CHAPITRE V

ÉTUDE DE LA GOUGUE MOYENNE EN DEHORS DES ÉGLIPSES ET AU BORD EXTERIEUR.

Insuffisance des observations d'éclipsés. — De 1868 à 1906, c* est-à-dire dans un intervalle de 39 années, le nombre des éclipses totales est exactement de 24, avec une durée moyenne de 3'"'"6"**. Un astronome qui, pour chacune, aurait pu s'établir sur la ligne de totalité, d*accès parfois très difficile, aurait observé l'atmosphère solaire au plus pendant i**25"; c'est bien peu, eu égard à la complexité du phénomène. On a remédié en partie à cette insuffisance par le grand nombre des stations d'observation et des appareils spéciaux pour chaque éclipse, et c'est ainsi que l'on a obtenu les résultats déjà notables, exposés précédemment, sur les deux couches supérieure et inférieure, la couronne et la couche renversante, qui, jusqu a présent, sont observables seulement pendant les éclipses. Mais, de'toute façon, les progrès sont très lents ; si, d'une éclipse à l'autre, on observe un changement, on ne sait s'il est dû à une modification lento et progressive, ou s'il représente une phase de variations rapides.

Méthode spectrale de Janssen et Lockyer pour l'observation de la couche moyenne en dehors des éclipses. Histoire de la découverte. — Pour

la couche moyenne, c'est-à-dire pour la chromosphère et les protubérances, les conditions sont plus favorables; car le spectroscope qui, pendant l'éclipsé de 1868, a décelé si nettement leur nature gazeuse, a fourni aussitôt après le moyen de les déceler et de les étudier en temps ordinaire, au bord solaire extérieur.

Les cinq observateurs qui, au moment de la totalité, ont reconnu dans les protubérances les raies fines caractéristiques des gaz (voir p. 66), ont tous été d'accord sur ce point que les raies fines étaient très brillantes. L'un d'eux, Janssen, qui observait aux Indes, alla plus loin; il eut aussitôt l'idée que ces raies devaient encore être visibles après l'éclipsé, même avec la superposition de la lumière diffuse de notre ciel; et l'expérience, poursuivie dans la station même de l'éclipsé, fut couronnée d'un plein succès. La lumière de notre ciel, avec la lunette seule, masque la protubérance; mais, après avoir passé par la fente fine et les prismes du spectroscope, cette lumière, qui est identique à la lumière solaire et offre, comme elle, un spectre continu à raies noires, s'affaiblit en un long ruban dans le spectre, alors que la lumière des protubérances, concentrée sur quelques raies fines (*),

( • ) De plus, ces raies fines, en général, coïncident avec des raies noires du spectre solaire, ce qui leur permet de se détacher plus nettement, surtout lorsque la raie noire est plus large.

conserve son éclat. Les raies fines, avec une dispersion suffisante, se détachent nettement et décèlent la petite section faite par la fente dans la protubérance.

Quelques semaines après, et indépendamment (*), Lockyer, en Angleterre, arrivait au môme résultat, et par une voie tout autre, qui vaut la peine d'être exposée, car la genèse des idées et des découvertes est toujours extrêmement intéressante. En mai 1866, apparut dans le ciel une étoile nouvelle, T de la Couronne boréale, qui, en 35 jours, passa de la 2* grandeur à la 9*; pendant un certain temps elle offrit un noyau, entouré d'une nébulosité, dont l'éclat était décroissant vers l'extérieur. Le spectre, étudié par Huggins en Angleterre, par Wolff et Rayet en France, avait ceci de particulier, qu'il présentait non seulement des raies noires, mais des raies brillantes qui se détachaient nettement sur le spectre continu et môme le dépassaient. Huggins compara l'étoile à un Soleil qui aurait des protubérances très brillantes et très étendues, formées par de l'hydrogène incandescent. Lockyer fit alors la remarque que les protubérances de notre Soleil,

(^) Par une coïncidence curieuse, les deux Mémoires annonçant la découverte, l'un envoyé des Indes par Janssen et l'autre d'Angleterre par Lockyer, ont été présentés et lus le même jour à notre Académie des Sciences.

si elles sont gazeuzes, doivent pouvoir être décelées en temps ordinaire dans leur spectre et, en 1867, il les rechercha au bord solaire avec un spectroscope, mais sans les trouver, son appareil étant trop faible. L'année suivante, après l'écIipse, armé d'un appareil plus puissant et connaissant la partie du spectre où il fallait chercher, il les découvrit facilement.

