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SPECTRE DE LA CHROMOSPHÈRE

0,65 km/sec. Les raies d’intensités différentes correspondent à des niveaux différents de l'atmosphère solaire : St John interprète les différences entre les déplacements observés et l'effet Hinstein théorique comme correspondant à un effet Doppler-Fizeau réel, c'est-à-dire, puisqu'il s’agit du centre du Soleil, à des courants dirigés suivant la verticale solaire, Dans les couches basses, où se produisent les raies faibles, ces mouvements doivent diminuer la longueur d'onde : il s’agit donc de mouvements se rapprochant de la Terre, c’est-à-dire de courants ascendants de l'atmosphère solaire : à un niveau de 350 kilomètres au-dessus de la photosphère, correspondant aux raies du fer d'intensité 3, leur vitesse est de 0,2 km/sec. Ces courants s’annulent à une altitude un peu plus grande (raies d'intensité 6), pour laquelle le déplacement observé est égal à l'effet Einstein théorique : à l'altitude de 1.200 kilomètres où se produisent les raies du fer d'intensité 15, on a au contraire des courants descendants de vitesse 0,25 km/sec, de sorte que les déplacements vers le rouge observés sont supésieurs de la quantité correspondante à l'effet Einstein théorique.

.… Les résultats ainsi fournis par les raies du fer ont . été confirmés par l'étude faite par St John de raies . d’autres éléments, étude qui a porté en particulier sur 6 raies du silicium, 402 du titane, 18 du man- .ganèse. Les mesures de 1928 ont porté aussi sur les raies des bandes du cyanogène comprises entre 3883 “et 3729 angstrôms, qui avaient donné dans les mesures précédentes des résultats assez discordants : la mesure d’un grand nombre — 515 — de ces raies a permis d'éliminer les erreurs accidentelles que peuvent donner “les raies individuelles, et a fourni une valeur moyenne “de la différence As — ar égale à 04,005 ; cette valeur, légèrement inférieure à l'effet Einstein

ex

(04,008), correspond à un courant ascendant de vitesse 0,2 km/sec,' parfaitement normal au niveau — 500 km — où se produisent les raies du cyanogène.

Enfin St John, étendant ses mesures aux raies de haute altitude, a trouvé que les courants descendants augmentent de vitesse à mesure qu'on s'élève jusqu'aux limites de la chromosphère ; voici les vitesses qu'il donne pour différentes raies :

Raies ... 4227 (Ca) D (Na) b (Mg) Hx« H3 et K3 (Ca) Hauteur . 2100 2300 2500 10000 12000 km Vitesse .. 0,14 0,10 0,20 0,42 0,68 km/sec

Le déplacement total vers le rouge des raies H, et K3, qui sont les composantes de haute altitude des raies. Het K (page 183), est équivalent d’après St John à un effet Doppler-Fizeau de 0,64 + 0,68 = 1,32 km/sec ; on doit considérer ce nombre comme en bon accord

avec la vitesse de chute de l’ordre d’un km/sec trouvée par Deslandres à Meudon au spectro-enregistreur des vitesses (page 188).

Ainsi les importantes séries de mesures yéalisées avec les puissants appareils du Mont-Wilson ne semblent laisser aucun doute sur la validité de la théorie d’ Einstein ; et sur l'existence de mouvements verticaux de toute l'atmosphère, mouvements ascendants dans la partie basse de la couche renversante, mouvements descendants dans la chromosphère proprement dite. Les premiers. sont dus sans doute à l’échauffement des vapeurs, , relativement denses, au voisinage de la photosphère ; | les seconds se rattachent aux conditions générales : d'équilibre de la chromosphère dont nous parlerons à la fin de ce chapitre. k

L'efjet de bord. — Ce phénomène, découvert en. 1007 par Halm à Edimbourg sur les raies du fer de la.

couche basse, consiste en ce que les longueurs d'onde. solaires, après correction de l'effet Doppler-Frzeau TE

