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an Ar A0

Mais, ainsi qu'Arrhénius l’a calculé (?), la valeur de p qui correspond à une

(!) dunuaire du Bureau des Longitudes.

(2) Toc\cit.

ESSAI SUR LE ROLE DES ONDES HERTZIENNES. h5

répulsion de radiation égale à la pesanteur (ce qui est, comme nous l’avons montré, le cas des particules coronales) est voisine de 1 (pour une densité voisine de 1, mais il est facile de voir qu’une densité différente ne changerait pas l'ordre de grandeur du résultat de ce calcul).

Donc, en C. G.S. :

et À — 5cm, 1. environ.

D'autre part, la masse d’une particule étant environ

COPSS

rpi— 4 X 107° sensiblement ;

et l'attraction étant proportionnelle à la masse et à l’inverse du carré de la distance, il s’ensuit que l’attraction exercée par une particule sur les particules les plus voisines est proportionnelle à

DE lOm

Calculons la valeur de ce rapport dans le cas non plus de l'attraction d'une particule mais de celle du Soleil ; la masse du Soleil est environ 2.10°* grammes.

La distance à son centre, d’une particule située à 3’ du limbe, est environ 8.10'° centimètres.

Son attraction sur cette particule est donc proportionnelle à

2 1] (Bron — 9:10",

c’est-à-dire qu’elle est 2 >< 10?! fois plus grande que l’attraction exercée par les particules voisines. Si même on considère des portions de la Couronne situées à des distances beaucoup plus grandes du disque, on voit facilement que l’attraction du Soleil ne cessera pas d’être infiniment plus grande que celle des particules voisines.

Donc : l'attraction mutuelle des particules coronales est absolument négligeable ar rapport à celle qu'exerce sur elles le Soleil.

2° On voit facilement que, les particules coronales en suspension au-dessus de la photosphère devant participer à la rotation du Soleil, par suite des frottements réciproques que les diverses couches de la partie gazeuse de la Couronne exercent entre elles, et contre la photosphère, cette atmosphère gazeuse doit suivre dans son mouvement de rotation le Soleil. En fait, M. Deslandres a, en effet, en 1893, montré par l’étude des vitesses radiales de la raie du corontum que la Couronne participe à la rotation solaire. Si les résultats numériques de

k6 CHARLES NORDMANN.

M. Deslandres, qui tendent à attribuer à la Couronne une durée de révolution égale à celle du Soleil, demandent confirmation, il n’en demeure pas moins que, qualitativement, il est certain que la Couronne gazeuse tourne dans le même sens que le Soleil. Or les particules incandescentes qui flottent au-dessus de la photosphère, au sein de l'atmosphère coronale gazeuze, doivent être entrainées par celle-ci dans son mouvement de rotation de la même manière que, dans notre atmosphère, les nuages, lorsqu'il n’y a pas de vent, sont entraînés dans le sens de la rotation de la Terre (et cela d’autant plus facilement que les particules coronales, vu leur petitesse, offrentune grande surface relativement à leur masse). Nous pouvons donc énoncer que : les particules coronales tournent autour du Soler. Quant à la vitesse réelle de cette rotation, elle n’a pas besoin d’être connue pour que les raisonnements que nous allons faire soient exacts; 1l suffit, en effet, comme le montre l'examen des équations de Roche, et comme nous allons le voir, que cette vitesse ne soit pas nulle (ce que nous venons d'établir) pour que ces raisonnements subsistent intégralement.

Les deux conditions auxquelles M. Roche a assujetti les molécules atmosphériques sont donc réalisées dans le cas des essaims de particules incandescentes de la couronne, et les équations des couches de niveau atmosphériques établies par lu sont applicables à ces particules (").

Nous avons montré précédemment que les banderoles coronales sont constituées en majeure partie par les particules dont la pesanteur est à très peu près balancée par la répulsion de Maxwell-Bartoli, et nous avons déduit ce fait (voër ci-dessus) de l’immobilité des formes coronales pendant toute la durée des éclipses. On pouvait en quelque sorte prévoir a priort ce résultat : en effet, parmi les particules projetées au-dessus de la photosphère, celles dont la pesanteur dépasse notablement la répulsion de radiation doivent rapidement retomber à la surface; celles au contraire dont la surface est telle que la pression de radiation dépasse de beaucoup leur pesanteur doivent s'éloigner très rapidement des environs du soleil; donc, seules les particules dont la pesanteur est voisine de la pression de Maxwell-Bartoli peuvent demeurer au-dessus de la surface solaire et s’y accumuler en grand nombre, et tout ceci nous conduit de nouveau à la conclusion que Les ilaments de la Couronne sont formés surtout de particules dont la pesanteur balance à peu près la répulsion due au rayonnement.