En résumé, si l'idée première de la méthode est de Lockyer, la première application est de Janssen et très justement les deux noms ont été unis dans la découverte.

Premières recherches. Procédés de la fente fine et de la fente large pour le relevé des formes. — La méthode nouvelle, aussitôt connue, est appliquée de tous côtés, en Italie par Secclii et Respighi, en Allemagne par ZôUner, en Amérique par Young. Elle fournit des renseignements très utiles sur la répartition des protubérances et sur leurs variations de forme, parfois très rapides; elle permet de vérifier que la chromosphère, décelée pendant les éclipses par deux croissants successifs, séparés et opposés, est bien présente sur tout le bord solaire avec une épaisseur moyenne de 10 secondes d'arc; autrement dit, l'épaisseur est un peu plus grande que le rayon de la Terre.

Les premières recherches portent aussi sur le mode opératoire le meilleur à adopter, et, sur ce point, quelques détails sont nécessaires.

La méthode ne donne pas la protubérance

des éclipses, formée par plusieurs radiationSf mais une image monochromatique, formée par une seule radiation de la protubérance; il y a autant d'images que de radiations, et ces images sont parfois assez différentes; mais on observe, en général, seulement la plus brillante, due à la raie rouge C de l'hydrogène.

Au début, le spectroscope était employé avec une fente fine, tangente ou normale au bord, et l'observateur (Jéplaçait lentement la fente par rapport à la protubérance, en suivant avec la lunette les variations successives de la raie brillante, et en faisant, de distance en distance, des mesures de longueur et de position; c'est le procédé de la fente fine par sections successives que la figure ci-contre (n° 5) permet facilement de comprendre. Mais l'opération est longue et donne mal les petits détails de l'objet. Aussi Janssen a proposé d'utiliser la persistance des impressions lumineuses, pour obtenir immédiatement l'image exacte de la protubérance par la succession rapide des raies protubérantielles successives. Le speciroscope, qui est à^ vision directe, tourne rapidement autour de son axe et sa fente qui tourne avec lui parcourt toutes les parties de la protubérance qui est fixe. La raie protubérantielle, qui est isolée par une seconde fente, a les mêmes déplacements devant l'oculaire immobile. D'autre part, Zollner etLockyer, qui avaient eu la même idée, donnaient à leur spectroscope de petites oscillations très rapides; Ces trois essais n'ont donné aucun résultat, D. * 6

été indiqué par Huggins et Zëllner (J/^. fî). 11 consiste h ouvrir la fenie assez largement pour y introduire la protubérance en lout nu en

rig. 6.

Relevé de 1a protuborazice avec U fente liit-gê du Bpeclroscope.

//, fentp largo qaî contient une partie notable de la protubérance; ii, image correspondante de la prottibéranco qui se détache daas le spectre.

partie. Si la dispersion est sufGsammenl grande, la protubérance apparaît avec ses formes exactes^ les détails de faible éclata il est vrai, sont perdus, et le spectroscope doit être plus puissant que dans les autres procédés.

Étude du spectre et des mouvements radiaux.

— Depuis 1869, le procédé de la fente large est employé seul pour le relevé quotidien des protubérances et de leurs forn^os par l'observation oculaire.

La fente fine est employée concurremment, mais pour étudier le spectre entier de la protubérance, sa composition chimique et ses mouvements dans la direction de la Terre.

En temps ordinaire, les raies fines de la protubérance, autres que la raie rouge, se détachent aussi sur le spectre de notre ciel, lorsqu'elles sont assez intenses et assez hautes. Elles apparaissent mieux à une grande altitude, dans une station de montagne, où la lumière de notre ciel est diminuée. C'est ainsi que, en 1872, Young, sur le mont Sherman('2 8oo'"), a fait une belle série de mesures sur le spectre protubérantiel, et il a signalé plus de a5o raies différentes d'origines très diverses. Dans les éclipses, les conditions sont encore plus favorables, et les raies les plus faibles peuvent être décelées.

Souvent, les raies observées avec la fente fine sont inclinées, tordues ou déplacées; ce qui annonce un mouvement radial de la vapeur correspondante, c'est-à-dire un rapprochement ou un éloignement rapide par rapport à la Terre. La vitesse du mouvement, qui est proportionnelle au déplacement de la raie, augmente, en général, avec la hauteur au-dessus de la sur-

face (*); elle est souvent supérieure à So"" et ioo''"par seconde, et dans des cas exceptionnels, d'après certains auteurs, elle dépasse 600^"" par seconde, c'est-à-dire la vitesse qui serait nécessaire pour rejeter la matière au delà du système solaire. L'étude de ces déplacements spectraux a une grande importance, et on note avec soin les protubéi'ances qui ont des mouvements radiaux notables.

