SPECTRE-ÉCLAIR

C'est ce que nous apprennent les observations faites au cours des éclipses totales de cet astre.

On sait que, pendant ces éclipses, le disque de la Lune vient se placer devant celui du Soleil et finit par le cacher complètement: mais cette obturation se fait petit à petit et il arrive un moment où l'on n'aperçoit plus Soleil qu'un mince filet lumineux ayant la forme d'un croissant très délié.

Si, à ce moment, nous ons la fente d'un spectroscope sur ce croissant, nous observons le spectre continu, traversé par les raies noires de Frauenhofer; mais à l'instant exact où l'obturation par c'est-

rayon s0-

le disque lunaire est à-dire quand brille le d laire, le spectre s'éteint c'est-à-dire qu'il est remplacé par un rillantes diversement colorées, ayant exactement la position des raies noires du spectre précédent. Le caractère instantané, fugitif peut-on dire, de ce spectre inversé lui a fait donner le nom de spectre-éclair.

Une seconde ou une seconde et demie plus tard, les raies brillantes disparaissent, à l'exception de quelques-unes d'entre elles qui deviennent plus larges et constituent le spectre de la chromosphèreet deses protubérances,qui dépasse les bords du disque obscur de la Lune.

Puisque la Lune cache successivement les parties basses et les parties hautes de l'atmosphère du Soleil, au moment où apparaît le spectre-éclair, la photosphère n'envoie plus de lumière : le spectre-éclair est donc issu des parties basses de l'atmosphère du Soleil: d'autre part, puisqu'il est formé de raies brillantes, c'est que la matière qui les fournit est à l'état de gaz ou de vapeurs, et puisque ces raies occupent la place exacte des raies noires du spectre ordinaire, cest que ces gaz et ces vapeurs sont ceux-là mêmes qui, par leur absorption, fournissent les raies noires que nous observons dans le spectre usuel.

On a donné le nom de couche renversante à cette couche inférieure de l’atmosphère solaire. La connaissance du mouvement de la Lune d'une part, d'autre part la durée maximum de deux secondes du spectre-éclair permettent de déterminer l'épaisseur approximative de cette couche; on l’évalue à 700 kilomètres environ.

Lt se renverse,

spectre iorme de lignes

15. La structure du noyau; la périodicité undécennale des taches. — Nous avons vu que la photosphère était la couche extérieure de la surface solaire, qu'elle était une sorte de nuage de condensation, crevé çà et là par les facules et les taches.

Celles-ci sont donc, en quelque sorte, des fenétres ouvertes sur le noyau intérieur et fournissent, par conséquent, le moyen d'en étudier la composition.

Leur spectre est assez difficile à analyser : en reconnait,

cependant, qu il est conti-

et les nébuleuses, est soumise à des conditions différentes de celles de la Terre,et mème différentes d’un astre à un autre. Au cours de l’éclipse tale de 1914, M. Deslandres a nstaté dans ses spectroscopes d l’observatoir M ion l’existe » d’une 1tion nouvelle a

Soleil.

Comment sont ré] ties ces vapeurs absor-

nu, ainsi que peut l'être celui d'un gaz comprimé à de très hautes pressions, à l'exception toutefois de quelques bandes brillantes. Ces bandes appartiennent sans doute aux gaz qui en Jjaillissent et qui ne sont plus soumis, par leur jaillissement méme, à {a iorte pres-

bantes autour du Soleil FIG. 78. — RENVERSEMENT des raies spectrales sion du noyau central.

LAMS TDR UICTUR:E" DU

Les taches sont donc une manifestation de l’activité solaire : celle-ci se manifeste également par d'autres phénomènes dont nous parlerons plus loin, mais l'observation des taches est la plus facile à faire, et il est aisé d'en dresser la statistique exacte.

Or, soit que l’on évalue l'importance des taches par leur nombre, soit par l'estimation de leur surface totale, on constate que leur fréquence varie avec le temps et est soumise à une période dont la durée est de onze ans et un dixième.

Le nombre et l'étendue des taches passent donc par un maximum tous les onze ans, avec un minimum intercalé. Ce minimum, toutefois, n'occupe pas le milieu de l'intervalle de onze ans; il est séparé du premier maximum par une période de 6 ans 1/2 environ et du second par une période de 4 ans 1/2.

Au voisinage du minimum, on peut parfois ne pas observer une seule tache pendant plusieurs semaines, tandis qu'aux époques de maximum, leur nombre est généralement compris entre 25 et 50. Enfin, le maximum des taches est plus élevé une fois sur trois, c'est-à-dire tous les 33 ans 1/2 environ.

Le dépouillement de nombreuses observations phiques a, d'ailleurs, montré à l’astronome anglais Dyson que les taches des hautes latitudes tendent à s'éloigner de l'équateur solaire, tandis que celles des basses latitudes tendent à s'en rapprocher.

Nous avons vu que les taches ne se rencontraient que dans deux zones situées de part et d'autre de l'équateur du Soleil, entre

les latitudes solaires + 5 degrés et + 35 degrés. Mais, plus on

s'écarte du minimum, plus les taches atteignent les latitudes

photogra-

Les taches au moment d'un MAXIMUM (août 1893)

élevées. Elles atteignent alors la latitude de 40 degrés, et leur latitude moyenne est de 20 degrés. Cette loi de la distribution des taches du Soleil est connue sous le nom de loi de Sporer.

Les fluctuations périodiques de l'activité solaire sont en relation directe avec certains phénomènes observables nettement à la surface de la Terre. De ce nombre sont les orages magnétiques où perturbations accidentelles apportées dans l'équilibre et la direction des aiguilles aimantées de nos boussoles; les perturbations dans les courants lelluriques, qui amènent souvent des troubles graves et mème des interruptions complètes dans le fonctionnement des télégraphes et des téléphones; les aurores polaires, que l’on observe dans les régions arctiques et antarctiques du globe terrestre, et enfin les phénomènes sismiques.

La loi de périodicité de ces phénomènes suit exactement celle des taches solaires, et les courbes qui les traduisent Ss'emboitent parfaitement les unes dans les autres, comme le montre la figure 79.

Il y a donc une action directe exercée par le Soleil sur certains phénomènes de la Terre :

nous en reparlerons en étudiant le globe terrestre lui-même; nous verrons aussi que c'est dans le Soleil, dans ses radiations et dans les variations de son activité qu'il faut

ZONES du Soleil où se forment les taches