CHAPITRE IV

RÉVÉLATION PAR LES ÉCLIPSES DE L' ATMOSPHÈRE ET DE SES TROIS COUCHES PRINCIPALES AU BORD SOLAIRE EXTÉRIEUR.

Indicex de l 'existence d'une atmosphère autour du Soleil. — Le Soleil, observé à l'œil nu ou avec une lunette, même puissante, offre un borid rond, qui se détache bien sur le fond lumineux de notre ciel. La lumière de ce fond, qui diminue progressivement lorsqu'on s'éloigne du Soleil, présente tout autour du bord le môme éclat, sans montrer aucun détail perceptible. L'examen des alentours du Soleil, fait dans les conditions ordinaires, ne révèle donc aucune dépendance extérieure; et l'astre est comparable à un énorme globe de fer qui serait chauffé à blanc.

Cependant, certains indices font présumer l'existence d'une atmosphère analogue à celle de la Terre ou de la planète Vénus. La surface du Soleil n'est pas également brillante en tous ses points : son éclat diminue rapidement du centre vers les bords, et la couleur aussi change : plutôt bleuâtre (^ au milieu, elle devient légèrement rouge au bord. Ces diflférences s'expli-

( ^ ) La couleur bleuâtre du centre du Soleil est surtout notable à une grande altitude.

quent aisément par une atmosphère qui, comme la nôtre, absorbe et modifie plus fortement la lumière qui la traverse sous une épaisseur plus grande. C'est ainsi que le Soleil, lorsqu'il s'approche de l'horizon, s'affaiblit de plus en plus et devient nettement rougo, aussi bien au centre qu'au bord. L'atmosphère présumée du Soleil et l'atmosphère terrestre produisent les mêmes variations de couleur et d'intensité.

Le rapport entre les éclats du bord et du centre est variable avec les couleurs, et diminue régulièrement du rouge au violet; ce qui explique la couleur rougeâtre, signalée plus haut, du bord solaire observé au zénith. Ce rapport, qui représente la variation des éclats sur la surface, et qui est lié au pouvoir absorbant de l'atmosphère solaire, est fort important. Des recherches toutes récentes laissent entrevoir que le rappoit, mesuré pour l'ensemble des radiations, n'est pas constant {voir p. 3o); il serait soumis parfois à des écarts notables.

Les premières études spectrales apportèrent aussi de fortes présomptions en faveur d'une atmosphère; car l'explication des raies noires du spectre par Kirchhoff impliquait de nombreuses vapeurs métalliques répandues autour de la surface. Kirchhoff estimait même que ces vapeurs devaient s'étendre à une grande distance, et Angstrom, en 1860, émettait une opinion analogue, après avoir comparé les spectres du centre et des bords, et constaté seulement de faibles différences. Ces premiers observateurs

n'ont pas reconnu de raies brillantes au bord extérieur, et cette preuve directe de Texistence d'une atmosphère n'a été donnée que plus tard.

Révélation par les éclipses totales. Deux parties principales : chromosphère avec les protubérances et couronne. — En réalité, l'atmosphère solaire a été révélée par les éclipses totales, qui offrent pour sa reconnaissance et son étude des avantages exceptionnels. Cette atmosphère, très étendue, est lumineuse par elle-même, mais faiblement lumineuse et, en temps ordinaire, elle est masquée par l'illumination beaucoup plus vive de notre ciel, éclairé par les rayons solaires. Si la Lune s'interpose et recouvre complètement le Soleil (*), le ciel s'obscurcit et l'atmosphère apparaît dans toute sa splendeur et dans toute son étendue.

Le phénomène est un magnifique spectacle, un des plus beaux que l'on puisse voir. Il suffira de rappeler ses traits caractéristiques.

