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SPECTRE DE LA CHROMOSPHÈRE

troscope reçoit bien de la lumière photosphérique … diffusée par l’atmosphère terrestre, mais cette lumière est étalée en un spectre continu sur une grande sutface du plan focal de l'objectif d'observation ; la lumière chromosphérique reste au contraire concentrée en quelques raies brillantes, qui sont d'autant plus visibles que le spectre continu de la lumière diffusée est plus étalé par un appareil à plus grande dispersion. L'étude de ce spectre, poursuivie systématiquement par observation visuelle par Voung, puis par observation photographique par Hale et par Deslandres (1891-1892), a permis d’y identifier un assez grand nombre de raies appartenant à l'hydrogène, = à l’hélium et au calcium. Kad Les raies de l’hydrogène sont les quatre raies Ha, H$, Hy, H9 du spectre visible qui existent, comme raies d'absorption, dans le spectre de Fraunhofer et les raies ultra-violettes qui forment avec elles la série de Balmer, c’est-à-dire dont on obtient les longueurs d'onde À en remplaçant n par les nombres entiers

successifs dans la formule - — 100.677 ( Fu 2).

Deslandres a photographié ces raies jusqu'à # = 21, et Evershed les a observées dans une protubérance jusqu'à # — 37. Du

La raie D, de l’hélium (x = 58764,0) estla raie la plus brillante du spectre de la chromosphère. Lors 4 de sa première observation par Janssen en 1868, elle ne put être rapportée à aucun élément connu, et fut attribuée à un élément alors hypothétique, qu'on appela l’hélium parce qu'il semblait n’exister que sur le Soleil. Ce n’est qu'en 1895 qu'on trouva dans les gaz extraits d’un minéral, la clévéite, un élément présentant au laboratoire cette même raie; l’identification de cet élément avec i’hélium solaire fut

É ; BRUHAT 8 ee SA Ve

certaine lorsque Deslandres eut retrouvé dans le spectre de la chromosphère les raies 7066 et 4472 A du spectre du gaz extrait de la clévéïite, et lorsque, Runge ayant annoncé que la raie 5876 de ce gaz était en réalité un doublet, Hale reconnut que la raie chromosphérique était aussi un doublet de même écart (04, 336). On connaît actuellement dans le spectre des protubérances une trentaine de raies de l’hélium, appartenant toutes au spectre d’arc de cet élément, à l'exception de la raie 4686 qui appartient au spectre d’étincelle, et est d’ailleurs assez faible.

Enfin, le spectre des protubérances contient les deux raies H et K (À — 3968 et 3934 A) du calcium ionisé (Ca +). Ces deux raies, très intenses, sont beaucoup plus étroites que les raies noires correspondantes du spectre solaire ; nous y reviendrons à la page 182

Le spectre de la couche renversante. — Ie spectre que nous venons de décrire, et qui ne comprend que des raies de l’hydrogène, de l’hélium et du calcium ionisé, est le spectre des protubérances et de la haute chromosphère, tel qu’on l’observe toujours lorsque la fente du spectrographe, tangente au bord du Soleil, se trouve encore à quelques secondes d’arc en dehors de ce bord. Mais toutes les raies noires du spectre de Fraunhofer doivent être produites par l'absorption par des vapeurs atmosphériques; si l’on pouvait isoler la lumière émise par ces vapeurs, on.obtiendrait un spectre de raies brillantes qui serait le spectre de Fraunhofer renversé : si on ne l’obtient pas, c’est qu'elles sont localisées, à la base de la chromosphère,

dans une couche, dite la couche renversante, dont l’épaisseur apparente n'excède pas une seconde d’arc. Il arrive d’ailleurs quelquefois que des perturbations locales les entraînent à des niveaux plus élevés, et c’est ainsi que Voung a observé parfois dans des protubérances

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plusieurs centaines de raies métalliques brillantes. : Pour les obtenir de façon normale, il faut placer

la fente très près du bord de l’image solaire ; il faut

alors, pour éliminer la lumière diffusée, employer un spectrographe très dispersif répartissant son spectre continu sur une très grande surface, et profiter d’instants où les images sont exceptionnellement bonnes. L'observation a été réussie par Hale et Adams en 1909, … à la tour de 20 mètres du Mont Wilson, avec un spectrographe donnant une dispersion linéaire de 04,9 par millimètre ; ils ont photographié le spectre d'émission de la. Couche renversante de 4800 à 5881 angstrôms, et y ont mesuré les longueurs d'onde. de 894 raies brillantes : ces longueurs d'onde sont

bien les mêmes que celles des raies de Fraunhofer. 1

faut d’ailleurs noter que, si l’on excepte les raies de l'hydrogène, du magnésium, du sodium, et quelques raies d’étincelle de divers éléments, les spectres de Hale et Adams présentent très peu de raies brillantes réellement intenses.