Or, d’après les calculs de M. Roche, un essaim de particules doit s’écouler des pôles vers l'équateur dès qu'il a dépassé la surface limite définie plus haut,

(1) Les équations de M. Roche (voir REsar, loc. cit.) montrent, en effet, que, quelle que soit la valeur de & (définie plus haut), les couches de niveau ne cessent pas de rester semblables à elles-

mêmes ; elles se rapprochent ou s’éloignent seulement plus ou moins du centre, selon la valeur de «, sans que leur forme diffère.

ESSAI SUR LE ROLE DES ONDES HERTZIENNES. n7

et où la pesanteur est exactement balancée par la composante verticale de la force centrifuge. Toute cause qui diminue la pesanteur diminue le rayon de cette surface limite et rapproche celle-ci du soleil; comme Îles particules coronales flottant au-dessus de la photosphère ont, ainsi que nous venons de le voir, leur pesanteur sensiblement annulée par la répulsion de Maxwell-Bartoli, il s'ensuit que cette surface limite (qui devrait, st cette répulsion n'existait pas, se trouver, comme le montre le calcul, à une distance du soleil égale à 36 rayons de cet astre) (!) se confond avec la photosphère elle-même du Soleil.

Donc les particules incandescentes de la Couronne, projetées par les mouvements de la photosphère au-dessus de celle-ci, doivent s’écouler des régions polaires vers l'équateur et s’y accumuler. Ce mouvement des particules vers l'équateur doit être d’ailleurs d'autant plus marqué, qu’elles sont plus éloignées de la photosphère, car les mouvements éruptifs de celle-et tendent à leur donner une direction qui lui est normale. Il s'ensuit que les essauns de particules coronales doivent affecter la forme de rayons courbes dont la concavite est dirigée vers l'équateur solaire, et que la courbure de ces rayons doit avoir précisément les caractères que nous avons reconnus sur les photographies coronales. Il s'ensuit également que les rayons de la Couronne doivent être d'autant plus étendus que l'on s'éloigne davantage des pôles du soleil, et que vers l'équateur ils doivent avoir une très grande extension, car, au voisinage du plan équatorial, les surfaces de niveaux s'ouvrent en deux nappes indéfinies.

Toutes ces conséquences de notre théorie sont bien conformes aux faits, etil semble que les particularités essentielles de là structure et de la lumière des formes coronales se trouvent ainsi simplement expliquées.

Si de la considération de la structure de la Couronne aux époques de minima des taches (qui peut être considérée comme la forme d'équilibre normale de la Couronne), nous passons à celle de la Couronne aux époques de maxima, les conséquences de notre conception ne semblent pas moins justifiées par les faits. Nous l'avons déjà montré en ce qui concerne les variations de l'éclat et de l’étendue des diverses parties et des diverses lumières qu'elles émettent, parallèles aux variations de l’activité solaire (vor ci-dessus). En ce qui concerne la structure des banderoles coronales, voiei ce qui doit se passer : tandis que lors du minimum des taches, toutes les parties de la surface solaire ‘sont dans un état uniforme de calme relatif (comme le montre notamment l’étude photographique des granulations), et rayonnent la même quantité de chaleur et de lumière, ce qui à

(1) Resaz, Mécanique céleste. Cette distance, calculée par Roche, serait évidemment plus grande si la durée de rotation des particules autour du Soleil était inférieure à celle de l’astre central; mais, dans le cas qui nous occupe, on voit immédiatement que, quelle que soit cette vitesse de rotalion, et pourvu qu'elle ne soit pas nulle (ce que nous avons établi ci-dessus), la surface limite se confond ici avec la photosphère.

nécessairement pour effet de permettre aux forces qui donnent à la Couronne sa forme normale, de se manifester régulièrement et à l’abri des causes perturbatrices, au contraire, lors du maximum des taches, les régions voisines de l’équateur solaire émettent moins de chaleur que les régions polaires et sont dans un état continuel d’agitation violente et irrégulière; il doit, par suite, se produire au-dessus de la photosphère des courants de convection eux-mêmes très puissants et irréguliers, dont la direction et la force doivent dépendre surtout de cireonstances accidentelles et locales. Les essaims de particules coronales qui flottent au-dessus de la photosphère sont les jouets de cette agitation continuelle qui peut masquer complètement l'effet régulier des forces que nous avons étudiées ci-dessus, et les formes coronales normales doivent en être considérablement afectées. Donc, tandis que les Couronnes des années de minima se ramènent toutes à un type unique, celles des années de maxima, tout en présentant encore une forme générale analogue, doivent présenter entre elles de nombreuses différences d’aspects; ces différences doivent avoir un caractère accidentel, c’est-à-dire qu’elles ne doivent pas se reproduire d’une manière identique dans deux Couronnes différentes, et que dans une même Couronne elles doivent avoir une apparence dénuée de toute symétrie.