La Lune, dans son mouvement progressif, a réduit le Soleil à un mince croissant lumineux, et le Ciel est déjà presque noir ; puis les cornes

( ' ) Le diamètre apparent ( ou diamètre angulaire vu do la Terre) varie pour le Soleil de 32'36",4 à 3i'3i",9 et pour la Lune de 33' 37", 6 à 29' 21". L'éclipsé est totale lorsque le diamètre apparent de la Lune est supérieur à celui du Soleil; et la durée de la totalité, toutes choses égales d'ailleurs, augmente avec la différence des deux diamètres.

ou pointes du croissant se rapprochent avec une rapidité croissante et disparaissent. Aussitôt changement à vue : le disque noir et rond delà Lune apparaît nettement limité, au milieu d'un anneau lumineux très large. Le contraste est frappant; car la Lune noire occupe la place do Soleil et l'anneau lumineux une région du ciel qui auparavant paraissait noire. L'anneau, de couleur blanche, est dégradé vers l'extérieur. Ses points saillants sont : d'une part, les parties les plus brillantes situées à l'intérieur, qui sont un mince croissant d'un rouge vif à la place du croissant solaire évanoui un instant auparavant et des proéminences ou protubérances également rouges tout au tour du bord lunaire; d'autre part, la largeur de l'anneau et les rayons, parfois très longs, qui s'en détachent vers l'extérieur. L'apparition dure quelques instants seulement; car, du côté opposé à celui qui a vu disparaître le dernier rayon solaire, apparaissent d'abord un mince croissant rouge, puis subitement un point brillant qui aveugle et s'élargit rapidement en un mince croissant très brillant. C'est le Soleil qui revient de l'autre côté, et l'anneau lumineux s'évanouit rapidement.

Cet anneau et ses deux couches superposées, la partie basse, rouge, complétée par les proéminences, appelée chromosphère et là partie haute, appelée couronne^ sont des dépendances réelles du Soleil, on le sait maintenant d'une manière certaine ; mais la certitude n'a été acquise qu'au

prix de longs efforts et après de vives discussions.

La figure 4 ci-contre représente Tanneau de Téclipse de 1860. Les flammes blanches, de forme irrégulière, qui apparaissent au bord lunaire sont la chromosphère et les protubérances qui, en réalité, sont rouges: les croissants minces, d'un rouge vif, du commencement et do la fin, sont représentés très élargis; et leur éclat est beaucoup plus grand que celui de la couronne, plus grand que le dessin ne l'indique.

Courte durée et rareté des éclipses. Difficultés de leur observation. — L'éclipsé totale du Soleil est en effet très courte: sa durée, sous nos latitudes étant comprise entre o seconde et 6 minutes ; de plus, elle est très rare pour un lieu donné do la Terre. Le nombre des échpses totales est seulement de dix en 18 ans (*), et chacune, comme on sait (voir la Note de l'année précédente), n'est visible qu* sur une bande étroite de la Terre, qui varie d'une éclipse à l'autre. On a calculé qu'un môme lieu de la Terre est visité par une éclipse totale seulement tous les 36o ans en moyenne.

Pour observer l'anneau lumineux de l'éclipsé, il faut pouvoir déterminer à l'avance les points précis de la Terre où elle est totale, c'est-à-drre

(^) Cet intervalle de 18 ans, ou exactement de 18 ans II jours j-, est la période découverte il y a six mille ans par les Ghaldéens, et appelée Saros.

la ligne ou bande de totalité, et faire au besoin un long voyage. Or, la trace exacte du cône d'ombre de la Lune sur la Terre est difficile à bien connaître; elle est déterminée avec précision seulement depuis un siècle {voir Chap. I, p. 1 1). Ce sont les progrès réalisés d'une part par l'Astronomie de position et la Mécanique céleste, d'autre part par la Géodésie et la Géographie, qui ont assuré la prédiction et l'observation des éclipses totales. L'Astronomie, écrit Laplace à la première pai;o de son Exposition du système du Monde, est, de toutes les sciences naturelles, celle qui offre le plus long enchaînement de découvertes ; cette remarque s'applique exactement à la question de l'atmosphère solaire.

Éclipses de 184*2, i85i, i8()o. Résultats. — Cependant une éclipse totale, facile à observer, fut annoncée pour l'année 184*2 ; la ligne de totalité traversait l'Espagne, la France et l'Italie. Les principaux astronomes s'établirent avec leurs instruments sur les points les plus favorables, et Arago, qui avait observé le phénomène à Perpignan, a résumé tous les résultats obtenus, dans une Note de cet Annuaire (1846). Les observateurs notèrent les deux parties principales de l'anneau lumineux, c'est-à-dire la chromosphère ( * ) avec les protubérances rouges et

( ' ) Le nom de chromosphère, qui désigne la couche du croissant mince rouge, a été adopté plus tard ; mais

la couronne ; quelques-uns même présentèrent les protubérances comme un phénomène nouveau ; les éclipses totales étaient si rares et occupaient si peu l'attention que leurs descriptions antérieures avaient passé inaperçues. Aussitôt après, commença une vive discussion sur l'origine de l'anneau lui-môme. L'opinion générale fut que les protubérances étaient liées au Soleil, mais des astronomes autorisés les rapportèrent à la Lune ou à une illusion d'optique.