Ces perturbations extraordinaires peuvent avoir en effet un lien étroit avec les variations du magnétisme terrestre, et, à ce sujet, il faut toujours rappeler l'observation classique de Young, qui, le 3 août 1872, a noté trois mouvements successifs extraordinaires d'une belle protubérance, mouvements qui, à quelques minutes près, ont coïncidé avec des oscillations anormales de l'aiguille aimantée terrestre.

Pendant longtemps, les observations ont été purement oculaires; puis, en 1891, Haie et Deslandres ont employé la plaque photographique pour étudier les spectres bleus, violets et ultra-violets, et ils ont prolongé, dans cette région nouvelle, la liste des raies chromosphériques de Young. Cette étude les a conduits à une méthode pratique d'enregistrement des protubérances par la photographie, méthode

( * ) De même, dans l'atmosphère terrestre la vitesse du vent augmente avec la hauteur au-dessus du sol.

qui sera exposéo dans les paragraphes suiV vants.

Variations rapides des protubérances, Dwi^r sion en deux classes d'après leur spectre* — r Les protubérances ont les formes les plus va* riées et les aspects les plus divers. Elles sont comparables à des nuages, ou encore à des flammes ayant une structure filiforme, et elles subissent des changements parfois très rapides, qui, même, peuvent être qualifiés d'extraordinaires. Les auteurs ont décrit longuement les perturbations de la surface solaire autour des taches, mais combien plus grandes et importantes sont les variations de la matière atmo-^ sphérique.

Les descriptions qui les rapportent ont. pu paraître exagérées ; mais, pour être convaiocu de leur importance, il suffit d'examiner la planche ci-contre qui représente les phases successives d'une protubérance, phases que l'auteur a pu photographier en 1894 {Jig. 7). Dans la dernière phase, la protubérance, qui était voisine du pôle, a atteint une hauteur énorme, égale au tiers du diamètre solaire.

Les protubérances se divisent en deux classes, surtout d'après la nature de leur spectre, qui comprend, ou seulement les raies dites /?er/wanentes, ou souvent aussi d'autres raies intenses.

Raies permanentes de la chromosphère» Hydrogène, — Les raies permanentes sont émises

en tout temps par la chromosphère entière et les protubérances, et correspondent aux gaz qui sont toujours présents dans la couche moyenne de l'atmosphère solaire. Elles offrent donc un intérêt de premier ordre. Les principales sont :

1° Les raies de l'hydrogène, ou au moins celles qui forment ce qu'on appelle le premier spectre de V hydrogène, illuminé électriquement dans le laboratoire. D'autres raies plus nombreuses et en général plus faibles, qui constituent le second spectre de l'hydrogène, manquent dans le Soleil; elles ont été rapportées par quelques auteurs à des impuretés ou à des combinaisons de ces impuretés avec l'hydrogène, et leur absence dans le Soleil est une preuve à l'appui de cette opinion (*).

Le premier spectre, par contre, apparaît plus développé dans le Soleil que dans le laboratoire; il forme une série régulière de raies tout à fait remarquable, assimilable à une série d'harmoniques sonores, et sur laquelle il convient de donner quelques détails, ne serait-ce que pour montrer les liens étroits de l'Astronomie avec les autres sciences. Les raies successives du premier spectre sont reliées exactement à la série des nombres entiers par la

( * ) Un travail tout récent de Dufour attribue, au contraire, les deux spectres à l'hydrogène, le premier étant dû à ralome et le second à un édifice atomique plus complexe.

formule simple suivante, due à Balmer :

m étant le numéro d'ordre de la raie, compté à partir da rouge (de 3 à 3i); Im la longueur d'onde correspondante, et A une constante. Or les quatre premières raies de la série ont été trouvées dans le laboratoire, les huit suivantes dans les étoiles blanches par Huggins, puis par Cornu dans le laboratoire ; les cinq suivantes par Deslandres dans une belle protubérance, et les autres par Èvershed dans la protubérance d'une éclipse. C'est l'étude du Soleil qui a permis la vérification étendue d'une loi très curieuse de mécanique atomique.

