corps rayonnant.

Or des calorimètres spéciaux ont été inventés, sous le nom d’actinomètres, pour la mesure de la constante solaire. Celle-ci, corrigée de l’absorption terrestre, est voisine de trois calories, ce qui équivaut à un flux d'énergie de 0,21.107 ergs par seconde et par unité de surface. R est donc égal au produit

Resa 0071102207 de cette quantité d’énergie par la surface de la sphère qui aurait pour rayon la distance a du Soleil à la Terre. Ainsi, si p est le rayon du Soleil,

M Van OSAO a — 107 4/4 / 2 6500 (abs.) Mn. 532: p° ae La Vi ee

La température de la surface solaire est donc voisine de 6000°.

L'étude de la lumière dispersée permet une autre évaluation de la température de la source. Le bolomètre, en effet, détermine le point du spectre où la température est la plus élevée, et, par conséquent, abstraction faite de l'énergie chimique ou électrique, la longueur d'onde \, qui correspond, au maximum d'énergie. Or, La température absolue d'un corps noir est en raison inverse de celte longueur d'onde \,, et le coefficient de proportionnalité a été déterminé expérimentalement.

Dans le spectre solaire, et abstraction faite de labsorption atmosphérique terrestre (et solaire), on a trouvé, dans la région vert-bleu, À, voisin de 5000 X 107 mm. L'application de ce nombre à la loi qui vient d’être énoncée donne une température solaire de

Entretien de l'énergie solaire. — [La dépense d’énergie solaire est formidable : d’après la valeur de la constante solaire, et l'hypothèse d’une chaleur spécifique voisine de Punité, la température du Soleil devrait, non entretenue, baisser d’au moins 1°,9 par an. L'entretien de l’énergie solaire est donc manifeste.

Le problème consiste dans la recherche de l’origine de cette énergie constamment dépensée par le Soleil, sans qu’on puisse dire qu’elle soit due à une combustion, car celle-ci n’aurait donné au Soleil qu’une durée de quelques milliers d’années.

Pour résoudre ce problème, on a avancé l'hypothèse de l'énergie entretenue par la chute continue sur le Soleil de matériaux disséminés dans l’espace; mais Papplication de nombres vraisemblables : à cette hypothèse ne permet l'explication que d’une petite fraction de l’énergie rayonnée par le Soleil.

L'hypothèse la plus satisfaisante semble celle d’une régénération d'énergie due à la contraction du Soleil. On démontre qu'il suffirait d’une réduction diamétrale de 70 m. par an, évidemment inobservable, et qui exigerait un million d’années avant que le Soleil eût perdu 5 ‘/, de son diamètre. :

Pression à la surface du Soleil. — Des travaux récents ont établi une relation entre la pression qui règne dans la source lumineuse, la longueur d’onde d’une raie et sa déviation Vers Pextrémité rouge du spectre. L’application de ces résultats au spectre solaire fait attribuer une pression d'environ cinq atmosphères à la couche renversante. E

Phénomènes magnétiques. — Lorsque la source lumineuse appartient à un champ magnétique suffisamment intense, les raies lumineuses de son spectre présentent le phénomène du Wdédoublement, de part et d’autre de l'emplacement normal de la raie unique. Les deux composantes de ce doublet sont polarisées cireulairement, dans des sens opposés.

Or, le spectre des taches solaires présente des dédoublements de raies, et les composantes de chaque doublet sont polarisées circulairement dans des sens opposés. Les taches du Soleil sont donc les sièges d’un champ magnétique. Ge champ magnétique est bien, dans chacune des taches, celui que produirait le tourbillon révélé par les spectrogrammes sil était constitué de torrents de charges électriques négatives.