III. — Recherches personnelles sur la question

Nous avons vu (') que la partie gazeuse de la couronne et les filaments coronaux, qui donnent un spectre continu, ont, en outre des différences de leurs caractères spectraux, des formes, des structures et des étendues qui n’ont aucun rapport entre elles et que les variations périodiques que subissent l’une et l’autre de ces parties de la couronne sont extrêmement différentes et même, à certains points de vue, opposées. Elles se présentent à nous comme deux phénomènes nettement distincts et nous allons les étudier successivement, pour plus de commodité.

A. — Une première question se pose : A quoi est dù l’état d’incandes cence des particules solides ou liquides qui constituent les rayons coronaux? Nous avons vu que la théorie cathodique l’expliquait par un phénomène de phosphorescence dû aux rayons cathodiques, tandis que dans la théorie météorique cette incandescence serait due au frottement des particules dans leur trajet rapide à travers l’atmosphère solaire, par un phénomène analogue à celui qui illumine les étoiles filantes quand elles traversent notre atmosphère. Mais nous avons vu que la théorie cathodique et la théorie météorique ne paraissent pas admissibles, et, quoique l’explication que donne cette dernière de l’incandescence des particules coronales paraisse séduisante à première vue, un examen plus approfondi montre qu’elle n’est guère acceptable : en effet (comme nous l’indiquerons au paragraphe B), l'atmosphère visible du Soleil est loin de s'étendre aussi loin que les filaments de la couronne, et même en supposant qu’elle s’étende aussi loin sous une forme invisible avec nos instruments, elle doit avoir une densité tellement faible qu'on ne conçoit pas commentelle pourrait produire l’incandescence des particules qui s’y déplacent : cela résulte incontestablement de toutes les observations des comètes ; la comète de 1843, par exemple, a passé à 3’ ou 4' seulement de la surface du Soleil, c’est-à-dire bien au dedans de la limite exté- SE . EE

(1) Poir ci-dessus, [, $ 5° et passim.

rieure de la couronne visible, et dans cette partie de son trajet elle avait une vitesse d'au moins 55ok® par seconde (!); or elle n’a subi de modification observable ni de sa forme ni de son mouvement. Il ne paraît donc pas possible d'attribuer l’incandescence des particules coronales à la cause indiquée par la théorie météorique; car, si cette explication était vraie, la comète de 1843 aurait dû être complètement vaporisée par son passage près du Soleil,

L'idée la plus naturelle est que ces particules sont portées à la température de l’incandescence par le rayonnement intense qu’elles recoivent de la photosphère et le caleul confirme cette manière de voir. Nous pouvons grossièrement nous en faire une idée approximative de la manière suivante :

On peut sans erreur sensible, comme l’a montré M. Ch.-Ed. Guillaume, considérer que le Soleil, qui envoie son rayonnement dans l’espace, se trouve au centre d’une enceinte fermée de dimensions infiniment grandes et dont la température est le zéro absolu. Or, supposons qu'un corps noir sphérique intercepte une partie du rayonnement solaire; la loi de Stephan donne la température absolue + qu'elle prendra par la formule

nee nue)

\ , . IL . , , où Test la température absolue du Soleil, et = la fraction de l’espace entourant

le corps considéré, qu'intercepte le disque du Soleil. Or il résulte des mesures les plus récentes que la température absolue T du Soleil (définie comme étant celle que posséderait un corps noir ayant les dimensions du Soleil, et produisant le rayonnement de celui-ci), telle qu'on l’a déduite des mesures actinométriques, est comprise entre 5000° et 7000°. Nous considérerons, en prenant la moyenne de ce nombre, T comme égal à 6000°.

Dans ces conditions, étant donnée une particule coronale située à une distance du Soleil égale à deux rayons de cet astre (et l'extension des jets de Ja couronne ne dépasse guère cette distance, sauf lors du minimum des taches), on voit facilement que l'angle solide x sous-tendu de cette particule par le disque solaire est donné par l’équation :

nr FSI =,

d’où l’on tire

La quantité 7 de l’équation (?) est donc ici

HS,

(1) NewcomB, Popular Astronomy, p. 259.

(2) Bulletin de la Soc. ast. de France, 1897, p. 118-123.

et la loi de Stéphan donne 18,8 rt — 6000!

d'où T — 288/4° absolus pour la température que prend la particule. En réalité tous les corps solides connus s’écartent un peu des propriétés du corps noir théorique, et nous ignorons jusqu'à quel point les particules de la couronne s’écartent de ces propriétés. Il n’en reste pas moins que le calcul précédent nous indique certainement l’ordre de grandeur de la température absolue des particules coronales situées à un diamètre de distance de la surface solaire; et (e’est là que nous voulions en venir) on voit que cet ordre de grandeur est énormément supérieur à la température nécessaire pour amener à l’incandescence

tous les corps connus (').

