CHAPITRE IV

LE SPECTRE NORMAI DU SOLEIL

Les spectrographes solaires

Le Spectre de raies de Fraunhofer. — Nous avons déjà dit que le spectre du Soleil est un spectre continu, sillonné de raies noires dues à l'absorption par l’atmosphère solaire de certaines des radiations émises par la photosphère, Le premier observateur qui signala l'existence de ces raies noires fut Wollaston en 1802 ; mais ce fut Fraunhofer en 1811 qui reconnut qu’elles occupent des positions fixes dans le spectre, et qui en dressa la première liste, les désignant, du rouge au violet, par les lettres A, B.., F, G par lesquelles on les désigne encore. I1 remarqua même que la raie D se trouve à la même place que la raie jaune des flammes ; mais cette remarque ne prit un sens que lorsque Kirchhoff énonça en 1860 la loi qui porte son nom, et d’après laquelle wn gaz absorbe toujours les radiations qu'il est susceptible d'émettre : lorsque l’on trouve dans le spectre solaire une raie noire correspondant exactement à une raie observée au laboratoire comme raie brillante dans le spectre d'émission d'un certain élément, c’est que cet élément existe dans l'atmosphère solaire.

Kirchhoff établit ainsi une première liste d'éléments présents dans le Soleil; cette liste fut complétée ensuite par différents physiciens, puis les observations furent rendues plus précises et étendues à l’ultraviolet par l'emploi de la photographie, et les travaux

- modernes de haute précision furent inaugurés par les

magnifiques recherches effectuées par Rowland, dont les tables furent publiées en 1897.

Rowland, utilisant un réseau concave, photographia successivement les diverses régions du spectre solaire, de 7331 à 2075 angstrôms ; l’atlas qui reproduit ces photographies contient 20 planches, occupant une longueur totale de 13 mètres. Les tables de Rowland contiennent les longueurs d'onde d'environ 20.000 raies, ainsi que leurs intensités exprimées, suivant une échelle assez arbitraire d’ailleurs, par des chiffres d'autant plus grands que les raies sont plus intenses. Rowland photographia d'autre part au laboratoire les spectres de tous les éléments, et les compara au spectre solaire : il réussit à identifier ainsi environ le tiers des raies mesurées dans le spectre solaire.

De nouveaux progrès ont été réalisés depuis Rowland ; nous allons, avant de les étudier, décrire sommairement les appareils qui les ont permis.

Les télescopes solaires. — La première partie d’un

; spectrographe solaire est formée par l'objectif destiné

à projeter l’image du Soleil sur la fente du spectrographe proprement dit. Dans l'étude des spectres stellaires, on fixe généralement le spectrographe sur la lunette, de façon qu’il suive son mouvement autour d’un axe de rotation parallèle à l’axe du monde. I ne saurait être question de faire ainsi tourner autour d'un axe les spectrographes employés dans l'observation solaire : leurs dimensions sont trop grandes, et la haute précision qu’on leur demande exige que leur rigidité

LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL

soit parfaite. Dans tous les montages modernes (fig. 14, 15 et 16), l'objectif de projection est fixe, et il reçoit les rayons solaires par l'intermédiaire d’un coelostat à deux miroirs : le premier miroir plan M, tourne autour d’un axe, situé dans son plan et parallèle à l'axe du monde, avec une vitesse angulaire qui est exactement la moitié de la vitesse du mouvement

‘ diurne du Soleil ; il renvoie ainsi les rayons provenant

d’un point quelconque du Soleil dans une direction fixe, et le second miroir plan M, permet de les renvoyer dans la direction, arbitrairement choisie, où se trouve l'objectif de projection O. C’est ce second miroir qui est muni des réglages nécessaires pour ramener chaque

jour l’image définitive à la même place, malgré les

variations de la déclinaison du Soleil.

Nous avons déjà signalé (page 5) qu'il était très difficile, à cause de l'agitation de l'atmosphère, d'obtenir de bonnes images du Soleil ; d'autre part, les miroirs en verre argenté qui réfléchissent le faisceau solaire s’échauffent, parce qu’ils absorbent toujours une petite fraction de l'énergie incidente, et les déformations que produit cet échauffement entraînent toujours une diminution de la qualité de l’image. Aussi n'est-il pas possible d'employer en Astronomie solaire les objectifs de grande ouverture employés en Astronomie stellaire : l’expérience montre qu’il n’y a pas avantage à employer des objectifs dont le diamètre dépasse 30 ou peut-être 35 centimètres, correspondant à un pouvoir séparateur de 1/2 à x 13 de seconde.

A l'observatoire de Meudon, l'objectif a 25 centimè- tres d'ouverture, et les miroirs du cœlostat 40 centimètres ; l’installation est représentée schématiquement par la figure 14. Une cause importante de trouble des

images peut résider dans l’air que traversent les :

rayons entre le premier miroir du cœlostat et le foyer

image de l'objectif : cet air est en effet directement * au-dessus d’un sol échauffé par les rayons solaires, et est nécessairement le siège de courants ascendants d’air chaud. C’est pour éviter cette cause de trouble que la partie du trajet des rayons qui se trouve après l'objectif a été placée à l’intérieur du bâtiment du spectrographe, bâtiment qui est entièrement fermé, l'objectif O étant encastré dans une cloison qui double

Soleil

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