Cette discussion eut tout au moins l'avantage de faire ressortir l'importance probable du phénomène ; et toutes les éclipses suivantes furent observées avec le plus grand soin, en particulier celles de i85i et de 1860.

En 1860, la photographie fut employée pour la première fois. Les épreuves successives de l'anneau lumineux montrèrent que les protubérances sont couvertes ou découvertes progressivement, avec le mouvement delà Lune; et leur origine solaire fut démontrée. Secchi a résumé ainsi les résultats de cette éclipse :

1" Les protubérances ne sont pas des illusions d'optique, mais sont un phénomène réel du Soleil.

1° Elles sont des masses de matière lumineuse dont le rayonnement est très actif sur les plaques photographiques.

3"" Quelques protubérances flottent au-dessus

il eçt employé pour éviter la confusion. L'astronome anglais Airy lui avait d'abord donsé le nom de sierra.

de la surface comme les nuages dans notre atmosphère. Elles ont des formes différentes; mais leurs changements sont insensibles dans l'espace de lo minutes.

4° En plus des protubérances, si nettement visibles, il y a une couche, formée de la môme matière lumineuse, qui entoure le Soleil entier et de laquelle se détachent les protubérances.

5° Le nombre des protubérances est extrêmement grand ; et, avec une lunette, le Soleil apparaît entouré de flammes trop nombreuses pour être comptées (*).

Si l'on excepte une erreur de détail sur les changements des protubérances, qui, en réalité, varient parfois beaucoup en lo minutes, les conclusions précédentes ont été vérifiées ensuite de toutes les manières. Mais la nature même de la chromosphère et des protubérances restait indéterminée.

Éclipse de i868. Première application de l'analyse spectrale. — Cette lacune a été comblée bientôt par l'analyse spectrale qui venait

( ^ ) Le croissant rouge mince do la chromosphère, du côté de l'extérieur, offre un bord formé de nombreuses petites dents lumineuses. Ces dents sont aussi des protubérances, mais beaucoup plus petites que les grandes protubérances, dont la hauteur, parfois, dépasse de beaucoup l'épaisseur moyenne de la chromosphère. C'est à ces petites protubérances que se rapporte la cinquième proposition de Secchi.

de naître, et qui, appliquée au Soleil par KirchhofT (1860), aux étoiles par Huggins et Secchi (i86'2), aux nébuleuses par Huggins (1864), avait dévoilé leur composition chimique. En 1868 eut lieu une grande éclipse totale, longue de 6 minutes, et visible aux Indes où le ciel est très pur. Plusieurs observateurs, les anglais Tennant et Herschell, l'américain Pogson, les français Janssen et Rayet, dirigèrent un spectroscope sur les protubérances. Tous trouvèrent un spectre continu, sur lequel se détachent des raies fines extrêmement brillantes, qui, la plupart, coïncident avec les raies de l'hydrogène. Les protubérances sont donc d'énormes masses de gaz dont l'hydrogène est le constituant principal.

Cette éclipse est mémorable par les résultats qu'elle a fournis; quelques semaines après, d'ailleurs, Janssen et Lockyer annoncent que le même spectroscope, employé si utilement pendant l'éclipsc pour reconnaître la nature des protubérances, décèle aisément leur présence au bord solaire en temps ordinaire, en dehors des éclipses. Cette découverte, d'une importance évidente, sera analysée avec détails dans le Chapitre suivant.

Eclipses de 1869 et 1871. Révélation d'une troisième couche plus basse, dite couche renversante,^ Dans l'éclipsé de 1868, les astronomes s'étaient occupés seulement des protubérances, qui, en raison de leur éclat, attirent tout

d'abord raltention ; dans l'éclipsé suivante de 1869, visible en Amérique, Young et Harkness analysent au spectroscope la lumière de la couronne, et trouvent un spectre absolument continu avec une seule raie brillante verte (*), qui, depuis, a été reconnue comme nouvelle et rapportée à un gaz hypothétique très léger, nommé le coronium.

