CHAPITRE VI

RÉVÉLATION EN TEMPS ORDINAIRE DES COUCHES BASSE ET MOYENNE, DANS LA DEMI-SPHBRE ENTIÈRE TOURNÉE VERS LA TERRE.

Lacunes des recherches précédentes. Importance de la partie de l 'atmosphère qui est intérieure au bord ou projetée sur le disque. Résultats récents sur cette partie nouvelle. — Les deux Chapitres précédenls présentent Tétat actuel de nos connaissances sur l'atmosphère extérieure au bord, observée pendant les éclipses et en dehors des éclipses. Les trois couches principales superposées de l'atmosphère, révélées par les éclipses, offrent chacune un mélange de gaz et de particules, mais avec les différences générales suivantes : la couche basse dite renversante comprend surtout des vapeurs lourdes, et la couche moyenne ou chromosphère des gaz légers, les deux couches ayant aussi des particules, dont l'importance peut être égale, mais qui sont plus difficiles à reconnaître et dont l'étude est seulement commencée. La couche haute ou couronne, d'autre part, est constituée presque exclusivement par des particules ; et, à l'heure actuelle, elle est la seule dont les deux éléments constituants ont été facilement séparés.

Si Ton passe aux observations en dehors des

éclipses, qui ne s'appliquent qu*à la couche moyenne seule, l'insuffisance, en ce qui concerne les particules, est encore plus notoire ; les résultats fort intéressants du dernier Chapitre ne se rapportent qu'aux vapeurs ou à un seul des éléments constituants.

Les recherches précédentes, si remarquables à beaucoup d'égard, sont donc incomplètes sur quelques points; or elles offrent encore une autre lacune, plus générale et plus importante. Elles ne s'appliquent qu'à une partie, et à une partie minime de l'atmosphère totale du Soleil qui est tournée vers la Terre; elles ne donnent que la partie extérieure au bord solaire, dévoilée par les éclipses. La partie beaucoup plus étendue qui se projette sur le disque, à l'intérieur du bord, leur échappe. Or, si Ton remarque que la chromosphère extérieure au bord a une épaisseur moyenne de lo* d'arc, et que le rayon du Soleil dépasse en moyenne 960*", la partie de la chromosphère, encore inexplorée, occupe en projection une surface cinquante fois plus grande que la partie des éclipses.

La lacune est donc vraiment sérieuse. Or, elle a été comblée récemment, de 1892 à 1894, par Haie et Deslandres, grâce à l'étude raisonnée du spectre solaire photographique et à l'emploi de spectrographes enregistreurs spéciaux. La méthode nouvelle décèle la chromosphère entière, intérieure et extérieure au bord, et telle qu'on la verrait si la surface ou photosphère était enlevée ; elle utilise une seule ra-

diation simple (^), ainsi que dans le relevé des protubérances par la méthode de Janssen et Lockyer; et elle donne les formes des plages brillantes de la vapeur et aussi leurs mouvements radiaux dans la demi-sphère entière tournée vers la Terre.

Bien plus, la méthode s'applique non seulement aux vapeurs de la couche moyenne, mais aussi aux vapeurs beaucoup plus nombreuses de la couche renversante, jusqu'à présent inaccessible en temps ordinaire môme au bord extérieur. En réalité, elle décèle toules les vapeurs des deux premières couches et dans l'atmosphère entière.

Elle est absolument générale et fournit une solution complète du problème.

Premières découvertes de l'année 1892. Fapeurs brillantes à l'emplacement des facules du disque. — A première vue, il semble extrêmement difficile d'isoler la chromosphère qui est projetée sur le disque solaire; car, au bord extérieur, cette chromosphère est facilement masquée par la lumière de notre ciel (qui a le môme spectre que le Soleil); à plus forte raison est-elle masquée, lorsqu'on ajoute en plus

(') La méthode utilise une seule radiât iou dans les applications ordinaires; mais, avec des appareils spéciaux, dits spectrohéliographes polychromes ( Deslandres, igo4)} elle donne des images formées par plusieurs radiations.

la lumière du Soleil lui-môme, extrêmement éclatante. Au bord extérieur, la raie rouge de la chromosphère, qui est la plus forte de l'hydrogène incandescent, est toujours brillante; mais, sur le disque, elle est noire ou relativement noire, sauf dans des cas exceptionnels. Les obstacles semblent donc s'accumuler, lorsque, du bord extérieur, on passe au bord intérieur.

Quoi qu'il en soit, de 1860 à 1892, il est fait mention parfois de vapeurs brillantes observées sur le disque môme de l'astre, mais sur des points exceptionnels de la surface, tels que les taches. Là, justement, le fond brillant du disque fait défaut en très grande partie, et les conditions sont plus favorables.

Tous les auteurs ont signalé dans les taches des plages rouges, appelées voiles roses, qui ont la môme couleur que la chromosphère du bord extérieur dans les éclipses. Ces plages, examinées au spectroscope, offrent, en général, les raies de l'hydrogène brillantes ; elles correspondent à des masses énormes d'hydrogène incandescent, qui se détachent sur la cavité noire de la tache et dont le niveau, par rapport à la surface même de l'astre, reste d'ailleurs indéterminé.

