SUR LA COURONNE SOLAIRE

I nous à paru que l’on pourrait peut-être, à l’aide des données que nous venons d'obtenir, apporter quelque lumière sur les mystérieuses particularités de l'atmosphère coronale du Soleil.

Nous allons rapidement, auparavant, passer en revue les principaux résultats expérimentaux que l'étude des éclipses a apportés sur la structure de la couronne depuis le milieu du siècle dernier, et nous examinerons ensuite brièvement les quelques théories qui ont été présentées pour expliquer et coordonner entre

eux ces résultats.

I. — Résumé de nos connaissances sur la nature de la couronne solaire.

Ce n’est que lorsque MM. Janssen et Lockyer eurent découvert le moyen d'observer les protubérances et la chromosphère en dehors des éclipses, que les astronomes portèrent leur effort vers l'étude de la couronne. Les premiers résultats furent obtenus dans cette voie par Young qui, lors de l’éclipse de 1870, trouva dans la couronne un spectre continu relativement intense dans lequel on distinguait quelques raies brillantes (celle de l’hydrogène et La raie verte À53r, caractéristique de la couronne et observable à une grande hauteur au-dessus du disque). Dans l’éclipse de 1871, M. Janssen compléta cette découverte en reconnaissant, dans les parties extérieures de la couronne, quelques raies noires de Frauenhofer.

Dès ce moment, la composition complexe de la lumière coronale était connue. Et les observations de toutes les éclipses totales qui ont eu lieu depuis (et dont la dernière a été celle du 18 mai 1901) n’ont fait que confirmer, en les étendant et en les précisant, ces premiers résultats. Il ne saurait être question de décrire ici en détail les observations variées faites lors de chaque éclipse, et la riche moisson de faits nouveaux qui ont été apportés chaque fois, et dans laquelle la France a une large part grâce à des observateurs comme MM. de la Baume-Pluvinel et Deslandres. Bornons-nous à dire que les faits que l’on peut

considérer actuellement comme établis d’une manière certaine par les observations oculaires, spectrales et photographiques sont les suivants :

1° Une première partie de la couronne (‘) est constituée par une atmosphère gazeuse qui donne au spectroscope notamment les raies brillantes de l’hydrogène et la raie verte caractéristique du coronium. Cette partie gazeuse a le caractère d’une atmosphère assez uniformément distribuée autour du Soleil, car, observée avec un spectroscope sans fente, tel qu’un prisme objectif, elle se manifeste sous la forme d’une série d’anneaux lumineux assez réguliers et dont chacun correspond à une des raies brillantes. Le plus brillant et le plus large de ces anneaux est toujours celui qui correspond à la raie verte À — 531.

2° Une deuxième partie de la couronne (celle qui apparaît plus particulièrement brillante à l'observation oculaire) est constituée (?) par des jets Iumineux, des banderoles allongées et étendues, de forme et de dimensions variables selon les époques et les portions du disque d’où elles paraissent émaner (nous verrons au paragraphe 4° que ces variations se ramènent à deux types simples). Ces banderoles donnent au spectroscope un spectre continu, ce qui indique qu’elles sont constituées par des particules liquides ou solides incandescentes. En outre de leur spectre continu, ces banderoles incandescentes donnent un spectre frauenhoférien à raies noires, plus ou moins intense, dû à la lumière du disque solaire réfléchie par ces particules, comme le prouve d’autre part le polariscope.

Le spectre continu émis par les banderoles est beaucoup plus intense que le spectre frauenhoférien réfléchi, dans le voisinage du disque. Au contraire, dans les parties plus éloignées, le spectre frauenhoférien devient de plus en plus visible, et le polariscope indique identiquement d'autre part que la proportion de lumière polarisée est plus grande dans les parties de la couronne les plus éloignées que dans les parties voisines du disque. M. Janssen, qui a découvert, en 1871, les raies frauenhofériennes, les a, en effet, observées dans les parties les plus extérieures de la couronne et tous les observateurs ont depuis confirmé ce résultat, notamment M. Deslandres qui, en 1893 (*), a observé que le spectre à raies noires n’est plus visible dans les régions situées à moins de 5’ du bord solaire, et par M. Perrine qui a observé, à l’aide de spectres photographiques, le même résultat en 1901. La lumière diffusée par les particules coronales est done d'autant moins intense par rapport à la lumière propre de ces particules que l’on est plus près du disque solaire. La proportion de lumière diffusée est d’ailleurs toujours très faible.

1) YounG, Le Soleil, p. 190; Scnginer, Spectralanalyse der Géstirne, p. 205-207, etc. 2) Ibid.

8) Annales du Bureau des Longitudes, t. V, p. C.42.

Ce fait a surtout été mis en lumière par Schuster, qui de l’examen des spectres des éclipses de 1882, 1883 et 1886, a déduit que le spectre continu dela couronne a son maximum d'intensité actinique déplacé considérablement vers le rouge, en comparaison du spectre solaire, ce qui prouve que la lumière coronale ne peut être due qu’en faible proportion à de la lumière diffusée par les petites particules (voir Nature, t. XLIV, p. 375).

