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SPECTRE DE LA CHROMOSPHÈRE

sens inverses : les vapeurs métalliques s’écartent du centre de la tache, avec une vitesse qui peut atteindre 2 km/sec pour celles qui produisent les raies les plus faibles.

L'effet Evershed permet ainsi de connaître la cir-

culation générale de l'atmosphère solaire au voisinage

des taches : les vapeurs de la basse atmosphère s'écartent de la tache, celles de la haute atmosphère y rentrent. Nous reviendrons plus tard (page 163) sur cette circulation générale ; nous insisterons seulement ici sur le fait que les vitesses avec lesquelles les gaz s’écartent de la tache varient très régulièrement lorsqu'on s'élève dans l'atmosphère solaire, depuis la valeur

positive + 2,0 km/sec qui correspond aux raies basses | jusqu'à la valeur négative — 3,8 km/sec qui cor-

respond aux raies H et K. Le classement des raies par leur vitesse dans l'effet Evershed est exactement le même que le classement donné par Mitchell pour le spectre-éclair ; on retrouve par exemple le fait général que, pour un même élément, les raies d’étincelle se produisent plus haut que les raïes d'arc, et que le niveau de production est d'autant plus élevé que la raie est plus intense.

Ce sont ces caractères généraux que met en évi-

dence le tableau suivant, extrait du tableau général

dressé par St John et Babcock pour rassembler les résultats parfaitement concordants obtenus‘ par

Mitchell pour 2841 raies du spectre-éclair et par

St John pour 506 raies du spectre de la pénombre des taches. Les éléments y sont désignés par leur symbole chimique, suivi du signe + lorsqu'il s’agit des atomes ionisés qui produisent les spectres d’étincelle : on a mis entre parenthèses les désignations usuelles des raies, ou, pour l’aluminium et le fer, leurs intensités dans l’échelle de Rowland: La colonne de gauche donne les hauteurs d’après Mitchell, la

14000 km Ca + (Het K) — 3,8 km/sec

10000 — Ha 830 — 8500 — H$ » 2,3 ! — 7500 — He — 1,8 = 7000 — Hn, Mg (b', b°) 1,4 RE 6000 — HA SCIE ROLE — 1,0 — 5000 — Ca (4227) — O0, — 1800 — Al (15-20) 0,0 — 1200 — Fe (15-40) +OI —

colonne de droite les vitesses d’après St John, comptées

positivement lorsque les gaz s’écartent du centre de la tache.

Comparaison des longueurs d'ondes solaires et des longueurs d'onde terrestres

Généralités. — Ta longueur d'onde obtenue pour une raie du spectre solaire est modifiée par la rotation du Soleil et par le mouvement de la Terre ; mais une fois que l’on a fait les corrections nécessaires pour tenir compte des effets Doppler-Fizeau correspondants, on trouve encore des longueurs d'onde différentes d’un point à l’autre du disque solaire. Les variations peuvent être dues aux mouvements de l’atmosphère solaire, en. particulier au voisinage des taches et des facules : le spectro-enregistreur des vitesses ‘page 187) montre que les déplacements locaux peuvent atteindre plusieurs angstrôms. En dehors de ces régions agitées, les longueurs d’onde solaires présentent une assez grande régularité, mais elles sont un peu plus grandes au bord du Soleil qu’au centre ; les longueurs d’onde au centre sont bien constantes, avec tine précision de l'onde du millième d’angstrôm. Nous avons d’ailleurs déjà dit (page 06)

SPECTRE DE LA CHROMOSPHÈRE Dot

qu’elles sont toujours plus grandes que les longueurs d’ondé des raies terrestres correspondantes : la différence sen — Ayr Varie de 3 à 20 millièmes d’angstrôm, les raies les plus intenses étant les plus déplacées.

Ce déplacement vers le rouge des raies solaires est extrêmement important, parce que c’est l’un des rares phénomènes qui permettent une vérification de la théorie de la relativité d’Hinstein. Cette théorie prévoit qu'à la surface d’un astre où le potentiel de gravitation est d, une raie de longueur d’onde À doit présenter un accroissement relatif de longueur d’onde A)/À égal à D/c? : à la surface du Soleil, le potentiel de gravitation ® est égal à 1,9.1015; la vitesse de la lumière, étant ‘© = 3.1010 cmysec, le déplacement prévu par la théorie d’Einstein est le même que celui que produirait, par effet Doppler-Fizeau, un mouvement de vitesse v — fc — 0,635.105 cmy/sec, Soit 0,635 kmy/sec ; il correspond, pour une radiation de longueur d'onde À — 4000 angstrôms, à un déplacement A} égal à 8 millièmes d’angstrôm. C’est bien là l’ordre de grandeur moyen observé : mais le déplacement AÀ par effet Einstein doit être proportionnel à la longueur d'onde À, et indépendant de l'intensité

des raies : ce ne sont pas là les caractères effectivement

observés.

Aussi le déplacement vers le rouge des raies Lots a-t-il fait l’objet de nombreux travaux, destinés à établir s’il apportait ou non une preuve de la théorie de la relativité : nous citerons parmi les plus importants ceux de Fabry et Buisson à Marseille (1910), ceux d’Evershed et Royds à Kodaïkanal (1914), ceux d’Adams (1910) et surtout de St John (1926- 1928) au Mont-Wilson. Nous ne donnerons ici que les résultats de St John : les premiers travaux ont surtout établi la réalité du déplacement vers le rouge et de

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l'effet de bord, et montré les conditions à réaliser pour obtenir des comparaisons correctes.

Ils ont en particulier montré qu'il était assez difficile d'obtenir dans les sources terrestres des longueurs d’onde définies à 1/1000 d’angstrôm près. L’arc présente souvent ce qu’on appelle l'effet de pôle, c’est-àdire que ses raies ont une longueur d'onde différente au centre et près des pôles ; les variations, qui peuvent atteindre 04,015, sont sans doute dues à l’existence de champs électriques intenses près des pôles. Il est donc nécessaire de faire porter les comparaisons sur des raies qui ne présentent pas cet effet, comme les raies des bandes du cyanogène, ou de les faire dans des conditions telles qu’il soit éliminé ; on a le plus souvent employé les raies du fer, en prenant comme source terrestre un arc dans le vide, ou plus exactement dans l'hydrogène sous une pression de quelques millimètres de mercure : un tel arc ne présente pas d'effet de pôle, et les raies qu’il donne sont directement comparables, sans correction de pression, aux raies solaires, produites par des gaz à pression très réduite

(page 105).

Le déplacement vers le rouge et les mouvements de l'atmosphère solaire. — Tes mesures faites par St John en 1026-1928 ont porté d’abord sur 586 raies du fer prises dans le spectre du centre du Soleil. Elles ont confirmé que la différence Acel—Ane est d'autant plus grande que la raie est plus intense ; évaluée par la vitesse qui produirait le même déplacement par effet Doppler-Fizeau, elle correspond à des vitesses qui atteignent 0,9 km/sec pour les raies intenses (d'intensités 10-15 dans l'échelle de Rowland), et qui décroissent régulièrement jusqu’à 0,45 km/sec pour les raies faibles (intensité 3-4), alors que l'effet Einstein correspondrait à une vitesse constante d'environ

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