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relatif à la rotation du Soleil, sont plus grandes au bord qu'au centre du disque; les différences observées

jusqu'ici vont de 4 à 10 millièmes d’angstrôm ; elles | ne semblent pas assez régulières pour qu’on puisse en déduire des lois générales. Il est à noter que 99% des raies cataloguées par Rowland ont une intensité inférieure à 6, et se produisent dans la région de la couche renversante soumise à un courant ascendant ; pour les points du bord solaire, ce courant est normal à la direction d'observation et ne modifie pas la longueur d’onde, tandis qu’il la diminue au centre ; les courants ascendants de St John expliquent donc, au moins partiellement, l'effet de bord. 2 Les mesures récentes de St John ont été étendues

aux spectres des bords solaires pour 133 raies du fer :

pour les 41 raies correspondant aux niveaux les pins bas, dont l'intensité moyenne est 1, la valeur moyenne de la différence Apord—hare est exactement égale à l'effet Einstein, de sorte que l'effet de bord se réduit pour ces raies à la suppression de l'effet Doppler- Fizeau des courants ascendants. Pour la moyenne générale des 133 raies, la différence Absra— Ayre dépasse l'effet Einstein de 04,0015 : c’est ce très petit résidu,

s’il est réel, qui constitue le véritable effet de

bord. I1 faut d’ailleurs signaler que d’autres observateurs ont donné récemment des résultats qui paraissent difficiles à concilier avec ceux de St John : c'est ainsi qu'Evershed a trouvé pour les raies H et K des protubérances et de la chromosphère une.

différence Àpord—Aare de 04,015, surpassant de 04,007

l'effet Einstein.

I1 est donc impossible à l’heure actuelle de préciser la grandeur de l’effet de bord, et 4 fortiori de discuter ses causes. Signalons pourtant qu'il peut être lié au léger élargissement qu’on observe pour toutes les raies de Fraunhofer lorsqu'on passe du spectre du

à ne

voisinage d’une raie, théorie qui est en connexion étroite avec celle de la dispersion anormale, indique qu’ n tel élargissement doit être dissymétrique : la raie s'élargit davantage du côté rouge, ce qui correspond bien n accroissement de sa longueur d'onde moyenne.

Théories de la chromosphère

es premiers problèmes qui s’est posé lorsqu’ on à voulu interpréter les propriétés de la chromosphère a été de savoir quelle était la pression des gaz qui la constituent. Les premières évaluations ont été faites

: le déplacement vers le rouge des raies solaires, en ctuant des mesures différentielles sur des raies

F avec la pression des variations différentes. Ces évalua- tions ont généralement donné des valeurs de l’ordre du dixième d’atmosphère ; mais, comme les variations de longueur d'onde ne dépassent pas quelques millièmes d’angstrôm par atmosphère, les différences de longueurs d’onde trouvées entre les raies solaires et les raies terrestres dans le vide sont inférieures aux erreurs d'expérience, et la seule conclusion à tirer de ces mesures est que la pression est inférieure à un dixième d’atmosphère. Cette limite est d’ailleurs ertainement beaucoup trop élevée : un certain nombre de raies qui sont diffuses dans le spectre de l’are à une pression de 0,1 atmosphère sont parfaitement nettes dans le spectre solaire, ce qui prouve que la ssion à à laquelle est produit le spectre solaire est très inférieure à 0,1 atmosphère.

produit par accroissement du parcours des ruse as la vapeur absorbante, et a théorie de l” absorption Ne

de l'arc au fer dont les longueurs d'onde subissent

où

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Une limite beaucoup plus basse est fournie par

l'existence même du spectre-éclair : si ce spectre est observable, c’est que son intensité, qu’on peut déter-

miner par des mesures photométriques, est supérieure

à l'intensité du spectre continu de la photosphère diffusé par la partie même de l'atmosphère solaire qui émet le spectre-éclair. Cette dernière intensité peut être calculée en fonction de la pression par l’application des lois de la diffusion par les gaz, et l’on

trouve ainsi qu’il est nécessaire, pour que cette intensité soit inférieure à celle du spectre éclair, que la .

pression dans la chromosphère soit inférieure à 105 atmosphère.