Young, de 1872 à 1874, et en particulier sur le mont Sherman, a relevé un fait fort intéressant. Après avoir reconnu, avec l'œil, que les raies brillantes H et K. attribuées au calcium, sont constamment brillantes au bord solaire extérieur, il trouve, toujours avec l'œil, que

ces mômes raies sont aussi constamment brillantes et fines sur les taches et, pour emf)loyer ses f)ropres expressions, sur les taches et leurs alentours immédiats. L'hydrogène, dans les mêmes conditions, présente des raies brillantes, seulement par intervalles. Cette prédominance du calcium brillant est un fait curieux, que Young annonce, sans rechercher si la vapeur correspondante est au-dessus ou au-dessous de la surface solaire.

Cependant les raies violettes H et K, qui, étant h la limite extrême de visibilité du côté de Tultra-violet, sont encore discernables avec l'œil, ont nécessairement une action très forte sur la plaque photographique ; et lorsque, plus lard, en 1890 et 1891, la question de la photographie des protubérances a été posée (voir p. 96), les premiers essais avec les raies do l'hydrogène sont vile abandonnés, et les raies brillantes H et K sont adoptées rapidement par Haie et Deslandres, comme étant supérieures à toutes les autres.

Haie, en 1892, a réalisé à Chicago le spectrographe enregistreur, appelé par lui spectrohé- Uographe, qu'il avait projeté pour la photographie des protubérances (Doir p. 94); l'appareil est à deux mouvements rectilignes et donne l'image monochromatique du Soleil, la raie isolée tout d'abord étant la raie K du calcium.

11 obtient, comme on Ta dit plus haut, la première épreuve complète des protubérances extérieures, et, de plus, appliquant son appareil

non plus seulement au bord extérieur, mais au disque entier de l'astre, il obtient une image nouvelle qui offre les particularités suivantes : elle a des plages brillantes qui coïncident avec les facules de la surface et, alors que les facules sont à peine visibles au centre du Soleil, les plages correspondantes de l'imago y sont brillantes, aussi brillantes qu'au bord. Ces résultats sont publiés dans le numéro de février de V Astrophjsical Journal.

Au même moment, le 8 février 1892, Deslandres présentait à l'Académie des Sciences des résultats analogues, obtenus à Paris avec des appareils tout différents. Il n'avait pas encore le spectrohéliographe proposé et décrit en 1891, pour la photographie des protubérances, et qui sera réalisé seulement en 1898, lorsque le Ministère aura accordé les crédits demandés déjà en 1891 (^.11 opère avec un spectrographe ordinaire à une seule fente, et par la méthode des sections successives, comme les premiers observateurs des protubérances en 1868 et 1869, 6*il constate que les raies H et K sont brillantes.

( * ) Ce détail fait toucher du doigt les différences entre les moyens d'action dont dispose la Science en Europe et on Amérique. De l'autre côté de l'Atlantique, les ressources mises à la disposition des chercheurs sont considérables et leur permettent d'appliquer rapidement toutes leurs idées. En France, la modicité des crédits et une longue attente sont la règle.

non seulement au-dessus des lâches, mais audessus des facules. De plus, les raies, observées avec une forte dispersion, sont doubles, ayant entre elles une raie fine noire qui est renversée. Cette particularilé annonce môme une vapeur composée de deux couches différentes superposées, la couche haute émettant une radiation plus faible et plus fine. L'observation faite dans ces conditions est longue et donne mal les petits détails dos formes dos vapeurs, exactement comme dans le cas des protubérances du bord extérieur (page 81); mais elle fournit en plus, comme on le verra plus loin, d'autres renseignements fort utiles. D'ailleurs l'auteur ajoute : Les spectrographes enregistreurs, proposés pour la photographie des protubérances, s'appliquent aussi à ces nouvelles vapeurs projetées sur le disque; ils donneront les formes et les mouvements radiaux de ces vapeurs non seulement au bord solaire extérieur, mais dans la demi-sphère entière tournée vers la Terre.

Le mois suivant, en mars 1892, il annonce que les vapeurs ainsi décelées avec le spectrographe ordinaire au-dessus du disque, et assimilées à des protubérances, forment à un certain moment un véritable anneau continu parallèle à l'équateur.

De son côté, Haie, avec son spectrohéliographe, obtient la première série un peu longue (de 1892 à 1898) des nouvelles images appelées par lui photographies de facules, et il donne le nom de réseau faculaire à l'ensemble des pe-

tites plages brillantes de rimage, qui sont rapportées aux petites facules de la surface, et sont visibles partout sur ses images, sauf dans le voisinage des pôles (*).

Discussion sur la situation exacte des vapeurs par rapport à la surface. Révélation de la chromosphère entière de Vautre, — Les résultats des deux observateurs, obtenus avec des appareils différents, s'accordent sur plusieurs points ; mais ils diffèrent sur un point qui est capital, sur la situation exacte des vapeurs dans le Soleil. Haie les place au-dessous de la surface et, en particulier, dans les parties hautes qui sont les facules. Deslandres, au contraire, les place au-dessus de la surface, dans Tatmosphère même de l'astre. De là une discussion trètkvive qui a pris fin seulement dans les derniers mois de l'année 1894.

Pour le point spécial en litige, le simple spectrographe ordinaire convient mieux que le spectrohéliographe ; car il donne, outre la raie de la vapeur, le spectre entier de la surface voisine et le spectre du bord. Le spectrohéliographe, qui isole la raie intéressante et l'intègre en quelque sorte, écarte toute autre lumière.

( * ) Aux années de maximum de taches, comme en 1892 et 1893, les facules de la surface s'étendent jusqu'aux pôles, les plus ^andes facules restant confinées près des taches.

Deslandres présente les faits suivants :

i** Les images des vapeurs ne sont pas identiques aux images des facules, mais notablement plus larges ; avec le spectroscope ordinaire, la raie brillante est en général plus longue que le renforcement du spectre continu qui annonce la facule (*).

