CI. de l’obs. du Mont Wilson
Les COUPOLES de l'observatoire du Mont Wilson, à Pasadena (Californie).
Epreuve photographique du SOLEIL, prise à l'observatoire de Meudon, par M. Henri Deslandres, membre de l'Institut Image photosraphique de la couche supérieure, obtenue avec le SPECTROHELIOGRAPHE et la lumière de la RAIE K DU CALCIUM (18 sept. 1908)
CAMCOURONNE
SPECTROHELIOGRAPHIES obtenues par M. Deslandres, à l'observatoire de Meudon, avec les raies du calcium et de l'hydrogene, le 21 mars 1910
Image obtenue avec la raie K;s DU CALCIUM
75. La « couronne » solaire. Il est enfin une autre région de l'atmosphère solaire, la plus extérieure, et qui ne peut s’observer que pendant les éclipses totales, c'est la couronne.
\ l'inverse de la chromosphère et des protubérances, aucun artifice ne permet de l'étudier en tout temps, au moins Jusqu'à présent, et ce n'est que pendant la courte durée des éclipses totales que l’on peut, soit la photographier elle-même, soit avoir des photographies de son spectre.
Lx rs des éclipses totales, en dehors de la chromosphère, s'étend un anneau brillant, en forme de « gloire, » d'un blanc
d'argent, d’une épaisseur variable, mais qui atteint jusqu à
cinq et six fois le ravon du disque solaire, € qui fait plus de
4 millions de kilomètres.
Image obtenue avec la raie H, DE L'HYDROGENE
De cet anneau partent des rayons divergents; ces rayons
forment de longues trainées, tantôt recourbées, tantôt rectilignes. Leurs points terminaux sont mal définis, ce qui laisse une certaine incertitude sur l'épaisseur de la couronne qu'ils constituent; cependant, on peut affirmer
étroite vers les pôles du Soleil et plus large autour de son
que celle-ci est plus
equateur.
Aux époques de maximum des taches, les «rayons coronaux sont plus longs et se répartissent à peu pres uniformément autour de l’astre, tandis qu'aux époques de minimum, ils sont plus courts, moins serrés, et semblent s'accumuler dans les régions voisines de l'équateur solaire. Aux époques intermi diaires entre les maxima et les minima, la couronne apparait
Deux vues simultanées
1 Photographie directe de la surface visible du Soleil
du Soleil, prises à l'observatoire du Mont Wilson, le 12 août 1917
? Spectrohéliographie obtenue avec la raie Ha de l'hydrogène
> 1.ces S t sans
a couronne est, en effet, ineux, ce qui est caracssence des particules ] ncandescentes, mais 1ps il est sillonné de raies caractéristiques, cette fois,
raz incandescents.
celles de l'hydrogène, de l'hélium, du fer, du i du magnésium; mais nous y trouvons en plus une belle raie verte qui n'a été identifiée avec celle d'aucun élément connu à la surface de la Terre.
On a donné à cet élément inconnu le nom de coronium, pour indiquer son origine; comme sa raie s'observe souvent dans les régions supérieures de la là où les raies de l'hydrogène et de l'hélium cessent d'ètre observées, on en a conclu que ce corps mystérieux devait être encore plus léger que l'hydrogène lui-mème.
Ajoutons que l'astronome Scheiner a : l'existence de la raie du coro-
Trois aspects typiques MAXIMUM d'activite so
maximum et le mir
laire (spectrohélios
nium dans le spectre des aurores polaires qui se produisent dans l'atmosphère terrestre à l'altitude de 3500 à 600 kilomètres; il a nommé géocoronium le corps hypothétique auquel correspond cette raie, et ce corps doit être identique au coronium de la couronne solaire, selon toutes probabilités. Dans ce milieu coronal, formé de gaz raréfiés à l'extrême tent donc des grains de poussi
t l'incand cence donne au spectre de la couronne son aspect continu.