La lumière de la couronne, comme celle des protubérances, est donc différente de celle du Soleil; elle est une lumière propre émise directement par la matière de l'anneau, et ce dernier fait est une preuve nouvelle et décisive de son origine solaire. La nature du spectre indique que les protubérances sont surtout formées par des gaz, et que la couronne est constituée principalement par des particules liquides ou solides. Ces dernières particules, cependant, doivent diffuser les rayons intenses de l'astre; et, en en effet, dans l'éclipsé de 1871, Janssen a reconnu quelques raies noires solaires dans le spectre coronal, mais seulement aux limites extérieures de la couronne (2).

(*) Dans les éclipses suivantes, d'autres raies fines, mais moins brillantes, ont été reconnues dans le spectre de la couronne. Toutes ces raies n'ont pu être rapportées à un élément chimique connu.

( ' ) Les raies noires solaires du spectre coronal ont été enregistrées avec la plaque photographique en 1890 par de la Baume Pluvinel.

Ces premières observations spectrales ont donné les résultats les plus intéressants sur les nouvelles dépendances solaires; mais, sur un point particulier, elles ont apporté une déception. Les astronomes s'attendaient à trouver dans Tanneau des éclipses toutes les vapeurs des raies noires du spectre solaire, et Kirchhoff, comme on l'a remarqué plus haut {voir pages 42 et 58), estimait que ces vapeurs s'élevaient jusqu'à la couronne. Or. le spectroscope annonçait un seul gaz connu et très léger, l'hydrogène. Peut-être les autres vapeurs, plus lourdes, s'élèvent-olles à une hauteur beaucoup plus faible, au point de se détacher à peine au bord extérieur? Cette explication, a priori probable, est aussi la vraie; les vapeurs lourdes forment à la base de la chromosphère une couche qui, à la distance du Soleil, apparaît très mince. Cette couche a été observée pour la première fois par Young pendant l'éclipsé de 1871. 11 avait placé la fente fine de son spectroscope sur le point du second contact au bord lunaire; et, immédiatement après la disparition des raies noires ordinaires, il a vu le champ entier de sa lunette rempli de raies brillantes et très nombreuses, au point, dit-il, qu'on ne peut les compter. Les raies sont visibles seulement pendant i ou 2 secondes, d'où le nom de spectre éclair qui leur a été donné.

Les vapeurs brillantes annoncées par Kirchhoff étaient donc reconnues, au moins dans leur ensemble.

La eouche ainsi décolée par son spectre a été appelée couche renversante ; elle est très mince, puisqu'elle est recouverte très rapidement par la Lune.

Comparaison avec V atmosphère terrestre.

Sens restreint- donné au mot chromosphère. — Les trois éclipses de 1868, 1869 et 1871 forment un groupe remarquable, qui a révélé dans ses traits généraux la nature des trois couches principales de l'anneau. L'usage a prévalu de donner à l'ensemble de l'anneau le nom à' atmosphère solaire, quoique les deux couches basses, la couche renversante et la chromosphère, formées de vapeurs, soient les seules que l'on puisse comparer à notre atmosphère (de aTjjLoç, vapeur). La couche haute, de beaucoup la plus épaisse, qui est la couronne, aune structure différente, étant formée par des particules qui doivent être très espacées; elle constitue un phénomène nouveau qui n'a pas son correspondant sur la Terre, au moins dans l'état actuel de nos connaissances. Les rayons normîaux qui s'en détachent ont été rapprochés justement des queues cométaires et sont explicables par les mêmes théories. Or, depuis longtemps, on avait admis pour les deux phénomènes une force répulsive émanée du Soleil; mais la nature de cette force restait inconnue. Récemment, la lacune a été comblée par la pression de radiation (p. 12), qui a été reconnue expérimentalement comme force répul-

sive, et qui explique fort bien les formes coronales.

La couronne, et aussi la couche renversante du bord, ont été jusqu'à présent reconnues seulement pendant les éclipses et constituent le principal attrait du phénomène.