Le résultat est le même si Ton compare directement et avec soin les images des vapeurs et les images des facules. Maunder Ta vérifié avec les images du spoctrohéliographe de Deslandres, obtenues à Paris en avril 1894, et les images de facules de l'observatoire de Greenwich. Môme, sur les images de Paris, les vapeurs recouvrent parfois les taches elles-mêmes, au moins en partie.

20 Les raies des vapeurs ont des déplacements radiaux que no subissent pas les raies noires voisines.

3« Les raies H et K sont brillantes et doubles, non seulement à l'emplacement des facules, mais sur la surface entière du disque ; elles sont alors seulement beaucoup plus faibles et plus

( * ) D'ailleurs, si, d'une manière générale, les raies brillantes du calcium correspondent aux renforcements du spectre continu, il y a des exceptions qui ne sont pas très rares. Parfois le renforcement du spectre continu est notable et la raie brillante faible ou presque imperceptible. Le fait inverse se présente également.

difficiles à distinguer (^). Pour les reconnaître sûrement, il faut employer un spectroscope puissant qui sépare bien les deux composantes de la raie et le spectre continu voisin, éliminer la lumière diffuse de l'appareil, et choisir la pose juste convenable.

En général, les composantes brillantes qui, en dehors desfacules, sont faibles et môme dissymétriques près du centre du disque, sont au contraire égales, bien nettes, et séparées par un intervalle croissant, lorsqu'on s'approche du bord intérieur. Or, à ce bord, les composantes de la raie à l'intérieur sont toujours prolongées exactement par les composantes de l'extérieur, sans solution de continuité ; il n'y a pas de distinction à établir entre les vapeurs séparées par le bord. Celles de l'extérieur décèlent la chromosphère ordinaire observée au bord depuis 1868; donc aussi les vapeurs de l'intérieur décèlent la môme chromosphère, projetée sur le disque.

Gomme cette expérience est décisive pour le point à éclaircir, ses principaux détails ont été reproduits dans le dessin schématique ci-contre

( * ) Les raies doubles faibles sont plus ou moins faciles à distingaer suivant les pégions de la surface et suivant les jours; leur visibilité est an élément à considérer, car elle doit être on rapport avec la proportion plus ou moins grande des particules do condensation et avec le pouvoir absorbant de Tatroosphère solaire.

{fig. 8), qui montre les aspects successifs habituels de la raie brillante sur les taches, les facules autour de la tache, les points ordinaires delà surface, et particulièrement aux bords intérieur et extérieur. Des deux côtés du bord, les raies sont les mêmes; elles sont notablement plus intenses et larges qu'au centre, à cause de l'épaisseur plus grande des vapeurs traversées par le rayon lumineux. On a cherché aussi k représenter la dissymétrie des composantes brillantes qui est le cas le plus fréquent pour les points éloignés des bords. Cette dissymétrie, plus ou moins accentuée suivant les régions, est importante à considérer, puisqu'elle annonce un mouvement relatif des vapeurs hautes de la chromosphère par rapport aux, vapeurs basses; le sens est tel qu'il correspond à un éloignement de la Terre ou à un rapprochement vers la surface du Soleil. Pour la commodité du dessin, la chromosphère et la tache ont été très élargies.

Haie a objecté que les images de Chicago ne présentent pas de petites plages brillantes aux pôles, où cependant la chromosphère est aussi présente. Mais les épreuves de Paris, faites, il est vrai, dans des conditions plus favorables, avec un spectrohéliographe de faible dispersion, mieux approprié au bùt^ ne présentent pas cette particularité ; les petites plages brillantes y sont réparties également sur toute la surface.

En résun»^, la conclusion présentée au début s'impose. Les raies brillantes H et K du calchim

sur le disque, et les images monochromatiques avec ces raies décèlent la chromosphère entière de l'astre, telle qu'on la verrait si la photosphère était enlevée.

De plus, les plages les plus brillantes de la chromosphère correspondent aux facules et aux régions les plus brillantes et les plus hautes de la surface. Les petites plages brillantes», d'autre part, forment un réseau que Ton peut appeler réseau chromosphérique.

Particularités de Ui chromosphère projetée sur le disque, — La chromosphère projetée sur le disque se présente à l'observateur terrestre tout autrement que la chromosphère du bord extérieur. Cette dernière est vue de profil, et les parties qui attirent le plus Tattention sont les parties les plus hautes. La chromosphère du disque, d'autre part, est vue de face, et les parties les plus hautes disparaissent au contraire devant les parties basses, de beaucoup plus brillantes. I^s parties hautes sont représentées par la petite raie noire centrale, qui n'intervient que pour une part insignifiante dans l'image, formée en réaHté par la raie brillante double, et par les couches basses chromosphériques jusqu'à la hauteur de 3" à 4' d'arc (*). La petite raie noire, d'ailleurs, avec un appareil

( ^ ) Cette image de la chromosphère sur le disqae, qui donne Timage des vapeurs jusqu'à 3" d'arc, est un ^eu plus large que Timage même de la sui*face.

beaucoup plus dispersif, peut êlrc isolée seule à son tour par la seconde fente, et fournir, comme on le verra plus loin, Timage spéciale des parties hautes.