D'autre part, le spectre de l'hydrogène n*a pu encore être obtenu dans le laboratoire que par l'intervention électrique; les flammes si nombreuses de l'hydrogène et de ses composés, dues à une simple combustion, ne le donnent pas; d'où la conclusion probable que la lumière chromo sphérique est d'origine électrique.

Hélium. — 2? Une autre raie permanente des protubérances, jaune et intense, n'a pu, au début, être rapportée à un élément connu ; et, en 1869, on a donné le nom d'hélium (du mot grec, TjXioj, Soleil) au gaz qui la produit. Or, en 1895, le chimiste Ramsay a retrouvé cette raie jaune dans le gaz issu d'un minéral rare,

la clévéite ; et, guidé par elle, il a pu isoler le gaz nouveau, reconnu tout d'abord dans le Soleil. L'hélium, à beaucoup d'égards, est remarquable; il est monoatomique, il est le gaz le plus difficile à liquéGer et le plus léger après l'hydrogène; de plus, il se dégage constamment de tous les composés du radium. Aussi a-t-on pu supposer que le Soleil contenait, sinon à sa surface, au moins dans son noyau, des quantités notables de radium, et même que ce corps ejctraordinaire, qui dégage constamment de la chaleur, était une des causes de l'énergie solaire.

Baies brillantes H et K attribuées au calcium. — 3" Deux raies brillantes violettes, reconnues avec l'œil par Young, qui sont à la limite de visibilité, mais actives sur les plaques photographiques. Elles correspondent aux raies noires H et K de Frauenhofer, qui sont de beaucoup les plus larges du spectre normal, et sont attribuées au calcium; car tous les composés du calcium, illuminés dans le laboratoire, les émettent avec une grande intensité. Cependant, dans l'atmosphère solaire, une difficulté se présente. Les raies H et K du calcium y sont, en général, plus longues que les raies de l'hydrogène, et les vapeurs qu'elles décèlent s'élèvent donc à une hauteur plus grande que l'hydrogène. Or, ce fait est en contradiction avec la densité de vapeur relativement plus grande du calcium, dont le poids atomique, rapporté à celui de rhydrogène, est égal à Sg. Pour l'expliquer.

ockyer admet que le calcium est dissocié dans le Soleil, et que les raies brillantes H et K sont dues à l'un des corps composants, beaucoup plus léger. Celte particularité des raies solaires fournirait ainsi aux chimistes une indication fort utile.

Une autre explication paraît aussi acceptable. L'atome du calcium ne serait pas dissocié, mais émettrait, sous certaines conditions, quelquesunes de ses radiations beaucoup plus facilement que les autres. Les raies H et K auraient simplement, à un degré plus élevé, la propriété bien connue de la raie jaune du sodium, d'apparaître môme avec une faible excitation et une très petite quantité de matière. L'avenir décidera si l'une ou l'autre de ces explications est à retenir. De toute façon, ces raies H et K sont les plus importantes, aussi bien dans la couche moyenne que dans la couche basse près de la surface.

Cet exposé des particularités spectrales de la couche moyenne a pu paraître un peu long; mais il était utile d'énumérer toutes les questions très diverses et fort intéressantes que son étude soulève. La matière solaire est d'ailleurs dans des conditions toutes spéciales, pour nous exceptionnelles; et, en particulier, la surface est à une température qui dépasse les plus hautes températures atteintes par Moissan dans son four électrique ( * ). Elle peut donc avoir des

( - ) La température de la surface, déterminée par

propriétés nouvelles, et cette remarque augmente encore l'intérêt qui s'attache à toutes les recherches solaires.

Protubérances quiescentes et éruptives, — Les protubérances, d'après la nature de leur spectre, sont ou quiescentes ou éruptives.

Les quiescentes émettent seulement les radiations A\\.Q^ permanentes ; elles apparaissent sur tout le bord solaire, aussi bien près des pôles que dans le voisinage des taches; elles sont plutôt comparables à des nuages, et conservent souvent leurs formes pendant plusieurs jours.