La plupart des raies de ces spectres présentent ce qu'on appelle wn double renversement, phénomène qui avait d’ailleurs été déjà observé visuellement par Voung : la raie se présente sous forme d’une raie brillante séparée en deux par une raie centrale noire (cf page 142). L'explication qu’on en donne est celle qu’on donne du renversement spontané des raies d'émission dans les flammes très chaudes où. dans l’arc électrique : les vapeurs situées au contact même de la photosphère, très chaudes et relativement denses, donnent une raie brillante qui n’est pas très étroite ; la lumière qu’elles émettent doit traverser les couches plus hautes, qui sont plus froides et moins denses, et dont les raies sont plus étroites : ces vapeurs froides absorbent la partie centrale de la raie des vapeurs basses, et lui substituent leur propre émission,

beaucoup moins intense, de sorte que le centre de la raie paraît noir par contraste.

Le spectre-éclair. — Ie spectre de la couche renversante avait déjà été observé par Voung en 1870, en profitant d’une éclipse totale de Soleil qui supprimait toute la lumière diffusée par l'atmosphère terrestre, avec un spectroscope dont la fente était exactement tangente au bord du Soleil à l'endroit où devait se faire le second contact. Tant que l’éclipse n’est pas totale, on n’observe ainsi que le spectre de Fraunhofer donné par la diffusion atmosphérique ; le spectre continu s’obscurcit et les raies sombres pâlissent à mesure que la Lune s’avance sur le disque solaire ; quelques-unes mêmes deviennent légèrement brillantes une ou deux minutes avant la totalité. Au moment précis où le Soleil est complètement caché et où le spectre continu disparaît, des raies brillantes apparaissent, par centaines et par milliers, dans tout le spectre ; puis la Lune, continuant son mouvement, cache à son tour la couche renversante qui les émet, et elles s’éteignent après 2 ou 3 secondes : la brièveté du phénomène l’a fait désigner sous le nom de specireéclair, et sa durée permet d'évaluer la hauteur de la couche renversante à environ 700 kilomètres, soit une seconde d'arc.

Depuis 1810, le spectre-éclair a été observé, visuellement ou photographiquement, à peu près à chaque éclipse totale ; les premières photographies ont été prises par Shackleton en 1893 et 1896, et l'on peut citer parmi les meilleures celles qu’a obtenues Mitchell en 1003 (planche IV, fig. 1). Ces photographies ont été obtenues avec un spectrographe sans fente, les rayons étant envoyés directement par le cœlostat M sur un réseau concave R (fig. 19) : la source étant à l'infini, l’astigmatisme du réseau est très faible, et il donne,

séparées de la couche renversante correspondant diverses radiations monochromatiques qu’elle émet il suffit, en utilisant un support courbe convenable, de disposer un film P suivant la surface S pour photo-

gtaphier le spectre. Mitchell a employé en 1905 un P Ne Soleil REA

FIF. 19

à réseau à 500 traits par millimètre, donnant une dis persion d'environ 10 angstrôms par millimètre. Il a ainsi photographié le spectre-éclair de 3300 à

renversement du spectre de Fraunhofer est bien picorrecte. : ral

Comparaison du spectre de la couche renversante du spectre de Fraunhofer. — Les observations du oectre de la couche renversante faites par Mitchell à l'éclipse de 1905 et celles qu'ont faites Hale et Adams à

la tour solaire de 20 mètres ont conduit à la même conclusion . les longueurs d'onde des raies d'émission chromosphériques sont bien les mêmes, à quelques millièmes d'angstrôm près, que celles des raies noires de Eraunhofer, mais leurs intensités sont différentes. Les différences les plus frappantes sont données par l’hélium, dont les raies, invisibles dans le spectre de Fraunhofer, sont très intenses dans le spectre-éclair, et par l'hydrogène, pour lequel les clichés de Mitchell contiennent 34 raies de la série de Balmer, alors que le spectre de Fraunhofer ne contient que les 4 premières. Cette apparition de raies d'émission invisibles dans le spectre d'absorption peut être interprétée en remarquant qu'on étudie le spectre de Fraunhofer avec des rayons qui ont traversé normalement l’atmosphère solaire, tandis que le spectre d'émission de la couche renversante est fourni par des rayons qui l'ont traversée tangentiellement, suivant un trajet incomparablement plus long.