L'image des raies brillantes et de la chromosphère s'obtient aisément sur le fond éclatant du disque pour les raisons suivantes", l'intensité de la raie briUaiile croît notablement lorsqu'on s'approche de la surface, et celle raie trouve dans le spectre un fond relativement sombre, constitué par la large raie noire du calcium. La largeur de cette raie est même telle qu'un S[)ectrohéliographe de faible dispersion, ajvantageux d'ailleurs à d'autres poinls de vue, suffit pour obtenir de bonnes images.

Les différences d'éclat des parties basses et hautes de la chromosphère sont indiquées nettement par les temps de pose nécessaires pour les obtenir. Avec le spectrohéliographe de Paris et un ciel pur, la chromosphère du disque, formée par les parties basses, exige une pose de 2 minutes; mais, pour les protubérances du bord extérieur, il faut poser lo minutes ou même beaucoup plus. Les figures 9 et 10 représentent les chromosphères du disque et du bord, obtenues le même jour à Paris% La première offre nettement les plages brillantes au-dessus des facules et est beaucoup plus riche en détails nets que l'image de la surface donnée par la chambre photographique ordinaire (*).

(*) Il eût été bon, évidemment, de reproduire, à D. 8*

Chrvmovphèro du disque (en vmie tfrandonr)* te 1 1 uvrîl (S(j^. poflB de ii'^aS" à j i** 3€^,

ObtenuB à rima avec la sidA-ostat de Foacnull, un objectif de D", 13 et ub âpeclrahéliDgrapliQ à faible dispersion {un î^tml prjBiue ) qui iade fa raîe K du calciutD. Le,i stries indinéos Hont dues anx pou»- HÎores prtïsquo inrivilaM*)^ d 0*1 deux fentes ul àloum irrïSgularItës : elles indiquent la direction du mouvement donna â !& ligne luminoaae qui forme rîinag4^>

c6l(J dû La ûgur« <; qui rtipréseule la cïirûtna»plj«re

La seconde offre une protubérance détachée du bord.

La chroraosphère totale et la radiation brillante du calcium ne représentent qu'une partie très faible de la radiation totale de Tastre. Pour le vérifier, on dirige le spectrographe directement sur le Soleil, en écartant l'objectif de projection. Toutes les parties du Soleil interviennent alors également pour la formation du spectre, qui est exactement celui que donnerait le Soleil, s'il était aussi éloigné de la Terre que les étoiles et réduit à un point. Or le spectre montre, au milieu des larges raies noires. H et K, deux composantes brillantes, mais faibles, et en général dissymétriques, qui correspondent à la chromosphère entière de l'astre. Cette expérience, due à Deslandres, montre que le Soleil est une étoile à raies brillâmes (i); elle fournit aussi une méthode capable de déceler la chromosphère des étoiles et son intensité relative.

Images spéciales Ha Soleil données par les raies noires du spectre. Révélation de la couche renversante entière. — Les raies brillantes du calcium et leurs images, à certains égards exceptionnelles, sont les premières étudiées; aussi les a-t-on décrites avec détails ; l'exposé pourra

(^) Les étoiles, qui ont dans leur spectre une on plusieurs raies brillantes, ont une place à part dans les catalogues consacrés aux spectres stellaires.

être plus bref pour les résultats sur les autres radiations et les autres vapeurs.

La lumière de la chromosphère, comme on l'a vu plus haut {voir p. 89), est probablement d'origine électrique, et Deslandres a pensé que, dans ces conditions, toutes les vapeurs voisines devaient être illuminées en même temps, et avoir, comme les vapeurs du calcium, des maxima de lumière au-dessus des facules. Les vapeurs ordinaires sont révélées par les raies noires ou relativement noires qui, d'après la loi même de Kirchhoff sur l'absorption, doivent avoir un éclat égal à celui qu'elles ont dans la vapeur, ou un éclat un peu supérieur.

Deslandres a été ainsi conduit, en 1894, à isoler avec son spectrohéliographe, non plus seulement les raies brillantes H ou K, mais la large raie noire du même nom ou une partie de cette raie, et les raies noires voisines les plus larges dues au fer, à l'aluminium, au calcium, au carbone. Or les images obtenues montrent aussi des plages brillantes au-dessus des facules et, comme les précédentes, aussi brillantes au centre du disque qu'aux bords; mais avec les différences suivantes : les plages brillantes sont moins étendues que celles des images précédentes et se rapprochent de l'image même des facules; de plus, l'ombre et la pénombre des taches, souvent masquées dans les images précédentes avec la raie brillante du calcium, apparaissent nettement sur les nouvelles images qui ont d'ailleurs chacune leurs particularités spéciales.

Les images nouvelles sont donc intermédiaires entre les images de la surface et celles de la chromosphère (fournies par les raies brillantes H et K); et, en effet, elles représentent des vapeurs qui appartiennent à une couche intermédiaire, la couche renversante. Or, jusqu'à présent, cette dernière couche n'avait pu être observée que dans les éclipses totales, pendant les 2 secondes du commencement et de la fin de la totalité. Ces études nouvelles avec les raies noires révèlent donc une couche importante, jusqu'alors inexplorée sur le disque à l'intérieur du bord, et inobservée en temps ordinaire.

Ces premières recherches ont été faites avec le spectrohéliographe de faible dispersion (un coUimateur de o™, 5o, un prisme de flint de 60" et une lunette de i™) qui avait été organisé pour les images avec les raies brillantes; aussi ontelles porté sur une douzaine de raies noires seulement; mais un appareil plus dispersif permettrait d'isoler des raies noires beaucoup plus nombreuses, ou même chacune des 20000 raies noires reconnues par Rowland dans le spectre solaire; ce qui exigerait, il est vrai, des poses plus longues pour l'obtention de l'image et aussi des appareils beaucoup plus puissants.