Les protubérances éruptives ont, en plus des raies permanentes et principalement à leur base, d'autres raies, qui ne sont pas toujours les mêmes, mais qui, d'une manière générale, sont les plus forles de la couche renversante. Cette dernière couche, comme on sait, est trop mince pour être visible au bord solaire en temps ordinaire ; môme avec une puissante lunette, elle est notée comme confondue avec le bord solaire, plus brillant, d'autant que, dans la très grande majorité des cas, les images solaires ne sont pas nettes, à cause de réchauffement de l'air dans l'atmosphère et dans la lunette. Or, parfois,

la méthode de Wilson et Gray, considérée comme la meilleure, est de 6600*», d'après les dernières mesures de Wilson (1902), ce nombre étant d'ailleurs un minimum ; d'autre part, la température de l'arc électrique est de 3500". .

la couche offre une excroissance, une protubérance, due peut-être à une poussée interne, à une sorte d'éruption ; et cette excroissance, assez forte pour être bien visible au bord, est prolongée dans la couche moyenne par une autre protubérance, encore plus longue. On a alors la protubérance éruptive qui, le plus souvent, est confinée dans la région des lâches et correspond à une facule de la photosphère, c'est-à-dire à une partie élevée de la surface. La protubérance quiescente est simple, et paraît émaner seulement de la couche moyenne.

La protubérance éruptive est double, ou même triple, puisqu'elle comporte les élévations simultanées de la couche atmosphérique la plus basse et de la surface elle-même. Elle est d'ailleurs plus brillante, soumise à des variations de forme et d'éclat plus rapides, à des mouvements radiaux plus notables.

Accord général des protubérances avec les variations des taches, — Les protubérances sont observées journellement depuis 1869. Les observatoires italiens, ceux de Rome et Gatane en particulier, ont été organisés pour celle étude par Secchi, Taechini et Ricco, et publient ensemble le relevé quotidien des protubérances depuis 1871. L'observatoire de Meudon a aussi une belle série due à Trouvelot, de i883 à 189a; et il faut citer également les beaux travaux de Fenyi en Autriche, SydgreavesetCortie en Angleterre, Wolfer en Suisse. Les documents recueil-

lis à l'heure actuelle sont considérables et permettent de poser quelques conclusions générales.

Les protubérances se présentent à tous les points du bord solaire, mais souvent avec deux maxima principaux qui sont, Ton voisin des pôles, et l'autre voisin de la région des tacbes (Rieco et Mascari).

Si l'on considère l'ensemble des protubérances d'une môme année, et les années successives, on reconnaît une grande oscillation générale, dont la période est colle des taches, mais avec des différences dans les dates des maxima.

Lorsque les protubérances éruptives entrent seules en ligne de compte, l'accord avec les taches est plus étroit.

Ces petites divergences mises à part, les prolongements curieux de la couche moyenne, qui sont les protubérances, participent à la grande oscillation que subissent la surface et aussi la couchesupérieurederatmosphèresolaire(p.73).

Ce résultat est le plus important dû à la longue série d'observations commencée en 1869.

Photographie des protubérances. Enregistrement des formes et des vitesses radiales, — Les variations des protubérances éruptives sont parfois telles que l'observation oculaire ordinaire avec la fente large devient insuffisante. En pareil cas, la photographie est toujours supérieure; un enregistrement photographique et continu est seul capable de suivre les changements dans tous leurs détails.

La première image photographique des protubérances a été obtenue avec le procédé de la fente large, en 1874, par Young; mais ce procédé laisse subsister les principaux inconvénients de Tobservation oculaire.

Une méthode meilleure est celle que Ton peut appeler mécanique. Elle consiste à garder la fente fine, à déplacer d'un mouvement lent et continu Timage solaire par rapport à la fente ou la fente par rapport à l'image, et à donner un mouvement proportionnel à la plaque photographique par rapport à la raie protubérantielle, qui, naturellement, est isolée par une seconde fente fine. Les deux mouvements peuvent être réalisés de façons très différentes et, dans certains cas, se réduire à un seul. Lorsque le mouvement est suffisamment lent et assure à la plaque une pose suffisamment longue, le succès est certain (*).

La plaque montre ici nettement ses avantages par rapport à l'œil; car le dispositif, à certains égards semblable, essayé précédem-

( * ) La pose totale est même facile à calculer. Si, par exemple, rimpression de la raie protubérantielle exige une seconde avec l'appareil immobile (et, en général, avec les plaques actuelles, une pose moindre est suffisante), et si la seconde fente est large de -f^ de millimètre, la pose totale en secondes est donnée par le nombre qui exprime, en dixièmes de millimètre, la largeur de l'image. Avec un soleil de 0™, 10 la pose serait de 1000 secondes.

ment pour Tobservalion oculaire des protubérances {voir p. 78), n'a pas donné de résultats, simplement parce que l'œil n'accumule pas les impressions.

