PART

PTE SOLEIL à

calculé quelle proportion de ces éléments devrait contenir le Soleil pour qu'ils puissent y être décelés, en calculant la valeur qu’aurait la quantité log g si les raies les plus favorables du spectre terrestre avaient dans le spectre solaire l'intensité la plus faible de

l’échelle de Rowland : il a ainsi obtent pour presque tous des proportions supérieures à celles que l’on peut :

raisonnablement supposer contenues dansle Soleil. C’est ainsi que pour le chlore on trouve log qg = 8,8, alors qu'on a pour la croûte terrestre log qg — 7,7, c'està-dire une valeur de g 13 fois plus faible, que pour le mercure on trouve log g = 5,5, alors que les éléments voisins donnent des valeurs de log g de l’ordre de 3,5, c’est-à-dire des valeurs de g 100 fois plus petites.

I1 n’y a de difficulté que pour l’osmium et le bismuth, pour lesquels Russell trouve des log g égaux à 1,7 et I,9, alors que les éléments voisins donnent des valeurs comprises entre 2,5 et 3,5 : mais l'écart n’est pas tel qu’on puisse, étant donné le caractère provisoire des calculs, conclure à une ano malie de la teneur en ces éléments dans l’atmosphère solaire.

Les calculs de Russell indiquent que 7’élément le plus abondant dans le Soleil est l'hydrogène : ses raies sont très intenses, et correspondent à un potentiel d’excitation élevé, de sorte que la valeur de log g qui lui correspond est supérieure de 1,3 à celle qui correspond à l'élément suivant : le calcul indique donc qu'il doit y avoir 20 fois plus d'hydrogène que d'oxygène.

En réalité, le calibrage relatif aux raies de l’hydrogène est assez incertain ; en tenant compte de cette difficulté et en tenant compte aussi de l'existence de l’hélium, qui ne produit pas de raies dans le spectre de Fraunhofer, Russell donne finalement le tableau

LE SPECTRE NORMAL DU SOLEIL

suivant pour résumer la composition en volumes et en masses de l’atmosphère solaire

Electrons Hydrogène Hélium Oxygène Métaux libres Total Moaluties sens 60 2 2 I 0,8 65,8 INRASSES Rene 60 . 8 32 32 (0) 132

Conclusion. — Les résultats ainsi obtenus ne doivent pas faire oublier qu’il reste encore énormément à faire dans l’étude du spectre solaire. Sans parler de l'identification qui reste encore à faire pour quelque 10.000 raies, sans parler des théories de la production des raies dans une atmosphère profonde qui ne sont encore que schématiques, on peut dire que l'étude photométrique des 22.000 raies de Fraunhofer reste entièrement à faire. Les intensités de Rowland ne. sont que des nombres empiriques, exprimant à la fois : la largeur de la raie et la valeur maximum de l’absorption au centre de la raie : il sera certainement possible d'obtenir de nouveaux renseignements sur la composition et l'équilibre de l'atmosphère solaire lorsqu'on saura séparer ces deux facteurs et déterminer la courbe complète de la variation de l’absorption à l’intérieur de la raie. Maïs ces progrès ne seront rendus possibles que lorsque de nouveaux perfectionnements auront accru le pouvoir de résolution des spectrographes et permis l’analyse plus fidèle des raies avec les microphotomètres enregistreurs dont nous disposons actuellement.