De toute façon, l'application aux raies noires ouvre à l'investigation un champ d'études tout nouveau et extrêmement vaste; et en faisant cette remarque, en 1894, Deslandres ajoute qu'une môme radiation peut donner plusieurs images différentes dues aux couches superpo-

sées d'une même vapeur. Les raies H et K, en particulier, comprennent trois parties distinctes : la large raie noire, la plus large du spectre solaire, la raie brillante double et une petite raie noire centrale, qui correspondent à la couche renversante, à la partie basse de la chromo- * sphère proprement dite et à la chromosphère supérieure; d'où trois images distinctes qui exigent, pour être obtenues, une dispersion croissante (*). La troisième, d'après les essais faits avec le spectrographe ordinaire, ne doit pas avoir les mêmes plages brillantes que les deux autres, et est particulièrement intéressante.

Deslandres a même proposé, en 1893 et 1894, de rechercher avec le spectrohéliographe et les raies noires l'image de Ja couronne ou, d'une manière générale, des amas de particules projetés sur le disque. La raie noire est en effet formée par la lumière de la vapeur correspondante, à laquelle s'ajoutent une petite portion du spectre continu du disque non absorbée par la vapeur, et les spectres continus des amas de

( * ) Le mot chromosphhre est employé dans cette Notice avec son sens restreint (p. 69), et désigne seulement la couche moyenne parmi les trois couches principales de l'atmosphère. Or la chromosphère, au moins avec la vapeur de calcium, se divise naturellement en deux parties. Pour éviter les confusions, on pourrait appeler ces parties des sous-couches, le mot couche étant réservé pour les trois grandes divisions de l'atmosphère entière.

particules de l'atmosphère. Or, cette troisième partie, en particulier lorsque la vapeur est élevée dans l'atmosphère, et offre une raie bien noire, peut l'emporter sur les deux autres; et > limage obtenue serait alors celle des amas de particules.

En résumé, la méthode nouvelle s'annonce comme capable de déceler toutes les vapeurs de l'atmosphère entière avec leurs intensités particulières, et aussi peut-être les principaux amas de particules. Elle exigera seulement une longue série de recherches, poursuivie avec des appareils astronomiques et spectraux d'une grande puissance.

Remarques générales sur les spectro/iéliographes, — Le spectrohéliographe est donc un appareil très précieux. Il est d'ailleurs simple et forme son image par le mouvement d'une ligne lumineuse, limitée par une fente, exactement comme certains appareils de photographie panoramique, employés déjà en iSSy.

Ses principales applications sont fournies par les raies noires ; or, si l'on se reporte aux raisonnements simples, basés surtout sur la loi de Kirchhoff, qui ont conduit à former l'image de ces raies noires, on voit que le spectrohéliographe aurait pu être appliqué utilement au Soleil, a partir de 1860. Il a fallu une longue série d'années, et plusieurs étapes successives avec les vapeurs à raies brillantes, pour que cette idée simple, maintenant évidente, s'impose à l'esprit.

La première éclosion d'une idée môme très simple est souvent très lente, et l'tiistoire des sciences en fournit de nombreux exemples.

L'appareil comporte des modèles très variés ; il a en principe deux mouvements : un mouvement relatif de l'image solaire et de la première fente et un mouvement relatif proportionnel de la deuxième fente et de la plaque photographique. Le premier mouvement peut être réalisé, soit en adoptant le mouvement diurne du Soleil, soit en déplaçant la lunette astronomique entière, soit en déplaçant l'objectif astronomique seul ou le spectrographe entier ou sa première fente seule, ce qui, dans chaque cas, est réalisable de plusieurs manières. Le second mouvement doit être proportionnel ; mais, dans certains cas particuliers, il est assuré par le premier mouvement, et l'appareil entier ne comporte alors qu'un seul mouvement. Au point de vue mécanique, l'avantage est alors réel, les images obtenues étant plus régulières, et Haie a préconisé un dispositif à un seul mouvement, qui a été reproduit plusieurs fois. Mais les dispositifs à un seul mouvement exigent certaines conditions optiques et mécaniques qui sont parfois gênantes et les font alors rejeter.

La discussion des avantages respectifs de tous les types divers, très nombreux, est d'importance secondaire, et trop longue pour être exposée dans cette courte Notice. Il sufQra de remarquer que le choix du meilleur type à adopter dépend du but à poursuivre et des

conditions de l'observation. D'une manière générale, les raies fines du spectre exigent des spectrohéliographes très grands, qui même peuvent atteindre des dizaines de mètres et aussi des spectrographes doubles et à trois fentes qui éliminent la lumière diffusée dans Tappareil. Un autre spectrohéliographe indiqué par Deslandres est à trois fentes, dont une multiple et isole non plus une seule radiation, mais plusieurs radiations à la fois. Il convient, en particulier, pour la recherche des particules.

Deux ordres principaux de recherches. Enregistrement continu des cléments variables du Soleil. Spectrographe enregistreur des vitesses radiales, — Les méthodes nouvelles assurent donc l'étude complète des deux premières couches atmosphériques et dans la demi-sphère entière tournée vers la Terre. Leur application intégrale exigera un travail énorme, à cause du très grand nombre de raies différentes à isoler. Toutes ces raies, il est vrai, ne doivent pas être également intéressantes, et une sélection entre elles est nécessaire; mais cette sélection comporte une reconnaissance préalable qui est très longue, et est à peine commencée.

