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elles comme 7 et Ti dy; donc les quantités de cette lumière, réfléchie par les particules, qui nous 2 Ed

: 2 nn I L arrive, sont entre elles comme les carrés de ces nombres, c’est-à-dire comme ne GEST

graphiées par MM. Janssen, Schuster, de la Baume Pluvinel, etc., aucun observateur n’a pu nettement constater leur présence lors des éclipses qui ont eu lieu au moment du minimum des taches, lors de la récente éclipse de 1900 ('), par exemple.

Il semble done que nous puissions considérer comme à peu près résolus ces premiers problèmes que constituaient : les variations détendue et d'éclat des filaments coronaux, et les changements périodiques des intensités respectives du spectre continu et du spectre frauenhoférien que ces filaments émettent.

Si maintenant nous tournons notre attention vers la structure si spéciale et les conditions d'équilibre de cette partie de la couronne, la question, malgré son apparente complexité, ne sera peut-être pas inabordable, grâce aux données obtenues ci-dessus, et à l'application de quelques principes simples empruntés à la mécanique céleste :

L'observation a montré que les formes des banderoles coronales lors des éclipses demeurent absolument immobiles pendant toute la totalité. En 1883, par exemple, M. Janssen à observé que « les formes de la couronne ont été absolument fixes pendant toute la durée de la totalité » (?). Young, d'autre part, dit: « L'impression ordinaire produite sur l'esprit par la couronne est celle d’une immobilité calme et sereine » (*). Enfin les photographies prises pendant les éclipses, à plusieurs heures de distance, dans des stations séparées par des milliers de kilomètres, sont absolument d'accord (*), et montrent, comme dit Young, que « les principaux traits de la couronne persistent pendant des heures au moins », malgré l’état d’agitation perpétuelle de la photosphère que montrent si bien les belles photographies du Soleil prises à Meudon, et sur lesquelles les granulations de la photosphère ne sont jamais disposées identiquement à quelques minutes seulement d'intervalle. Il s'ensuit que Les banderoles coronales sont constituées en majeure partie par des particules qui flottent en quelque sorte et dont la pesanteur est, à très peu près, balancée par la répulsion de Maxwel-Bartol.

Considérons d'abord Le Soleil à l’époque du minimum d'activité, c’est-à-dire au moment où toutes les parties de sa surface, les régions équatoriales comme les régions polaires , sont dans un état, sensiblement uniforme, de calme relatif. Nous avons vu (voir ci-dessus, 1, 4°) quels sont les caractères toujours identiques des couronnes observées les années de minima (1867, 1878, 1889, 1900). Le dessin ci-dessous, fait d’après les photographies prises pendant l’éclipse

(1) Foir, Comptes rendus 1901, t. GXXXII, p. 1259-1266, les Observations de M. de la Baume Pluvinel à ce sujet.

(2) Annuaire du Bureau des longitudes, 1884, p. 859. (3) Le Soleil, p. 191-192.

2 (*) HucGins, Proceedings of the Royal Society, t. XXXIX, p. 119-120; DESLANDRES, loc, cit ‘10, e1C:

de 1878 ('), par exemple, représente schématiquement, mais aussi fidèlement que possible, la structure des rayons coronaux sur ces photographies, et il suffit de jeter un coup d’œil sur les photographies des couronnes de 1867, 1889 et 1900, pour s'assurer que la forme générale en est identiquement semblable

Fig. 3.

Structure de la couronne solaire lors d’un minimum des taches. — 1878.

Le premier fait qui frappe est l’incurvation caractéristique des jets coronaux, accentuée surtout dans les régions polaires. Cette incurvation peut-elle être due, comme on l’a pensé, aux particules les plus pesantes qui retombent sur le Soleil? Il semble que non; en effet :

1° La pesanteur d’une particule située au-dessus du Soleil est dirigée suivant la normale à la surface solaire qui passe par cette particule; si, d'autre part, il existe des causes perturbatrices (courants atmosphériques, etc.) telles que celles qui font que les gouttelettes d’un jet d’eau forment des trajectoires incurvées, les trajectoires devront être comme dans le cas d’un jet d’eau disposées en moyenne dans toutes les directions et orientées dans des azimuts quelconques autour de cette normale. Or, on ne constate rien de pareil sur le Soleil : les trajectoires des jets coronaux sont toujours inclinées vers l’équateur solaire, autrement dit, l’angle que forme avec la direction de l’équateur une portion quelconque d’un jet coronal est toujours plus petit que l’angle formé avec l’équateur par la normale à la surface solaire menée à la base du jet coronal considéré.