Le mot chromosphère (de XP^^H"-*? couleur) est employé parfois pour désigner l'ensemble des deux couches basses, la couche renversante étant alors présentée comme la base, la partie basse de la chromosphère. Celte ex tension donnée au mot chromosphère n'a pas été adoptée dans la Note actuelle; car elle apporte une confusion, une gêne dans l'exposition. Les deux couches basses ne sont pas séparées d'une manière très tranchée, mais elles sont bien différentes, puisque la couche renversante est plutôt blanche, a été découverte autrement et est observée autrement que sa voisine, aussi bien en dehors des éclipses que pendant les éclipses. Il y a avantage à employer deux mots bien distincts pour désigner deux choses qui, pratiquement, sont distinctes. Cette question devra être réglée par un Congrès international.

Éclipses suivantes. Enregistrement de la couche renversante. -- Toutes les éclipses suivantes ont été observées avec le plus grand soin, et la science anglaise, en particulier, a organisé des missions pour chaque éclipse qui était visible sur un point accessible du globe. De plus, dans ces dernières années, le nombre

des missions a été augmenté notablement pour chaque éclipse, en même temps que la valeur des instruments employés. Malgré la faible durée du phénomène, les documents recueillis sont déjà considérables, et plusieurs questions importantes ont été éclaircies.

La photographie a été mise de plus en plus à contribution; elle est extrêmement précieuse pour ces phénomènes très courts dont elle peut seule enregistrer tous les détails. C'est à elle qu'on doit les progrès les plus récents sur les spectres lumineux et ultra-violets des trois couches, sur la composition de la couche renversante et sur les formes coronales.

Pour l'étude de la couche renversante, l'œil est insuffisant; il ne permet pas de faire des mesures et de vérifier si les raies brillantes du spectre éclair correspondent bien aux raies jioires du spectre normal. En 1896, Lockyer et ses élèves, Shakleton et Fowler, ont obtenu les premières photographies du spectre éclair avec un prisme objectif, et les éclipses suivantes ont fourni de nombreuses épreuves similaires plus riches en détails. En particulier, les résultats dus à Evershed et à Hills sont fort intéressants, et la mission que l'auteur de cette Note a organisée, pour l'éclipsede 1900, a obtenu pour la première fois le spectre ultraviolet entier, et une série d'épreuves très rapprochées, fournie par un cinématographe.

Les résultats acquis à l'heure actuelle sont les suivants : La couche renversante n'est pas

absolument distincte de la chromosphère ; car, sur les épreuves précédentes, qui donnent en même temps les deux couches, les vapeurs diverses s'échelonnent depuis le sommet de la chromosphère jusqu'à la surface môme du Soleil; il y a seulement beaucoup plus de vapeurs dans la couche la plus basse, qui forme ainsi un bloc à part. Les vapeurs les plus hautes sont aussi en général les plus légères (la légèreté étant estimée par le poids atomique), mais il y a dos exceptions curieuses qui sont dues, soit au pouvoir émissif exceptionnel de certaines radiations, c'est-à-dire à une propriété spéciale de l'atome, soit, comme l'a supposé Lockyer, à la dissociation de cet atome en composants plus légers.

Si, d'autre part, on compare les raies brillantes aux ï*aies noires ordinaires, on trouve une correspondance nette, avec les restrictions suivantes : il y a de petites différences dans les intensités, les raies brillantes se rapprochant plutôt des raies de l'étincelle d'induction, et les raies noires de celles de l'arc électrique. En fait, la couche mérite bien d'être qualifiée de renversante et la grande loi de Kirchhoff sur l'émission et l'absorption des vapeurs est vérifiée dans la majorité des cas.

Structure de la couronne. Variations en accord avec la période des taches. — La couronne est l'objet principal des recherches; depuis 1860, elle est photographiée avec des

appareils de puissance croissante, avec des lunettes longues de plusieurs dizaines de mètres. Les images obtenues sont magnifiques et montrent les détails de la structure. La couronne apparaît formée de filaments contigus et enchevêtrés, en général normaux et dus à la force répulsive émanée de l'astre. Parfois, les filaments s'élèvent à des hauteurs énormes. En 1898, Maunder a photographié des rayons coronaux ayant la longueur de sept diamètres solaires, et Newcomb en a observé à l'œil qui étaient encore plus longs.

La belle série des épreuves actuelles occupe quatre périodes undécennales ; or, elle montre une corrélation nette entre les variations de la couronne et les variations des taches. Les jets coronaux les plus importants semblent suivre les taches et se rapprochent avec elles de l'équateur. Aux années de minimum, la couronne a un aspect spécial caractéristique et un aspect également caractéristique, mais différent, au moment du maximum. De même la raie verte caractéristique des gaz de la couronne est forte, haute et répartie également autour du bord, dans une année de maximum ; dans les environs du minimum, elle est faible et limitée à Téquateur. Cette corrélation est très importante, car elle prouve que les variations périodiques de la surface solaire ne sont pas localisées, mais s'étendent aux dépendances les plus éloignées.