Dès à présent, on peut cependant distinguer deux ordres principaux de recherches à poursuivre. Une première branche importante est l'étude complète et continue des variations de l'atmosphère solaire, variations qui sont toujours plus grandes que celles de la surface, et sont

notables surtout autour des taches. Depuis 3oo ans, les taches sont observées, sans un résultat décisif sur leur origine; l'étude, il est vrai, a porté seulement sur les phénomènes de la surface solaire, et Tatmosphère au-dessus, qui peut avoir un rôle capital, restait inaccessible. La lacune est maintenant comblée. Comme les perturbations atmosphériques, non exactement proportionnelles d'ailleurs à l'ombre de la tache (voir p. 28), peuvent être la cause première d'une action directe sur les aimants terrestres, il faut les relever avec soin ; et, pour cette recherche, les images avec les raies brillantes H et K sont de beaucoup les plus convenables. Ces raies sont les plus hautes de l'atmosphère solaire; et, de plus, étudiées dans le laboratoire, elles sont extraordinairement sensibles à toutes les variations de pression et d'état électrique. Elles apparaissent comme le meilleur indice de tous les changements dans l'atmosphère solaire.

C'est pourquoi, déjà en 1893, Deslandres, après avoir réclamé l'enregistrement de tous les éléments variables du Soleil, a proposé tout particulièrement l'enregistrement continu : 1° de la surface par la photographie ordinaire; 2° de la chromosphère et des images du calcium avec le spectrohéliographe et les raies H et K ; 3° des vitesses radiales de la chromosphère avec les mômes raies et les spectro-enregistreurs spéciaux décrits ci-dessus (p. 97).

Un enregistrement absolument continu est

réalisable mais coûteux, et il semble suffisant de remployer, seulement lorsqu'une grosse tache passe au centre du Soleil, ou lorsqu'une perturbation magnétique est signalée par des avertisseurs spéciaux qui seraient à organiser.

L'enregistrement continu n'a pas encore été réalisé, mais il faut signaler le premier spectrographe enregistreur des vitesses radiales, mis en service à Paris en 1894. Cet appareil, qui est à grande dispersion, décèle les mouvements radiaux qui, probablement, ont une importance toute spéciale dans la question qui nous occupe ; il décèle aussi nettement les trois couches superposées de la vapeur de calcium et toutes les variations de ses couches. Il est extrêmement précieux, et, pour l'étude des perturbations autour des taches, il est assurément plus utile que le spectrohéliographe ordinaiie ou spectrographo enregistreur des formes.

Pour l'étude complète des variations atmosphériques, on pourra joindre aux appareils précédents : 4° un spectrographe à grande dispersion qui enregistre la composition chimique, souvent variable, des vapeurs au-dessus et autour de la tache; 5° un spectrographe spécial, à déterminer, capable de déceler les amas de particules et surtout les amas de condensation dans le voisinage de la tache solaire.

Une autre branche de recherches, non moins curieuse, est l'étude de la répartition des diverses vapeurs à la surface du Soleil et de leurs intensités. Le sujet est vaste, et comprend l'exa-

men et la comparaison des images fournies par les raies noires extrêmement nombreuses. Il exigera, comme on l'a déjà remarqué plus haut (p. 119), l'emploi de spectrographes de grandes dimensions et d'appareils astronomiques puissants.

Résultats généraux depuis 1892. Permanence du réseau chromosphérique. Etude de V atmosphère autour des taches. — Dans les premières années, de 1892 à 1904, le nombre des observateurs engagés dans ces recherches a été minime. On peut citer seulement Haie, à Chicago, de 1891 à 1895, et à l'observatoire, Yerkes, de 1896 à 1904; Deslandres, à Paris, de 1891 à 1897, et ensuite à Meudon, et enfin Evershed, en Angleterre, dans son observatoire privé de Kenley.

Les résultats de Paris et Meudon seront présentés les premiers . Us ont été obtenus avec des appareils astronomiques de petite dimension, non construits spécialement pour cet usage, un sidéroslat de Foucault et un objectif de o"", 12 à Paris, un sidérostat polaire et un objectif de o"*, 20, non achromalisé pour la photographie, à Meudon. Les spectrographes, î\ deux mouvements rectiiignes et montés sur une môme table, sont : a. un spectrohéliographe ou enregistreur des formes à un seul prisme et de petite dispersion, qui fournil avec une grande netteté l'image des couches moyenne et basse du calcium, c'està-dire de la chromosphère et de la couche ren-

versante entière ; è, un spectro-enregistreur des vitesses radiales ou des sections successives, à réseau et de grande dispersion, qui est signalé au paragraphe précédent, et qui sépare les trois couches du calcium. L'image finale avait So'^à Paris et 90""" à Meudon.

Dans l'intervalle de la ans, de 1893 à 1904, qui s'étend d'une année de maximum à une année de maximum de la période suivante, on a fait journellement, toutes les fois que le temps Fa permis, au moins une épreuve de la chromosphère entière, dans le but de reconnaître les variations générales de cette couche avec la période des taches.

Or, les grandes plages brillantes de la chromosphère, qui sont en accord général de forme avec les facules de la surface, ont varié avec ces dernières et ont disparu avec elles. Par contre, le réseau des petites plages brillantes, appelé par Haie, au début, réseau faculaire et par Deslandres réseau chromosphérique, persiste même en plein minimum. Déjà, en 1897, alors que Tacchini annonçait la disparition des petites facules aux pôles, les petites plages brillantes se maintenaient à ces mêmes pôles et ont toujours été présentes. Le réseau chromosphérique est donc indépendant des facules et dans une large mesure aussi de la période solaire.

