NOYAU

Observation du Soleil par projection sur un ÉCRAN.

chercher les grandes lois des mouvements de l'atmosphère qui nous entoure. L'étude du Soleil est donc la base nécessaire de toute la physique du globe terrestre.

76. La chromosphère et les protuberances.— L’« Hélium ». — Nous avons été amenés à considérer le Soleil comme constitué par un noyau, à haute température et relativement peu éclatant, entouré d’une surface de condensation brillante, appelée la photosphère, dont les déchirures, appelées taches, taches entourées de facules brillantes, laissent entrevoir le noyau. L'épaisseur de cette photosphère est de 2000 à 3000 kilo mètres, d'après les mesures effectuées sur les taches.

Nous venons de constater, au-dessus de la photosphère, l'existence d’une atmosphère contenant des vapeurs métalliques et dont la partie inférieure, la couche renversante, aurait une épaisseur de 700 kilomètres environ.

Cette atmosphère, qui chromosphère,est beaucoup plusépaisse:

s'appelle la

la mesure précise de son épaisseur est assez difficile, car le bord supérieur, hérissé de protubérances, en est fort irrégulier. Mais, en prenant comme limite de la chromosphère la base de ces protubérances, on peut admettre pour son épaisseur la valeur de 25000 à 50000 kilomètres, c'està-dire environ quatre fois le rayon du globe terrestre.

CONCORDANCE entre les COURBES qui représentent : (1) la fréquence des TACHES solaires ; (2) la fréquence des PERTURBATIONS MAGNETIQUES: (5) la fréquence des AURORES POLAIRES.

On voit les trois courbes s' # emboiter » les unes dans les autres

éclipses totales, avons-nous dit, que l’on

le pl it observer la chromosphère et les protubéurs d'une éclipse qu'elles ont été découvertes.

state que leur spectre se compose de raies brillantes parmi juclles se détache une raie rouge d’un éclat particulier,

correspondant à la raie C de Frauenhofer et faisant partie du spectre de l'hAydrogène.

Cela semble indiquer que ce gaz est l'élément principal de la chromosphère, et c'est à lui que celle-ci doit son nom (du grec chroma, couleur, et sphairion, sphère), conséquence de sa coloration rougeàtre.

Les bords du Soleil, dont la lumiére doit traverser une couche d’atmosphère plus épaisse, nous apparaissent, en effet, plus rouges que le centre de l’astre; la chromosphère entoure leglobe solaire d’un voile rouge, sans lequel le Soleil nous apparaitrait sous la forme d'un disque blanc bleuätre. C'est également la présence de la chromosphère qui fait que le Soleil paraît environ cinq fois plus lumineux à son centre qu'à sa périphérie. .

Indépendamment des raies de l'hydrogène, nous avons vu que le spectre de la chromosphère présentait celles de presque tous les métaux connus.

On v avait toutefois découvert une raie jaune, qui n'avait pu ètre identifiée avec celle d'aucun métal existant sur la Terre ; on avait attribué cette raie à-un corps spécial, existant dans l'atmosphère solaire et auquel, en raison de son origine, on avait donné le nom d'hélium. Mais l’hélium a été, récemment, découvert dans la clévéite, un minéral faisant partie de l'écorce terrestre; sa présence a été décelée dans l'atmosphère terrestre elle-même, et il est maintenant acquis qu'il est un produit de transformation du radium. Les procédés de liquéfaction du gaz dus à notre compatriote l'ingénieur Georges Claude ont même permis de l'extraire industriellement des émanations des puits de pétrole et de l'employer à gonfler des dirigeables, à cause de sa légèreté et surtout de sa complète incombustibilité.

On ne pouvait, autrefois, observer la chromosphère et ses protubérances que pendant les courts instants que durent les éclipses totales; mais, en 1868, Janssen et Sir N. Lockyer ont trouvé le moyen de les observer en tout temps. Il suffit, pour cela, de diriger la fente du spectroscope sur le bord du disque solaire.

Avec un appareil spectroscopique suffisamment puissant, la lumicre de la photosphère est étalée sur toute la longueur du spectre solaire, c'est-à-dire que son intensité est considérablement atténuée, tandis que la lumière de la chromosphère et des protubérances, donnant un spectre caractérisé par la raie C de l'hydrogène etquelques autres raies brillantes, conserve tout son éclat.

On peut même, comme l’ont conseillé Ruggins et Zollner, aller plus loin et étudier une protubérance entière : il suffit d'élargir la fente du spectroscope et de la placer tangentiellement au bord du disque solaire. Si la dispersion de l'instrument est suffisante, on arrive à voir la protubérance entière.

Outre la raie caractéristique de l'hydrogène, on a trouvé dans le spectre des

J.JANSSEN et NORMAN LOCKYER

Médaille frappée par les soins de l'Académie des

ces pour commémorer la découverte simul-

de l'analyse des protubérances solaires (18 août 1868

protubérances deux raies violettes très brillantes, qui correspondent aux raies H et K de Frauenhofer, et qui sont caractéristiques du calcium. Ces permettent la photographie protubérances.

C'est ainsi que l’on a pu avoir des

raies facile des