(!) Reports on the total solar eclipse of july, 29, 1878; by the U. S. naval observatory, pl. 19, 20 et 21:

2° Si la force qui produit l’ineurvation des jets coronaux était la pesanteur des particules, les jets devraient fréquemment affecter la forme To Ts 72 ee 4); c'est-à-dire que l'extrémité du jet devrait être dirigée vers la surface solaire, comme en /,. Or, sur aucune des photographies de la couronne prises les années de minima des taches, nous n'avons pu trouver un seul exemple de jets dirigés de cette manière. Et cela est d’autant plus concluant que, si de pareils jets existaient, les particules situées en /:, étant plus rapprochées de la surface SS du Soleil que celles situées en 7,, et comme telles portées à une incandescence plus vive, devraient être beaucoup mieux visibles que la partie 7, et presque

Fig. 4.

: Axe du Soleil

aussi lumineuses que la base y, du jet. Au contraire, sur toutes les photographies la courbure des jets est invariablement semblable à 7, 7, 7,, c’est-à-dire qu'un élément quelconque des jets, aussi loin qu’on peut le suivre, et jusqu’à leurs extrémités, fait toujours un angle plus petit que 90° avec la normale à SS’ menée de cet élément (les angles étant comptés de o° à 180° dans le sens de la flèche à partir de cette normale), contrairement à ce qu'on devrait observer si l’incurvalion des rayons coronaux était due à la chute des particules sur le Soleil.

La force qui produit cette incurvation n’est donc pas la pesanteur, et il faut chercher autre chose.

Or, si les particularités de la structure coronale ne peuvent être dues à une force dirigée, comme la pesanteur, normalement à la surface solaire, il semble qu’elles s’expliqueraient toutes, et immédiatement, par l'existence d’une force qui tendrait à amener vers le plan équatorial solaire les particules en suspension au-dessus de la photosphère. En effet, toutes les particularités des jets coronaux que nous venons de passer en revue, leurs courbures caractéristiques d'autant

plus accentuées que l’on se rapproche des pôles et symétriquement par rapport à ceux-ci, l'extension extraordinaire des rayons équatoriaux, impliquent vrresistiblement l'existence d’une pareille force.

Et nous allons essayer de montrer maintenant que les particules en suspension au-dessus du Soleil par l’effet de la pression de radiation, peuvent et doivent effectivement être soumises à une force de ce genre.

Laplace, dans son exposition du système du monde, a montré que, dans la contraction de la nébuleuse solaire primitive autour de son noyau, la limite où la force centrifuge et la force d'attraction des molécules étaient égales, a dû se rapprocher peu à peu du centre, et que les molécules abandonnées au delà de cette limite ont dù s’accumuler vers les régions équatoriales en donnant à la nébuleuse la forme annulaire qui est visible encore aujourd’hui dans les anneaux de Saturne. Voici comment Newcomb s'exprime à ce sujet : « La nébuleuse solaire devait avoir au début une forme à très peu près sphérique. A mesure qu'elle s'est contractée, l'effet de la force centrifuge a été plus marqué. Lorsque enfin la contraction a été assez avancée pour que la force centrifuge et la force d’attraction se fissent à peu près équilibre à la limite équatoriale extérieure, le résultat a dû être que la contraction dans la direction de l'équateur a entièrement cessé et s’est confinée dans les régions polaires d’où chaque particule tombait, non vers le centre, mais vers le plan de l'équateur solaire. ».

Avant Laplace, Kant, après lui tous ceux qui ont abordé le problème cosmogonique, Faye, Wolf, etc..., ont émis sur ce point des idées identiques. Mais ces idées n’ont pris une forme précise, mathématique, que grâce aux travaux de M. Roche.