Le même appareil a fourni des images de très belles protubérances {voirldi figure 7, p. 84), et en 1899 des épreuves très nettes qui montrent

la division des plages brillantes de la chromosphère en grains brillants.

D'autre part, le spoeiro-enregistreur des vitesses, organisé en 1894, a fourni quelques résultats curieux sur les mouvements de" la chromosphère haute ot moyenne, sur l'absence de la couche renversante et de la chromosphère basse au-dessus des taches (août 1894) (*).

Mais, après ces premiers essais, à cause de l'insuffisance du personnel, l'appareil a été peu employé, d'autant que le réseau, qui était le seul du Laboratoire, a été consacré souvent à d'autres usages. En 1904, il a été réorganisé et remis en service régulier, surtout pour l'étude des perturbations autour des taches, qu'il décèle mieux que le spectrohéliographe. Il sépare en effet nettement les trois couches superposées du calcium, dont les raies ont des largeurs très variables(')qui augmentent avec l'épaisseur des couches, et il décèle en outre leurs vitesses relatives. On a pu distinguer ainsi autour des taches

(^) Cette absence de la chromo«phère au-dessus de certaines belles taches est aussi révélée par les épreuves du spectrohéliographe, lorsque la tache passe au bord.

(^) La variation notable en largeur de la raie brillante et de la raie noire centrale est un inconvénient grave pour le spectrohéliographe dont la fente, au contraire, a une largeur constante. Le désaccord est d'autant plus sensible que la dispersion est plus grande.

des zones successives où la couche supérieure du calcium a des épaisseurs croissantes, et des mouvements caractéristiques.

Les images ii et 12, ci-devant, reproduisent les épreuves des formes et des vitesses, obtenues avec la raie K du calcium, le -20 juillet igoS à Meudon, et réduites de 88"" à 62»". L'épreuve des formes ( * ), faite à un moment favorable, est riche en détails. L'épreuve des vitesses, incomplète parce que l'appareil est encore insuffisant, et représentée trop claire, est formée de petits spectres juxtaposés, qui décèlent les vitesses radiales et les formes générales des vapeurs. Pour bien montrer ce que sont ces épreuves spéciales, on a représenté au-dessous une petite portion (près d'une tache), très agrandie, dans laquelle on distingue la raie double brillante et la raie noire centrale. Or la raie noire et aussi la raie brillante, en certains points, sont tordues et déplacées, ce qui annonce une perturbation autour de la tache. On comprend par cet exemple l'utilité d'un enregistrement continu.

( * ) L'épreuve des formes est rimago de la chromosphcre entière obtenue avec la raie K, du calcium. Il eût été bon de publier en môme temps Timage de la couche renversante entière par l'isolement de la raie Kp et aussi l'image de la surface, obtenue le mâme jour par la photographie ordinaire. Mais les détails de ces deux images, qui sont faibles, eussent été mal reproduits sur du j^apier ordinaire.

Granulation de la chromosphère. Particularités des images de l'hydrogène et du fer. — Haie, à Chicago, organise un premier speclrohéliographe, à deux mouvements rectilignes, sur un équatorial de o^^So, à Tobservatoire de Kenwood et obtient les premières épreuves de la cliromosphère entière. Puis, en 1896, il se porte à Williams Bay, pour y fonder un grand observatoire, l'observatoire Yerkes, qui contient la plus grande lunette du monde (i^joo d'ouverture et îo™ de distance focale). Cet établissement a produit des travaux remarquables dans toutes les branches de l'astronomie physique, et, vers igo^, il dirige les ressources exceptionnelles dont il dispose vers les nouvelles méthodes solaires. Haie fixe à son grand équatorial de 20" un spectrohéliographe nouveau, de grandes dimensions, et capable d'uliliser l'image solaire large de ig*^'" projetée sur sa première fente. Le spectrohéliographe est à deux mouvements, dont l'un est rotatif et l'autre rectiligne, et organisé de manière à avoir des dispersions différentes, grâce à des combinaisons variées de prismes et de réseaux. La concentration de lumière sur l'image est considérable.

Haie obtient de magnifiques images, récemment publiées; une de ces images montre nettement la division en grains de la chromos|)hère, plus nettement que les épreuves de Meudon de 1899. Cette granulation est un fait important, qui doit être rapproché de la granulation bien constatée de la surface solaire. 11 reste seulement

à vériBer que les grains des deux couches sont en accord, ce qui est a priori probable.

Puis, avec son appareil très lumineux, il aborde les images avec les raies noires du spectre, et signale une particularité curieuse des images de l'hydrogène. Ces images montrent parfois au-dessus des facules, non plus des plages brillantes, mais des plages noires, relativement noires par rapport au fond. Le phénomène a élé attribué à de grandes masses d'hydrogène froid, à des protubérances qui absorbent la radiation des couches plus basses; mais, quelle que soit Texplication, le fait en lui-môme est très intéressant, et montre une fois de plus que l'étude des raies noires réserve des surprises.

Deslandres, aidé par d'Azambuja, a signalé aussi récemment une particularité des images du fer. Certaines raies du fer, isolées tout entières en 1894 avec un spectrohéliographe de faible dispersion, montrent des plages brillantes à remplacement des facules. Le résultat est un résultat global pour l'ensemble de la raie. Or, avec une forte dispersion, la raie se divise en trois parties : une raie centrale très noire et deux parties moins noires, dégradées de chaque côté. Si on les isole successivement avec le spectrohéliographe, les parties dégradées, qui représentent la couche basse de la vapeur, donnent les plages brillantes des facules; mais la partie centrale, qui correspond aux couches hautes, fournit une image différente. Le spectre-

béliographe peut déceler toutes les couches successives d'une môme vapeur, lorsque ces couches se distinguent par des largeurs différentes de la raie noire; mais, pour cette recherche délicate, il doit avoir de grandes dimensions et être uni à un appareil astronomique puissant.