On peut arriver à calculer que le poids total de la couronne solaire, ainsi supposé, formée de grains de p ténues, ne dépasse pas douze millions de toi poids serait celui de 400 transatlantiques comme le Titanic et représente à peine la moitié du charbon brülé par l'industrie humaine dans l'espace d'une semaine. Cela peut donner une idée de la ténuité de la matière coronale.
Déjà, il y a quarante ans, Young avait remarqué l'analogie entre le spectre des rayons coronaux et ceux des queues cométaires. D'où viennent ces poussières qui forment le milieu ronal? quel est leur rôle? quelle est leur importance? c'est ce nous allons indiquer en résumant les vues du physicien st Svante Arrhenius sur cet important et captivant sujet.
‘res très fines do
oussières très
nes’: ce
co-
is
19. Les poussières solaires. — On peut admettre que les formidables éruptions représentées par les protubérances détachent du Soleil des portions de matières qui vont se condenser sous forme de gouttelettes, de corpuscules, de « poussières ». La plus grande partie de ces poussières lancées par les éruptions retombent sur l'astre : les grains les plus gros par leur propre poids, les grains les plus petits après s'être agglomérés les uns avec les autres.
Mais il y a, parmi ces poussières, des grains pl
petits, sur
lesquels s'exerce efficacement une force, inconn il y a cinquante ans et qui a été découverte par Maxwell en 1& c'est
la pression de radiation.
Les ravons solaires exercent sur les corps qu ils viennent rencontrer une pression, une véritabl dont le savant anglais calcula la valeur et dont, en 140,
Lebedeff et Povinting vérifiérent l'existence et mesurèrent la
e pression matérielle,
orandeur qu ils trouvèrent égale à celle qu'avait découverte, par
LA
Maxwel. A la
du Soleil, cette pression est de 2 milligrammes
le calcul, le génie de surface trois quarts par centimètre carré.
Il n'est pas inutile de rappeler cette découverte du grand physicien anglais, découverte qui date de 1875, au moment où l'on fait wloire au physicien allemand Einstein d'avoir
démontré qu'un rayon de lumière doit être doué d’une véritable masse. Mais pour que le rayon de Maxwell exerce une pression
matérielle sur les corps qu'il vient frapper, il faut nécessairement qu'il ait lui-même une masse.
Cette pression de radiation s'exerce sur tous les corps, gros ou petits. Sur les gros corps, elle est plus faible que l'influence de l'attraction de l'astre qui les fait tomber sur lui, car cette attraction dépend de la masse, c'est-à-dire du cube des dimensions, alors que la répulsion s'exerce sur la surface, c'est-à-dire est proportionnelle au carré des mêmes dimensions. Mais, par contre, quand les dimensions du corps soumis à la pression deviennent très petites, l'importance relative de celle-ci augmente en raison inverse des dimensions.
Cette influence de la division de la matière est facile à comprendre.
Un centimètre cube d’eau pèse 1 gramme, et sa surface totale, celle sur laquelle s'exerce la résistance de l'air au milieu duquel il tombe, est de 6 centimètres carrés. Divisons ce centimètre cube en mille millimètres cubes : son poids total sera toujours { gramme, c'est-à-dire n'aura pas changé; mais sa surface totale sera celle de 1000 millimètres cubes, soit 6000 millimètres carrés, ou #0 centimètres carrés. La division en millimètres a donc multiplié par 6 la surface sur laquelle s'exerce la résistance
de l'air, c'est-à-dire, en somme, a multi-
plié par 10 l'importance de cette dernière. Ainsi, dans le cas d'une gouttelette qui aurait un muicron et demi de diamètre Om 0015), le calcul montre que la pression de radiation fera équilibre à l'attraction de l'astre. Pour un diamètre encore plus petit, la pression de radiation l'emportera sur la pesanteur, et la particule sera « lancée » par elle loin dela surface du Soleil.