Théorie de l’ionisation. — On évalue maintenant .

la valeur de la pression dans la chromosphère en partant de la théorie de l’ionisation, dont nous avons déjà dit un mot à la page 119 : si la raie 4227 du calcium neutre Ca disparait à 5000 kilomètres, pour ne laisser subsister que les raies H et K du calcium ionisé Ca*, c’est que l’abaissement de la pression a permis l’ionisation complète de l’atome Ca, qui donne par cette ionisation un ion Cat et un électron. Nous pouvons écrire cette réaction suivant le symbole

habituel des réactions chimiques limitées par les … - réactions inverses, en désignant l’électron par e :

Care RCat ee

Megh Nad Saha eut l’idée en 1921 de considérer

l’ionisation comme uné véritable dissociation, et de.

lui appliquer les lois classiques de la Physico-Chimie : elles permettent d'exprimer le degré de dissociation x, c’est-à-dire la proportion d’atomes ionisés, en fonction

de la température absolue T et de la pression P-

qu'aurait le calcium s’il n’y avait pas ionisation,

à condition qu’on connaisse l'énergie absorbée par la

Lie 2

PULE SOLEIL

dissociation. Or cette énergie est connue, puisqu'elle est mesurée en volts par le potentiel d’ionisation V ; on arrive ainsi à exprimer x par la formule :

ee F + 2,5 log T — log P — 6,60.

Cette formule permit à Saha d'expliquer les dif-

férences des niveaux de production des différentes

raies d’étincelle. Pour le calcium, en admettant la température T — 60000, un peutropélevéed'ailleurs, il calcula les valeurs de x pour différentes valeurs de la pression, et trouva que x devient supérieur à 09/100 lorsque P devient inférieur à 1074 atmosphère : admettant que le spectre du calcium neutre cesse

d’être perceptible lorsqu'il n’y a plus qu'un atome

sur 100 qui n’est pas ionisé, il en déduisit que le niveau — 5000 kilomètres — de disparition de la raie 4227

ca est celui où la pression devient égale à 10°4 atmosphère.

Si maintenant on passe au strontium, dont le poten-

: | tiel d’ionisation V — 5 "fs, 71 est plus foible que le potentiel d’ionisation V — 6,1 du calcium, la for-

mule de Saha montre immédiatement que la même valeur du degré d’ionisation x est obtenue pour une valeur plus grande de la pression P, donc pour un niveau inférieur de l’atmosphère solaire : on comprend ainsi pourquoi la raie 4607 du strontium neutre disparaît dès la hauteur de 350 km. Quant aux raies 4077 et 4215 du strontium ionisé Sr, elles disparaissent à 6000 km, parce que l’abaissement de la pression produit alors une seconde ionisation : l'ion Srt perd un nouvel électron pour donner-un ion doublement chargé

Srt+, dont les raies sont dans l’ultra-violet inac-

cessible. Cette seconde ionisation ne se produit que

beaucoup plus haut pour l'ion Ca*, parce qu'elle cor-

respond pour cet ion à un potentiel plus élevé. Des raisonnements analogues peuvent être faits

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pour les métaux alcalins. Le sodium, dont le potentiel d’ionisation est de 5,1, est complètement ionisé à une pression P — 10%, et la raie D de l'atome neutre disparaît vers 1500 km ; on n’observe d’ailleurs aucune raie à un niveau supérieur, parce qu'il n'y à pas de raies d’étincelle du sodium dans la partie accessible du spectre. Les autres éléments alcalins, potassium et rubidium, ont des potentiels d’ionisation encore plus faibles (4,3 et 4,2), et sont complètement ionisés dès le niveau de la photosphère : comme ils n’ont pas de raies d’étincelle dans le domaine de longueurs d'onde accessible, ils sont à peu près complètement absents du spectre solaire. En fait, il n’y existe que quelques raies très faibles du potassium, et les raies du rubidium ne se trouvent que dans le spectre des taches, où la température est plus basse et l’ionisation moins avancée.