M. Roche, dans l'hypothese que la nébuleuse primitive possédait un noyau central dont l'attraction l'emporte énormément sur celle de son atmosphère, à établi les équations des surfaces de niveau de celle-ci. Il en résulte que ces surfaces de niveau possèdent une forme lenticulaire, et d'autant plus aplatie que l’on s’éloigne du centre; que d'autre part, à une certaine distance du centre, il existe une surface limite de niveau s,, de rayon équatorial R, fermée, et telle que la surface de niveau qui la suit vers l'extérieur, s,, l'enveloppe et en diffère infiniment peu jusque dans le voisinage de l'équateur; mais au lieu de couper celui-ci, comme les surfaces intérieures, elle s'arrête avant de l’atteindre, devient tangente aux rayons partant du centre, et s'éloigne ensuite indéfiniment de part et d’autre (fig. 5). Le rayon équatorial de la surface limite satisfait à l'équation

où « est le rapport de la composante verticale de la force centrifuge à la pesanteur, à l’unité de distance et à l'équateur. Si « vient à augmenter, par suite, par N. 6

PA

exemple, d’une augmentation de la vitesse angulaire, R diminue, et, comme le montre M. Roche, le fluide atmosphérique ayant dépassé la surface libre limite s'écoule des régions polaires dans le plan de l’équateur par les ouvertures que présente dans cette région la surface de niveau s2.

Or il semble que nous pouvons légitimement transporter ces notions dans l'étude des essaims de particules en suspension autour du soleil, et qui constituent les filaments de la Couronne. Rappelons en effet que M. Roche a montré (")

que les notions que nous venons d'examiner s’appliquent parfaitement à l’atmosphère gazeuse actuelle du Soleil. (Cela résulte du fait que, dans le cas de l'atmosphère du Soleil, l'hypothèse sur laquelle est basé le calcul de M. Roche, à savoir que l'attraction du noyau l’emporte énormément sur celle de l’atmosphère, est effectivement réalisée ici.)1Il nous suffira donc, pour pouvoir appliquer ces notions aux filaments de particules incandescentes de la couronne, de montrer que les particules flottantes qui constituent ces filaments peuvent être, sans erreur sensible, assimilées, par leurs propriétés mécaniques, à des molécules gazeuses atmosphériques.

Pour établir les équations des couches de niveau, M. Roche à défini ces molécules atmosphériques par les deux conditions suivantes : l’attraction des molécules les plus voisines sur une molécule donnée est négligeable par rapport à l'attraction de l'astre central; les molécules atmosphériques participent au mouvement de rotation de l’astre.

. Or, nous allons voir que ces deux conditions sont précisément réalisées dans le cas des particules constituant les filaments coronaux; en effet :

1° Nous pouvons, de Ia manière suivante, calculer l’ordre de grandeur de l’attraction exercée sur une particule coronale par les particules les plus voisines. Pour cela, il faut connaître d’abord la distance moyenne des particules

(1) Resar, Mécanique céleste, passim.

ESSAI SUR LE ROLE DES ONDES HERTYZIENNES. h3

coronales entre elles; voici comment on peut calculer approximativement cette donnée :

Des mesures photométriques soignées de l'éclat de la couronne solaire ont été faites par Langley, qui a trouvé (") qu’à 3° du bord solaire l'éclat apparent de la couronne ne dépasse pas - de celui de la pleine Lune et qu'il diminue à mesure qu’on s'éloigne du disque. Abney est arrivé à des résultats analogues (?).

Soient / la distance de la Terre à la Lune, L la distance de la Terre au Soleil. La quantité de lumière solaire réfléchie que nous recevons de la pleine Lune est, par unité de surface de celle-ci, proportionnelle à

la quantité de lumière solaire réfléchie qui nous vient des particules de la couronne solaire situées à 3’ du limbe est(*}), par unité de surface réfléchissante des particules (et en supposant le pouvoir réflecteur de celles-ci voisin de celui de la Lune, ce qui, dans ce calcul approximatif, n’a qu’une influence négligeable sur l’ordre de grandeur du résultat), proportionnelle à