LA COURONNE

des gaz éruptifs jaillissent sous forme de protubé rances d'une teinte rosée, dont les dimensions atteignent souvent un grand nombre de fois le diamètre de la Terre.

Quand l'éruption est terminée, quand la période de paroæysme, à laquelle correspond l'existence de la tache, est achevée, les bords de celle-ci se rapprochent; le noyau se rétrécit peu à peu pour disparaitre à son tour; l'orifice se referme etil ne subsiste encore, pendant quelque temps, que l'extumescence formée par les facules brillantes, extumescence que l'on peut comparer assez justement à un cratère volcanique qui subsiste après l’explosion qui l'a fait naître ; l'aspect des facules, que l’on distingue très nettement sur les bords du disque solaire, confirme entièrement cette manière de voir.

Disons enfin que l'observation et l'étude des taches ont permis de faire une évaluation, au moins approchée, de l'épaisseur de la photosphère à travers laquelle elles sont formées. On estime cette épaisseur à deux ou trois mille kilomètres. L'épaisseur de la photosphère est donc égale à la moitié du rayon de la Terre ou à la deux centième partie du rayon du globe solaire. ;

71. La chromosphère, les protubérances et la couronne. — Les observations qui ont conduit les astronomes à énoncer les résultats dont nous venons de parler peuvent être faites à tout moment. Mais il est une circonstance exceptionnelle où des observations d'une importance capitale peuvent être faites relativement aux couches supérieures de ce qu'on peut appeler | « atmosphère » solaire : c’est celle qui se présente au cours d’une éclipse totale, au moment où le disque de la Lune, passant devant celui du Soleil, en masque la surface éclatante de façon à ne laisser apparaître que ce qui en dépasse les bords.

Nous parlerons, dans un chapitre spécial, de ces éclipses, de leur visibilité restreinte à certains lieux de la Terre, de leur très courte durée. Malgré cette faible durée, grace à l’enregistrement photographique des apparences observées, on est cependant parvenu, surtout depuis une trentaine d'années, à en retirer de précieux enseignements relativement à la constitution physique de l’astre.

C'est en 1842, au cours d'une éclipse totale visible en Espagne

(1) tache observée

Exemple de FORMATION RAPIDE d'une tache solaire : le 19 juillet 1905, à 18 heures; (2) la même tache, le 20 juillet, à 10 heures {L. Rudaux)

SOLAIRE o1

LaTerre

Structure de la $grande TACHE SOLAIRE de fevrier 1894 et ses dimensions par rapport

a la Terre (obs. L. Rudaux)

et dans le midi de la France, qu'Arago fit la remarquable découverte des protubérances.

On avait déjà remarqué que, dans les éclipses totales, au moment où le disque de la Lune cache complètement le disque du Soleil, on voyait apparaitre tout autour de celui-ci une lueur blanchätre, qui se prolongeait en « rayons d'une façon plus ou moins régulière, et dont les dimensions pouvaient atteindre jusqu'à deux fois le diamètre du globe

espaces

solaire.

Cette lueur, analogue aux « gloires » dont les peintres de tableaux religieux entourent la tète des saints qu'ils représentent, avait reçu le nom de Couronne Solaire.

Au début de la découverte, on n'y attacha pas grande imporon la considéra plutôt comme une apparence que comme une réalité.

Les choses ont bien changé depuis, grâce aux vues théoriques des physiciens et des astronomes, en particulier d'Arrhenius et de Deslandres, et c’est la couronne qui est aujourd'hui l'objet principal des études d'astroph\ sique lors des éclipses totales.

Quoi qu'il en soit, en 1842, Arago observa autour du disque noir de la Lune et, par conséquent, en dedans de la couronne

tance :

solaire, un très mince anneau lumineux; de couleur rouge, et présentant par points des renflements, des bourdont

quelques -unes

souflures

étaient considérables, et auxquelles il donna le nom de protubérances.

Il en résultait que le Soleil, que l'on croyait jusqu'alors limité à la photosphère, se continuait parune sorte d’ « atmo sphère »,composce d'abord de couche rougeàtre

appelée la chro-

cette

mosphère, et en

La: COURONNE solaire, pendant l'éclipse totale de 1842

suite de la cou-

08 EE USPÉCGRRE

ronne; absolument comme le globe terrestre n'est pas limité, au point de vue de ses molécules matérielles, par la surface des terres et des mers, qui en forment l'extérieur, mais se continue par l'atmosphère gazeuse qui l'enveloppe en entier. Pour aller plus loin dans l'étude de la constitution physique du Soleil, il nous faut maintenant faire appel à une science bien féconde : la Physique, et lui demander l'instrument permettant de nous révéler les détails inconnus de la structure du Soleil : cet instrument merveilleux est le spectroscope; et la méthode d'investigation à laquelle il a donné lieu est l'analyse spectrale. Il est nécessaire, avant d'aller plus avant, d'en dire quelques mots, indispensables à l'intelligence de ce qui vasuivre.

72. Le spectre solaire et ses raies. — C’est au génie de Newton que l'on doit, entre autres découvertes, celle de la complexit de la lumière blanche.

En faisant passer un rayon de Soleil au travers d'un prisme de verre, l'illustre physicien démontra que l'image émergente, reçue sur un écran, était de forme allongée et présentait des colorations en nombre infini, admirablement fondues les unes dans les autres, et qu'on appelle le spectre solaire. A l'une des extrémités de la bande colorée se trouve une teinte rouge, à l'autre extrémité est une coloration violette : le violet est la couleur la plus déviée, par le prisme, de la direction du faisceau de lumière qui est venu le rencontrer.

Ces couleurs, avons-nous dit, sont en nombreinfini; cependant, on peut en « repérer » sept principales qui servent d'indications, et qui sont énumérées, dans leur ordre de succession, par le vers alexandrin célèbre :

Violet, indigo, bleu, vert, jaune, orangé, rouge.

Chacune de ces couleurs,

du moins la portion de chacune d'elles correspondant à une partie très étroite du spectre coloré, est une couleur simple; cela veut dire que, si par des écrans opaques placés de part et d'autre, on ne laisse passer que les rayons de cette couleur, ces rayons, reçus sur un second prisme de ver re, n'y sont plus décomposés, mais tout simplement déviés de leur direction.

Le phénomène de la dispersion de la lumière ne porte donc que sur la lumière blanche dans son ensemble, mais non sur les lumières simples qui la constituent par leur réunion. Chacune de ces lumières est réfractée plus ou moins par le prisme, suivant sa nature, et c'est cette inégale « déviation » des divers composants de la lumière blanche qui donne naissance au spectre solaire.

Quand on veut produire un spectre très pur, on prend la disposition suivante (/ig. TO) :

On concentre l'image du Soleil sur une fente étroite placée au foyer d’une lentille appelée collimateur; la fente brillante donne alors naissance, au sortir de la lentille, à un faisceau de rayons parallèles, en vertu des lois de l'optique élémentaire.

C'est sur le trajet de ce faisceau que l’on interpose le prisme de verre, bloc à section triangulaire qui effectue la dispersion de la lumiere blanche.

A la sortie du prisme, le faisceau dispersé estreçu sur une deuxième lentille appelée objectif, qui donne, à son foyer principal, une image nette de chacune des images de la fente correspondant aux diverses couleurs : on a donc la succession continue de ces images, formant ainsi un spectre à bords très nets, ayant l'aspect d’un ruban bien découpé, présentant ses irisations fondues du rouge au violet : c'est un spectre « pur ».

Or, en prenant un spectre pur, un opticien de Munich,