Rapports de In couronne avec les couches plus

basses. AmcLS de particules dans la chromosphère. — D'après ce qui précède, les jels coronaux les plus marquants sont probablement liés aux taches et doivent émaner d'elles, ou des facules voisines, ou de la couche renversante, de la chromosphère et des protubérances qui sont au-dessus.

Les théories les plus estimées admettent cette dépendance; mais est-elle vérifiée par Texpérience? Or, sur les épreuves des éclipses, les jets coronaux sont vus au bord solaire, de profil, les uns derrière les autres, et enchevêtrés; il est bien difficile de fixer près du bord solaire le point précis de la surface ou de Talmosphère, duquel ils émanent. Christie, sur les belles épreuves coronales qu'il a obtenues, a signalé des protubérances en rapport avec des jets coronaux; mais toutes les protubérances ne sont pas dans ce cas. Un seul fait bien positif a été indiqué par Perrino en 1901, qui est une année de minimum. L'épreuve de la couronne, obtenue par lui, montrait une pertur bation en un seul point, et ce point était voisin d'une tache, la seule de la surface, qui passait alors au bord.

Cette observation ne décide pas d'ailleurs si le jet coronal émane de la surface solaire ou des deux couches de vapeurs au-dessus. Tout récemment, à propos de l'éclipsé de igoS, Deslandresa posé la question autrement. La chromosphère et les protubérances sont présentées généralement comme formées seulement de gaz brillants, mais

contiennent-elles aussi des particules en quantité notable, émettent-elles un spectre continu, en même temps que les radiations des gaz?

Déjà plusieurs auteurs, Hastings, Oppolzer et Halm, pour des raisons théoriques, ont admis dans les couches basses l'existence de particules nombreuses, susceptibles de jouer un rôle important; et, récemment, la question a été reprise par Véry et Schuster. Mais les données et vérifications expérimentales font presque absolument défaut. Tacchini, en 1886, a appelé l'attention sur des protubérances, dites blan^ cheSj qui contiennent des particules et pas d'hydrogène, mais qui sont plutôt des masses coronales. Dans l'éclipsé de 1900, Tacchini et Ricco ont signalé des aigrettes blanches dans des protubérances hydrogénées à spectre continu; mais l'observation ne donne pas le point précis d'émission du spectre continu.

Pour éclaircir tous ces points, Deslandres, en 1905, aidé par Blum, a photographié les protubérances avec des écrans colorés spéciaux qui arrêtent les radiations gazeuses et ne laissent passer que la lumière du spectre continu. L'appareil donne ainsi seulement l'image des particules; or, il a montré dans plusieurs protubérances des amas brillants de particules, plus brillants que les régions voisines de la couronne et réunis à la base de la protubérance. Ricco, avec des appareils différents, a été conduit à des résultats analogues pour les mêmes protubérances.

I^ couche renversante (*), la chromosphère et les protubérances doivent contenir des particules en quantité notable, de même, d'ailleurs, que l'atmosphère terrestre; et, pour l'anneau des éclipses tout entier, on peut avoir trois images distinctes : l'image ordinaire formée des gaz et particules confondus, l'image des gaz seuls dans le spectre, et enfin l'image des particules seules. La comparaison de toutes ces images donnera des résultats intéressants sur la liaison des particules entre elles et avec les gaz dans les trois couches.

La question des mouvements généraux de la couronne a été aussi posée. Dans quelle mesure l'énorme volume de la couronne participe-t-il à la rotation de la surface solaire, rotation qui, à certains égards, est si curieuse? Le problème a élé abordé en 1893 par Deslandres avec le spectroscope, et ensuite par Belopolski et Campbell dans des conditions meilleures; mais aucun résultai net ou général n'a été encore obtenu.

Les questions nouvelles ou qui, abordées déjà, ne sont pas résolues, sont encore nombreuses pour la couronne et même aussi pour les autres couches.

(^) La coucho renversante, pour dos raisons diverses, est supposée contenir beaucoup de particules, surtout à sa partie supérieure.