Enfin, dans la même période, le spectre variable des taches solaires a été relevé avec soin par Fowler, Cortie, Mitchell et Haie. Même ce dernier, aidé de W. Adams et G. Gale, a retrouvé récemment dans un arc électrique faible quelques particularités des radiations émises par les taches.

Extension récente des recherches. Congrès international des études solaires, — Cependant la valeur des nouvelles méthodes pour l'étude complète du Soleil était nettement mise en relief; et, dans ces deux dernières années, l'application de ces méthodes a pris une grande extension. Plusieurs autres observatoires se sont organisés pour la photographie journalière de la chromosphère entière, et il faut citer en particulier les observatoires de South Kensington en Angleterre, de Kodaïkanal aux Indes, de Potsdam, de Tortose, de Catane, de Mexico, etc.

En même temps, Haie a abandonné l'observatoire Yerkes où les conditions atmosphériques n'étaient pas assez favorables, et, en 1904, il est allé fonder un nouvel observatoire (le troisième depuis quinze ans), plus spécialement solaire, au

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monl Wilson, en Californie, à raltitude de 2400". La pureté du ciel, justement célèbre en Californie, et la grande élévation de la station, sont des avantages précieux. L'installation astrononniqne est d'ailleurs grandiose ; car la Carnegie Institution, qui a pris la charge des dépenses, a déjà mis à la disposition du fondateur plus de 1500000^*^ (1). L'observatoire est dès à présent le plus complet et le mieux organisé pour toutes les recherches solaires. Il faut admirer en cette circonstance et l'activité maîtresse du fondateur et la générosité des riches Américains qui font un si noble usage de leur fortune.

En France, le progrès est beaucoup plus lent, les ressources en argent, matériel et personnel étant aussi beaucoup plus faibles. Cependant, l'année dernière, l'observatoire de Meudon a pu obtenir des Chambres (*) un crédit, qui est

(^) L'institution Carnegie a accordé récemment une forte subvention au professeur Turner,- pour la création d'un bureau de mesures, spécialement destiné aux recherches solaires. Le bureau sera adjoint à TObservatoire que Turner dirige à Oxford.

( ' ) Le crédit a été accordé grâce au concours do M. Massé, rapporteur du budget de l'Instruction publique à la Chambre; do M. Gochery, président de la Commission; de M. Baudin, rapporteur général; de M. Laurent, directeur général aux Finances; do MM. Boudenoot et Lintilhac, successivement rapporteurs au Sénat, qui ont compris immédiatement Timportance des recherches solaires. Même M. Cochery a exprimé ainsi son opinion : « Oui, nous ferons

relativement faible, puisqu'il est inférieur à iooooo'% mais qui permettra à notre pays de faire encore une cerlaine figure dans le concours qui est ouvert entre les nations.

La question a été portée, en effet, depuis 1904, sur le terrain international, qui est son vrai terrain, puisque le Soleil luit également pour tout le monde. La tâche à remplir est énorme, comme on Ta remarqué plus haut; elle ne peut être menée à bien que par le concours et Tunion de tous les observateurs solaires. Cette conclusion a été présentée depuis longtemps déjà par l'auteur de cette Note, qui, même, a cherché en 1900 à organiser une union internationale; mais malheureusement, pendant notre exposition, aucun congrès d'astronomie physique n'a été réuni.

De leur côté, les Américains, en 1904, ont profité de la grande exposition de Saint- Louis, pour former un congrès spécial d'études solaires; et, sous l'impulsion do Ilale, ils ont fondé les bases d'une Union internationale qui a un bureau permanent, et doit se réunir tous les deux ou trois ans dans une ville différente. Le second congrès de recherches solaires a eu lieu à Oxford en 1905, et le troisième doit se réunir cette année à Meudon.

Le but de ces congrès est de déterminer les questions auxquelles la coopération peut s'ap-

quelque chose pour lo Soleil, qui est notre maître à tous. »

pliquer d'une manière utile, et de fixer ensuite pour chacune des règles simples, qui, suivies par tous, assurent la continuité des observations en même temps que leur similitude et leur rapprochement final. Ce résultat peut être obtenu dans un grand nombre de cas, en laissant largement le champ libre à l'initiative individuelle.

Le dernier Congrès d'Oxford, en particulier, a porté son attention successivement : i" sur la mesure de la constante solaire et de ses variations avec le pyrhéliomètro de Knut Angstrbm, adopté comme étalon; 2" sur l'étude continue de l'atmosphère solaire avec les divers spectrographes enregistreurs; 3** sur le spectre des taches solaires ; 4'' sur la détermination des étalons de longueur d'onde par la méthode interférentielle de Pérot et Fabry.

L'année prochaine, la coopération dans ces quatre ordres de recherches aura déjà porté quelques fruits, et il sera possible d'avoir sur elle une première opinion ; mais^ comme elle correspond à un besoin réel, l'organisation essayée ou une organisation similaire finiront toujours par s'imposer.

1! Annuaire du Bureau tiendra ses lecteurs au courant des résultats obtenus et des décisions prises par les congrès successifs.