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LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL

On a ainsi, soit par l'étude du spectre normal, soit par l'étude des spectres des taches et de la chromosphère, reconnu la présence sur le Soleil de 57 éléments chimiques différents.

Eléments absents dans le spectre solaire. — I,e nombre total des éléments chimiques connus sur notre globe est de 90, dont 11 sont trop mal connus au point de vue spectroscopique pour qu’on puisse les rechercher dans le spectre solaire. Il reste donc au total 22 éléments dont il semble qu'on puisse affirmer l’absence du spectre solaire. Ces éléments se répartissent nettement en deux groupes : d’une part des éléments lourds, comme l'or, le mercure, l’osmium, l’iridium ; d'autre part des métalloïdes, comme le chlore, le brome, l’iode, le phosphore, l’arsenic.

Nous reviendrons un peu plus loin sur les raisons de l'absence des raies attribuables aux éléments “du premier groupe ; en ce qui concerne ceux du second groupe, on a toujours pensé que les raisons de leur absence étaient d’ordre purement spectroscopique, et étaient les mêmes que celles qui font que d’autres métalloïdes, comme l’oxygène, le carbone, l’azote, ne sont représentés à l’état atomique que par un petit nombre de raies très faibles, ou encore que le spectre d’une flamme de chlorure de sodium donne les raies du sodium et non pas celles du chlore. Les progrès modernes de la Spectroscopie ont permis de préciser ces raisons : un atome dans son état normal n’est capable d’absorber que certaines des raies de 5on spectre d'arc, et, si cette série particulière de raies se trouve dans l’ultra-violet au delà de 2900 A, elle est inobservable dans le spectre solaire.

Une raie n’appartenant pas à cette série ne peut être absorbée que si l'atome a été amené, par des déplacements de ses électrons, dans un état différent de son

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état normal : cette excitation de l'atome exige qu’on

lui fournisse un certain travail, et l’on mesure ce travail par un nombre, qui est le polentiel d’excitation de l’état atomique considéré. L'étude des quelque 6000 raies du spectre solaire dont on connaît la classi-

fication dans le spectre de l'élément qui les fournit a

montré qu’il n'y a que 47 de ces raies qui correspondent à des potentiels d’excitation supérieurs à 5 volts, et que toutes ces raies, sauf celles de l’hydrogène, sont très faibles : on peut donc dire que les raies à potentiel d’excitation supérieur à 5 volts ont très peu de chances de pouvoir être produites par l'absorption de l'atmosphère solaire. Or l’étude du spectre des métalloïdes absents en apparence du Soleil montre qu’il ne contient, dans les limites de longueurs d'onde de la Révision des Tables de Rowland, que des raies de potentiel d’excitation supérieur à 5 volts : il n’y a donc pas lieu de s'étonner de ne pas trouver ces raies dans le spectre solaire, et cette absence ne permet en rien de supposer que les éléments correspondants n'existent pas dans l'atmosphère solaire.

Composition quantitative de l'atmosphère solaire. — I1 aurait été difficile, il y a seulement dix ans, de donner sur la composition de l’atmosphère solaire d’autres indications que les indications purement qualitatives qui résultent de la présence ou de l'absence des raies d’un élément. Les progrès de la Spectroscopie permettent aujourd’hui d'aborder le problème de sa composition quantitative, et d’entrevoir les méthodes qui permettront sans doute un jour sa résolution complète.

En se basant sur la théorie de l'équilibre radiatif de l’atmosphère solaire (page 138), il semble possible de déduire de la largeur d’une raie et de la courbe de

répartition des intensités à son intérieur le nombre |

LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL

total d’atomes absorbants N qui la produisent

au-dessus de chaque centimètre carré de la surface solaire. Ce calcul n’est malheureusement pas très sûr, à cause des nombreuses hypothèses, pas toujours très cohérentes, qu’il implique; il ne peut d’ailleurs s'appliquer aujourd'hui qu’à un très petit nombre d'éléments, car il y a très peu de raies dont la largeur soit assez grande par rapport au pouvoir de résolution des instruments actuels pour qu’on puisse déterminer avec certitude la courbe de répartition des intensités qui leur correspond. Nous signalerons simplement qu’il conduit à attribuer à la pression dans la couche renversante une valeur de l’ordre de 10°4 atmosphère (cf. page 136).

11 semble que l’on ait obtenu des résultats plus sûrs dans l'évaluation des rapports N/N' des nombres d’atomes qui produisent deux raies déterminées : cette évaluation repose sur le calibrage de l'échelle de Rowland dans les différentes régions du spectre, calibrage qui a été effectué par les astronomes du Mont- Wilson au moyen de l’étude de 228 multiplets, c’est-àdire de groupes de raies d’un même élément: pour lesquelles les rapports N/N' sont donnés par les théories spectroscopiques modernes. Ce calibrage permet de déduire la valeur du rapport N/N' relatif à deux raies de la comparaison des nombres qui expriment leur intensité dans l'échelle de Rowland ; désignant par N, le nombre relatif à une certaine raie étalon, on peut par suite évaluer le coefficient » du nombre # N, d'atomes qui produisent une raie quelconque ; en considérant toutes les raies qui correspondent à un même état B d’excitation de l’atome absorbant, et en formant pour ces raies la somme # — Z #, on obtient le nombre total m N, d’atomes qui se trouvent dans cet état d’excitation dans l’atmosphère solaire.

Mais ce nombre n'est qu'une fraction du nombre

nt Fi amenés par Étoun Re qui résulte "1" .des chocs incessants des atomes, et qui dépend ess -ntiellement de la température T, à laquelle ils” sex

trouvent ; la proportion d’atomes Hu l'état À à l'état B est évidemment d'autant plus ande que le potentiel d’excitation E de cet état est plus faible. En développant le calcul, Russell est arrivé insi à obtenir les abondances relatives a des différents tomes, à partir des nombres » déduits du calibrage e l’échelle de Rowland, par la formule : | ! log a — log m—1log W +0,85 KE;

ns cette formule, W est un nombre entier caracstique de l’état B, qui est donné par les théories des spectres et qui peut être au plus d’une dizaine d d'unités, et le coefficient 0,85 a été calculé en admettant OUT : LT de la couche renversante Lg 49809

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+ la fin dutableau des valeurs de log q donné par Russell ‘# pour tous les éléments du spectre solaire classés dans ’ordre de leur abondance : &

… Élément Soleil Étoiles Croûte terrestre Météorites …

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