COUP TT ARCS

ionisé sont celles de l’hydrogène ; ce sont dans le spectre visible :

la raie H,, ou raie C de Fraunhofer, À — 6563 A. intensité 40

H8 EF 4867 30 Hy (e 4340 20 Hÿ 4101 40

Nous reviendrons plus loin sur le rôle important que joue dans l'étude de l'atmosphère solaire la raie Ha, dont la largeur est d'environ un angstrôm, et que l’on voit sur la figure 2 de la planche III.

Les raies les plus intenses sont ensuite certaines raies du fer, en particulier la raie À = 3719 À, d'intensité 40, le triplet b du magnésium (À = 5184, 5173 et 5167 À, intensités 30, 20 et 15), le doublet D du sodium (À — 5896 et 5890 À, intensités 20 et 30), ete

Certains éléments sont surtout représentés dans le spectre solaire par des bandes correspondant à certains de leurs composés. C’est le cas par exemple pour l'oxygène, l'azote et le carbone, représentés respectivement à l'état atomique par 5, I et9 raies très faibles, mais dont l'existence est certaine par suite de l'existence des bandes de CN, C?, OH, CH, NH, et de l'existence des bandes de l’oxyde de titane dans le spectre des taches. D’autres éléments, tels que le lithium, le rubidium, l'indium, qui ne fournissent aucune raie dans le spectre normal du Soleil, existent pourtant certainement sur cet astre, parce qu'on trouve leurs raies caractéristiques dans le spectre des taches (page 154). Enfin l’hélium est représenté dans le spectre de la chromosphère (page 113) par la raie jaune brillante D, (4 = 5876 À), qui a été découverte par Janssen en 1868, et par une trentaine d’autres raies d'émission : aucune de ces raies n'existe comme raie d'absorption dans le spectre normal du soleil, quoique la raie D; apparaisse quelquefois comme raie sombre dans le spectre des parties voisines des taches.