Mais allons plus loin : lors du minimum des taches, les parties équatoriales

de la couronne sont, comme nous l’avons vu, visibles parfois jusqu’à une distance égale à 4 ou à diamètres solaires. Soit donc une particule coronale située à 5 diamètres solaires du disque; on voit facilement qu’on a dans ce cas

TT SIN d’où LT AT 7 ar 72 ?

et avec la loi de Stéphan

Cette température, quoique légèrement inférieure à celle que nous avons trouvée précédemment, est encore incomparablement plus élevée que celle qui suffit à amener tous les corps à l’incandescence. De cette discussion, nous pouvons donc, semble-t-il, Jégitimement conclure : L’incandescence des particules de la couronne est due au rayonnement solaire.

Mais nous avons établi dans un Chapitre précédent que le rayonnement est plus intense les années de minimum que les années de maximum des taches (?). Il s’ensuit Immédiatement les conséquences suivantes :

(1) Huggins avait déjà émis l'opinion qu'il doit en être ainsi, sans d’ailleurs traiter numériquement la question (4strophys. Journ., 19, 259).

(2) M. K. Schwarzchild a récemment (Münchener Berichte, 31, 1901, S. 293-338) discuté le problème de la pression de radiation pour des sphères très petites parfaitement réfléchissantes. Il résulte de ses calculs que la pression de radiation est figurée en fonction du rayon des sphères par une courbe qui, pour un diamètre des sphères égal à environ un tiers de la longueur d’onde, à un maximum : pour des sphères plus petites la pression diminue très rapidement et devient négligeable.

I s'ensuit que le rayonnement hertzien du Soleil ne doit exercer qu'une pression négligeable sur les particules de la couronne solaire dont le diamètre doit être, comme nous l'avons vu, de l’ordre du dix millième de millimètre, c’est-à-dire bien inférieur à la longueur d'onde des ondes hertziennes les plus petites que l’on connaisse.

1° Les rayons coronaux doivent étre visibles sur une plus grande étendue les années de minimum que les années de maximum des taches; toutes choses égales d’ailleurs, cette différence entre leur extension aux deux époques doit affecter principalement les ra yons qui sont au-dessous de la zone des taches, c'est-à-dire prés des régions équaloriales du Soleil (puisque la variation du rayonnement solaire entre diverses époques est due à la fréquence plus ou moins grande des taches).

2° Le spectre continu de la couronne doit être plus intense les années de minimum que les années de maximum des taches.

Or, ces deux propositions représentent exactement les phénomènes tels qu'ils ont été invariablement observés [voir ci-dessus ($ 1)].

3° Nous avons vu que, outre leur lumière propre, les particules coronales réfléchissent une certaine quantité de la lumière à raies noires du disque, et que celle-ci n’est facilement observable que dans les parties les plus extérieures de la couronne; on conçoit fort bien qu’il doive en être ainsi, car la lumière propre des particules donne un spectre continu, qui constitue un fond lumineux sur lequel les raies noires de Frauenhofer ne peuvent se détacher d'une manière visible que si ce fond est suffisamment faible, c’est-à-dire dans les parties les plus extérieures de la couronne; il est vrai que la quantité de lumière diffusée diminue elle-même en même temps que la lumière propre des particules lorsqu'on s'éloigne du disque, mais on sait que l’œil est beaucoup plus apte à apprécier une différence d'éclat donnée entre deux lumières faibles qu'entre deux lumières plus intenses, et il en est de même pour la plaque photographique. Or, comme le rayonnement du Soleil, et par suite la distance du disque à laquelle les particules ont une lumière propre d’une certaine intensité, sont moindres les années de maxima des taches que les années de minima, il doit s’ensuivre que, si cette distance est / lors d’un maximum des taches et (7 + d) lors d’un minimum, toutes choses égales d’ailleurs, les quantités de lumière

Rire ; ; I réfléchie que nous recevons des particules seront entre elles comme = et QE dy

par la couronne doivent étre beaucoup plus facilement visibles les années de

(!); c'est-à-dire que les raies de Frauenhofer de la lumière solaire réfléchie

maxima que les années de minima des taches.

Or, c’est exactement ce qu'ont montré toutes les observations. En effet, tandis qu'en 1871, 1882, 1893 (années de maxima des taches) un grand nombre de raies frauenhofériennes de la couronne ont pu être observées et même photo-

(1) En effet, les quantités de lumière reçues du Soleil par les particules dans les deux cas sont entre