Braun a, le premier, en 1872, proposé un dispositif de ce genre pour la photographie des protubérances. L'appareil, qui est à un seul mouvement rotatif et convient seulement pour les petites images, n'a pas été construit, au moins par son auteur.

Lohse, en i885, a réalisé un autre dispositif, également à un seul mouvement rotatif, mais sans obtenir aucun résultat net. Il employait la raie rouge de l'hydrogène, à une époque ou on n'avait pas encore de plaques sensibles pour cette radiation.

En 1890, Haie a présenté un dispositif à deux mouvements rectilignes, qui convient aux grandes images et qui devait être employé avec les raies de l'hydrogène; puis, en 1891, il a adopté les raies violettes H et K du calcium, beaucoup mieux appropriées au but.

La même année (1891), Deslandres préconise aussi les raies H et K, en remarquant qu'elles s'accommodent d'une très faible dispersion. La découverte des protubérances, qui a été retardée par la faiblesse des spectroscopes employés au début, eût été facile avec ces radiations. Il propose en même temps un dispositif à deux mouvements, l'un rotatif, l'autre rectiligne, qui réalise un enregistrement plus continu que les appareils précédents.

Il propose, en outre, d'enregistrer non plus seulement les formes des protubérances, mais leurs vitesses radiales. Pour ce nouvel usage, la seconde fente doit être élargie (do o'^^jS à •2'"'"), de manière à contenir la raie K même déplacée et un peu du spectre continu voisin à raies noires; et les mouvements de l'appareil, au lieu d'être continus, sont discontinus, et formés d'arrêts et de déplacements égaux. Les petites portions du spectre, juxtaposées dans l'image, reconstituent les formes des protubérances, mais générales seulement, et décèlent les vitesses radiales. Cet appareil à deux fins, quoique peu compliqué, n'a pu être construit que deux ans plus tard.

En 1892, Haie, ayant réalisé son dispositif, obtient la première photographie du bord solaire et de ses protubérances; et ces premiers essais ont conduit en même temps à d'autres résultats fort intéressants qui seront exposés dans le prochain Chapitre.

Les appareils précédents, qui donnent une image monochromatique du Soleil, sont appelés spectrohéliographes. Ils ont reçu depuis de multiples applications et sont actuellement en service courant dans plusieurs observatoires.

Remarques sur les particules incandescentes, — Dans les recherches étendues, décrites au cours de ce long Chapitre, il a été question des gaz et vapeurs de la couche moyenne et nullement des particules liquides et solides qu'elle D. 7

contient assurément aussi et en proportion notable. C'est que la méthode spectrale, employée en dehors dos éclipses, ne décèle bien que les gaz; elle est presque impuissante pour les particules, que, pour cette raison, la plupart des auteurs ne mentionnent môme pas. Cet oubli est regrettable, car, dans notre atmosphère, qui est comparable à la chromosphèro solaire, les particules ont une influence considérable, notamment sur la transparence et le pouvoir absorbant. Il est probable que les particules solaires ont un rôle analogue et même interviennent dans des phénomènes jusqu'ici mal expliqués.

Dans réclipse dernière {voir p. 75), les amas de particules ont pu être photographiés séparément et distingués des gaz dans de belles protubérances; jusqu'à présent, on n'a pas obtenu nettement de résultat semblable en temps ordinaire. La présence des amas a élé seulement signalée par le spectre continu que présentent parfois les protubérances extraordinaires.

Tel était le cas avec la protubérance classique de Young (5 août 1872) qui a coïncidé avec une perturbation de l'aiguille aimantée terrestre; le spectre a montré, outre des mouvements radiaux énormes, de fortes bandes de spectre continu, qui annoncent des particules dues probablement à des condensations locales.

En 1892 et en dehors d'une éclipse ,, Deslandres et Haie ont photographié des spectres continus émis par des protubérances.

Or, l'action des perturbations solaires sur

le magnétisme terrestre est attribuée à de petites particules électrisées qui, étant repoussées par la pression de radiation, s'éloignent du Soleil vers la Terre avec une grande vitesse. Dans cet ordre d'idées, la reconnaissance, en dehors des éclipses, des gros amas de particules, de leurs formes et de leurs intensités dans la chromosphère, serait fort utile, et Deslandres a proposé récemment de l'organiser avec des appareils assez compliqués. Mais, comme des résultats bien positifs n'ont pas encore été obtenus, il est inutile de donner de plus amples détails.