3° La partie gazeuse de la couronne est toujours distribuée d’une manière sensiblement uniforme autour du Soleil. Mais l’étendue et l'intensité des raies brillantes qu’elle émet sont très différentes selon qu’on l’observe lors d’une éclipse voisine d’un maximum des taches solaires, ou lors d’une éclipse voisine d’un minimum de ces taches ('). Lors d’un maximum des taches solaires les rates de cette partie gazeuse sont bien plus lumineuses et visibles à une distance du limbe beaucoup plus grande que les années de minimum de l’activité solaire. Toutes les observations d’éclipses depuis 1870 ont, sans exception, nettement établi ce fait. En 1874, par exemple, année voisine d’un maximum des taches, M. Stone a pu déceler pendant léclipse la raie du coronium à plus de 45° du bord solaire et cette raie était très brillante. Au contraire, lors du minimum de 1878, on ne put l’observer à plus de 15’ du limbe et elle était devenue si faible que beaucoup d’observateurs ne la virent pas du tout (*?). Toutes les éclipses ultérieures ont confirmé ces faits; en 1882, par exemple (maximum des taches), on observa cette raie à plus de 40° du bord (?); en 1893, lors de l’éclipse du Sénégal, elle était également très brillante et étendue; au contraire, lors des deux dernières éclipses (celle de 1900 et celle de 1901), qui eurent lieu lors du minimum des taches solaires, la raie verte était tres faible et ne se voyait que jusqu’à 5’ du bord solaire (‘). Beaucoup d’observateurs ne la virent même pas du tout, et ceux qui l’observèrent disent qu’elle était courte et peu nette (°).

4° Les banderoles de particules incandescentes de la couronne subissent également des variations qui sont en rapport avec la période des taches solaires dans leur structure, leur étendue et leur éclat.

Lors des quatre minima de l’activité solaire qui ont eu lieu depuis la seconde moitié du siècle dernier (1867, 1878, 1889, 1900) on a eu la bonne fortune d'observer des éclipses totales de Soleil et Lors de chacune de ces quatre éclipses les filaments incandescents de la couronne ont montré identiquement la même structure générale et les mêmes caractères (que Young avait déjà reconnus

(1) Mrs Topp, Total eclipses of the Sun. — Youxe, Le Soleil, p. 191

(2) Youne, Loc. cüt., p. 186.

(3) Bull. Société astr. de France, 1892, p. 269.

(*) De La BAUME-PLUVINEL, Comptes rendus, t. CXXX, p. 1593.

(5) Desanpres, Comptes rendus, t. CXXX, p. 1691. — Wuirney, The astrophysical Journal, t. XI, pe 96. — C.-A. YounG, The astrophys. Journ., t. XII, p. 77, etc.

comme caractéristiques des couronnes de minima à la suite des éclipses de 1867 et 1878) ('), et qui sont les suivants (?) :

Les banderoles de la couronne se développent surtout avec abondance dans les régions de l'équateur solaire; elles s'étendent dans ces régions radialement au disque solaire jusqu’à des distances très grandes, supérieures à plusieurs diamètres et même, comme en 1878, à 12 diamètres solaires; ces banderoles sont très brillantes dans le voisinage immédiat du Soleil et leur lumière diminue graduellement à mesure qu’elles s'éloignent du disque pour s’éteindre progressivement à une très grande distance; dans les régions plus éloignées de l'équateur solaire, et à mesure qu’on s'approche des pôles, les banderoles sont beaucoup moins étendues; elles ne dépassent guère une distance égale à un demi-diamètre du Soleil; et de plus elles affectent la forme d’aigrettes et de gerbes curvilignes qui ont une tendance à s’incliner vers les parties équatoriales. L'ensemble, composé de filaments convergents dont la courbure augmente et dont l'étendue diminue rapidement à mesure qu’on s'éloigne de l'équateur vers les pôles du Soleil, constitue la structure syncline que M. Ranyard a été le premier à mettre clairement en lumière.

Lors des éclipses qui ont eu lieu dans des années plus voisines du minimum que du maximum des taches la couronne présente la même structure générale, mais les banderoles équatoriales sont déjà beaucoup moins étendues que lors d’un minimum.

Telles ont été les couronnes de 1880 et de 1898 (*).

Enfin, lors des cinq éclipses qui ont été observées au voisinage de maxima de taches (celles de 1870, 1871, 1882, 1883, 1893) la couronne a présenté les caractères suivants : les banderoles équatoriales, incomparablement moins étendues que les années de minima, n'avaient guère plus d’extension que les filaments polaires, de sorte que les rayons coronaux paraissaient à peu près répartis également tout autour du limbe; de plus, la courbure des aigrettes polaires était distribuée moins symétriquement et moins régulièrement que lors des minima des taches, l’ensemble des rayons ayant une structure moins symétrique et les irrégularités de formes paraissant d’ailleurs tenir à des causes locales et accidentelles, car elles variaient beaucoup d’une éclipse solaire à une autre, et même d’une région à une autre du disque (‘). La structure générale syneline était d’ailleurs la même qu’aux époques de minima de l’activité solaire,

(1) Youn6, Le Soleil, p. 192.

(2) Voir dans he Observatory, 1898, p. 102, les photographies des couronnes de 1867, 1878 et 1889 et dans 7he Observatory, 1901, octobre, p. 365, celle de l’éclipse de 1900.

(3) Voir photographie de la couronne de 1898 dans Monthly Notices of the royal astronomical Society, t. LVIL, P£. III, et couronne de 1880, The Observatory, t. XXI, p. 102.

(*) Voir photographie de la couronne de 1871, 1882 et 1893, The Observatory, t. XNII, p.09, et de celles de 1870 et 1883, Zd., t. XXI, p. 102, et Annales du Bureau des Longitudes, t. V, PI TII.