Or tous ces caractères sont point pour point ceux que l'expérience a révéles.

Il semble en définitive que la conception que nous venons d’esquisser échappe à la plupart des objections soulevées par des théories précédentes, et coordonne simplement les faits d'observation connus au sujet des rayons de la Couronne.

B. L’incandescence de la partie gazeuse de la Couronne solaire doit, semble-t-il, être attribuée à une origine électrique; cela résulte, en particulier, de ce fait que son spectre contient les raies de l'hydrogène, et que l’on n’a pu obtenir expérimentalement ces raies caractéristiques que par une action électrique, bien que l'hydrogène ait été traité depuis longtemps de toutes les manières et notamment par la combustion. D'ailleurs, les plus récentes recherches sur l'émission des gaz ont montré que, aux plus hautes températures que l’on ait pu réaliser dans les laboratoires, la chaleur seule est incapable de faire émettre aux gaz un spectre de raies ('). D'autre part, le calcul nous a montré (vor ci-dessus) que la température qui doit régner dans les régions extérieures et moyennes de la Couronne est du même ordre de grandeur que les hautes températures auxquelles divers observateurs, et notamment Werner Siemens, ont soumis expérimentalement des gaz sans que ceux-ci émettent la moindre lumière (?). Enfin il résulte de l'observation (voir ci-dessus, 3°) que la partie gazeuse de la Couronne émet

(!) Rapports du Congrès de Physique, 1900, t. Il; E. PRINGSHEIM, Sur l'émission des gaz, passim. (2) Zoc. cit:

ESSAI SÛR LE ROLE DES ONDES HERTZIENNES. 49 des raies dont l'étendue et l’éclat sont maxima précisément lors des maxima de l’activité solaire, c’est-à-dire lorsque cet astre rayonne le moins de chaleur, comme cela à été établi au Chapitre IT.

La considération du rayonnement hertzien du Soleil explique au contraire, simplement, à la fois l’origine de l’incandescence de la partie gazeuse de la Couronne, et les variations si caractéristiques de son étendue et de son éclat, qui sont, comme nous l'avons rappelé (vor ci-dessus, 5°) exactement inverses de celles des rayons coronaux : L’ilumination des gaz raréfiés de la Couronne élant due aux ondes hertziennes émanées du Soleil conformément aux propriétés connues de ces ondes, il s'ensuit que le spectre gazeux de la Couronne doit avoir sa plus grande étendue et son plus grand éclat lors du maximum des taches (puisque, ainsi que cela a été établi plus haut, l'émission des ondes hertziennes solaires a précisément sa plus grande intensité à ce moment). Or c’est bien ce que l’observation à depuis longtemps montré, comme nous l’avons rappelé au début de ce Chapitre.

Certes, en dehors de l’origine de l’incandescence gazeuse de la Couronne, et de ses variations parallèles à celle de l’activité solaire, d’autres problèmes encore se sont posés, relativement à l’état d'équilibre de cette atmosphère gazeuse; plusieurs astronomes, et notamment Huggins (‘}, ont fait observer que s’il s'agissait là d’une atmosphère véritable, s'étendant, comme il résulte de l’observation, à plusieurs centaines de mille kilomètres au-dessus de la photosphère, et dont les couches pèseraient les unes sur les autres, comme celles de l’atmosphère terrestre, 1] s’ensuivrait nécessairement que, même en attribuant au coronium une densité beaucoup plus faible que celle de l'hydrogène, la densité des couches inférieures d’une pareille atmosphère devrait être comparable à celle des métaux, et que la pression relativement faible des gaz coronaux, qui est indiquée par la finesse absolue de leurs raies spectrales jusqu’au voisinage immédiat du soleil, paraissait inconciliable avec ce fait. Pour trancher cette difficulté, Huggins pensait que la Couronne gazeuse est constituée, non pas par une atmosphère continue et homogène autour du Soleil, mais par une multitude de petites atmosphères liées à chacune des particules solides ou liquides des rayons coronaux. Mais l'observation a établi depuis (voir ci-dessus, 5°) qu'il n’y a aucune relation entre la partie gazeuse de la Couronne et les filaments de particules incandescentes, et que non seulementleurs structures respectives etleurs étendues sont indépendantes et entièrement différentes, mais même que les phases et les caractères de leurs variations périodiques, loin d’être parallèles, sont exactement

inverses. Les faits se sont donc montrés inconciliables avec l’explication de Huggins.