Pour la plupart des éléments, on observe que les raies d'étincelle sont proportionnellement plus intenses dans le spectre d'émission que dans le spectre de Fraunhofer. C'est par exemple ce que montre le Tableau suivant, dressé par Mitchell pour les raies du titane, en partageant ces raies entre 4 groupes suivant leur intensité I des tables de Rowland, et en prenant séparément dans chaque groupe pour les raies d’arc et les raies d’étincelle la valeur moyenne I,, des intensités de Rowland et la valeur moyenne l', des intensités dans le spectre-éclair de 1905 :

Li RS EE 5 LOG IST ONE

AUOT Im Wx 30 4,87 8,17 17,3 raies d’étincelle | pe 2,78 7.94 286 383 É2 NA Im 1,03 3:75 715 21,0 raies d'arc Tm 1,02 2:31 5,8 21,0

Bien que les nombres eux-mêmes aient une signification assez arbitraire, ce tableau n’en met pas moins

TI

à SA Ve 2 t Fa ; LEUR À

nettement en évidence le renforcement relatif des

raies d’étincelle et l’affaiblissement relatif des raies d'arc dans le spectre-éclair. Cette différence vient certainement de ce que les deux spectres ne sont pas.

produits exactement par la même région de l’atmosphère solaire. Le spectre d'absorption est produit surtout par les couches basses les plus denses ;’ces couches basses interviennent peu au contraire dans la photographie du spectre-éclair, parce qu’elles sont

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cachées par la Lune dès les premiers instants de la.

pose ; de même, dans le spectre d'émission photo-

graphié sans éclipse, la fente ne peut recouvrir que :

les parties hautes .de la couche renversante, car elle doit rester assez loin du disque pour n'être pas atteinte par le bouillonnement de l’image solaire.

Les modifications observées correspondent donc à une augmentation de la proportion des atomes ionisés, source du spectre d’étincelle, lorsqu'on s'élève dans l’atmosphère solaire. L'ionisation est la séparation de l’atome en deux parties : on peut la comparer (page 133) à une dissociation chimique, dans laquelle une molécule gazeuse se sépare en deux autres molécules également gazeuses. On sait qu’une telle dissociation est favorisée par l’abaissement de la pression : on rend ainsi immédiatement compte

de l’augmentation du nombre d’atomes ionisés et : Fe du renforcement du spectre d’étincelle lorsqu'on

passe des couches basses de l'atmosphère solaire

aux couches élevées où la pression est nécessaire-

ment plus faible.

Niveau de production des raies

Les croissants du spectre-éclair. — Nous avons déjà dit tout à l'heure que la hauteur de la couche renvet-

sante était de l’ordre de 700 kilomètres ; maïs il faut bien se rendre compte qu’il n’y a aucune discontinuité entre la couche renversante et la chromosphère. Le Soleil est entouré d’une atmosphère dont la couche basse est assez dense pour produire toute les raies du - spectre solaire ; à mesure que l’on s'élève et que la

densité diminue, ces raies cessent, les unes après les

autres, de correspondre à une absorption perceptible, et la partie la plus haute de l'atmosphère solaire ne produit plus que les raies proprement chromosphériques de l'hydrogène, de l’hélium et du calcium

. ionisé.

Les hauteurs à déterminer sont donc celles des couches qui produisent les différentes raies. La première mesure en a été fournie par les photographies du spectre-éclair prises avec un spectrographe sans fente. Nous avons déjà dit que ces photographies fournissent une image monochromatique de la partie de l’atmosphère solaire qui émet chaque raie : cette image (planche IV, fig. 1) a la forme d’un croissant, limité à l’intérieur par le bord de la Lune et à l'extérieur par le contour de la surface de niveau $ de l'atmosphère solaire qu’il s’agit précisément de déterminer. Il est évident sur le schéma de la figure 20 que le croissant AB donné par une raie de basse altitude est plus court que Île croissant A'B' donné par une raie de niveau élevé, et l’on conçoit que l'altitude de la surface de niveau $ peut être déduite de la mesure de la longueur AB. Les résultats ne peuvent d’ailleurs pas être très précis, quand ce ne serait qu’à cause des