Loc.

D'un autre côté, il semble que, depuis quelques années, et grâce à l'introduction de la théorie cinétique des gaz dans l’étude de l'atmosphère des astres, on à fait de grands pas vers la solution complète de ce problème : au lieu de considérer, comme on le faisait jusqu’à ces dernières années, les molécules gazeuses d’une atmosphère comme inertes et animées seulement des mouvements qui résultent de leur gravitation autour de l’astre central, si l’on considère au contraire, conformément à la théorie cinétique des gaz, ces molécules comme animées de mouvements dans toutes les directions et avec toutes les vitesses possibles, les résultats changent complètement. La théorie indique en effet qu’il existe pour chaque gaz une certaine vitesse la plus probable (c’està-dire une vitesse peu différente des vitesses de la plus grande partie des molécules) dépendant uniquement de la température et du poids atomique du gaz.

D'autre part, on montre en Mécanique que si la vitesse d’un point matériel soumis à l'attraction d’un astre dépasse V24g, (où a est le rayon de l’astre et g, l'accélération de la gravité à sa surface), ce point décrit une parabole ou une hyperbole et, après avoir approché la surface de l’astre, s’en éloigne indéfiniment sans y revenir jamais. Done, si la vitesse la plus probable des molécules

d’un gaz donné, dans l'atmosphère d’un astre, est voisine de V24ag,, ce gaz ne peut pas être retenu à la surface de cet astre. Plusieurs auteurs, et notamment M. J.-J. Stoney (') et M. Rogovsky (?), ont développé ces notions et fait des applications numériques des formules de la théorie cinétique des gaz à l'étude des atmosphères planétaire et solaire. Les chiffres qu'ils ont obtenus respectivement diffèrent assez les uns des autres, ce qui tient sans doute à la fois à l'incertitude de certaines formules de la théorie cinétique des gaz et au peu de certitude des données que l’on possède sur les températures des astres du système solaire. Aussi il pourrait paraitre prématuré de considérer comme définitifs les résultats numériques de ces savants. Néanmoins leurs calculs ont mis hors de doute (*) que, plus le poids atomique d’un gaz de l'atmosphère solaire est faible, moins sa densité doit varier rapidement à mesure qu’on s'élève au-dessus du Soleil et que, tandis que les gaz les plus lourds sont plus condensés à la surface de l’astre, les plus légers doivent au contraire exister en plus grande quantité dans les parties supérieures de l'atmosphère ; ils ont établi également que les gaz, pour n’être plus soumis à la pesanteur sur le Soleil, doivent avoir une densité peu différente de celle de l'hydrogène à la surface même de

(1) Astrophysical Journal, 1, VI, 1898, p. 25-55. (2) Zd., t. XW, 1901, p. 234-260.

(°) ZA XIV; 1901, p. 237.

l’astre, et à une certaine distance de celle-ci (où règne une température bien moins élevée) doivent avoir une densité bien plus faible (*).

C’est grâce à ces notions nouvelles et fécondes que l’on à expliqué l'absence presque totale de l'hydrogène et de l’hélium dans notre atmosphère; il n’est pas douteux, semble-t-il, que grâce à elles également le problème de l'équilibre de la portion gazeuse de la couronne pourra être résolu, et qu’on expliquera ainsi comment la pression relativement peu élevée qui règne dans les parties basses de l’atmosphère solaire se concilie avec l’épaisseur énorme de celle-ci. Mais il serait prématuré de faire ce calcul tant qu’on ne connaîtra pas la densité du coronium et qu'on n’aura pas des données suffisamment précises sur la température effective des diverses parties de l'atmosphère solaire.

Quoi qu’il en soit, les considérations développées dans ce Chapitre n’auront peut-être pas été tout à fait inutiles, si elles ont pu apporter quelques éléments nouveaux de solution dans la question de l’origine de la luminescence de la Couronne gazeuse et de ses variations caractéristiques, et dans les problèmes qui se rattachent à la nature, aux variations et à la structure des rayons coronaux.

(1) Ainsi s’expliquerait le fait remarquable établi par l'observation, que la raie D; dans les protubérances, bien loin d’être plus large près du limbe solaire, devient plus fine vers le bas, et peut-être même ne touche pas le limbe du tout, ce qui indiquerait que l'hélium a une densité plus faible près du limbe que dans les couches plus élevées de l’atmosphère solaire (Frost. Scheiner’s astronomical Spectroscopy, P. 189).