Les raisonnements de Saha que nous venons de reproduire ne peuvent être considérés que comme des comparaisons qualitatives, et en particulier il est impossible, sans tenir compte de l'abondance des divers éléments, de fixer la valeur de x pour laquelle les raies de l’atome neutre disparaissent. Il est plus correct de chercher quelles sont les conditions qui correspondent au maximum de l'intensité d'une raie, par exemple du doublet formé par les raies H et K; lorsqu'on part de la photosphère, cette intensité va

d’abord en croissant, par suite de la dissociation des

atomes neutres ;: mais, une fois que cette ionisation est suffisamment avancée pour que x ne croisse plus que . Jentement, elle va en diminuant, à la fois parce que la seconde ionisation se développe et parce que le nombre total d’atomes va en diminuant avec la pression P. Les calculs, développés par Milne, conduisent à la conclusion que le nombre d’ions Ca est maximum pour P = 2.107 atmosphère, et que cette condition doit

être réalisée à 100 kilomètres au-dessous de 1a limite qui sépare la couche renversante de la chromosphère proprement dite (cf. page 140).

La pression ainsi déterminée est la pression partielle du calcium, qui n’est peut-être que le millième de ja pression totale due à tous les éléments ; les ionisations des divers éléments ne peuvent d’ailleurs pas être étudiées indépendamment les unes des autres, car les électrons libérés dans l’une d’elles influent sur toutes les autres. En tenant compte de ces divers facteurs, on arrive à la conclusion que la pression totale doit être de l’ordre de 1074 aim. au niveau considéré par Mine, vers le sommet de la couche renversante, et qu'elle doit croître à mesure que l’on descend dans cette couche, pour atteindre une valeur de l'ordre de 10‘! atm. à sa base, au niveau de la photosphère.

Production des raies des séries secondaires. — Nous avons comparé, dans le paragraphe précédent, différentes raies, telles que les raies H et K de Ca+ ou les raies D de Na, qui sont absorbées par l'atome ou l'ion dans son état normal. Mais nous avons vu (page 103) qu’il existe des raies qui ne peuvent être absorbées que par des atomes excités et que ces atomes actifs sont en proportion d'autant plus faible que le potentiel d’excitation E est plus grand : pour avoir un même nombre d’atomes actifs, il faut un nombre total d’atomes d'autant plus grand que E est plus grand. On explique ainsi que les différentes raies d’arc d’un élément se produisent à des niveaux différents, puisque le nombre d’atomes neutres diminue à mesure qu'on s'élève : aux potentiels d’excitation les plus grands correspondent les niveaux les plus bas, et par suile les raies les moins intenses. C’est ce que montre par exemple le tableau suivant, dressé par St John pour

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les raies des multiplets du fer ; la dernière ligne donne l'intensité de la raie la plus forte du multiplet :

Potentiel E .. 0,06 TA S A! 2,716 5,064 volts Hauteur... 1100-1200 850-950 450-500 250 km Intensité, 2.7 40 30 8 2

On explique ainsi pourquoi les raies b du magnésium ne s'élèvent qu'à 7000 km, bien que cet élément, à potentiel d’ionisation V — 7,65, ne soit que faiblement dissocié dans les couches les plus hautes : elles ne sont pas absorbées par l’atome neutre normal, mais seulement par l'atome excité, avec un potentiel d’excitation déjà notable de 2,7. Le fait que les couches les plus hautes de la chromosphère ne contiennent que très peu d'ions Mg+ est d’ailleurs confirmé par le fait que la raie 4487, caractéristique de cet ion dans les spectres stellaires, est à peine visible dans le spectre solaire.

L'ionisation est encore plus faible pour l’hélium, dont le potentiel d’ionisation est V — 25,2 : aussi le spectre de la chromosphère ne contient-il qu’une seule raie de Het, et les raies de l’hélium neutre y atteignent une grande hauteur. Ia plus intense de ces raies, 1a raie D,, correspond à un potentiel d’excitation très grand, E — 20 volts : c’est cette valeur élevée du potentiel d’excitation qui explique que l’absorption soit trop faible pour que la raie D, apparaisse normalement dans le spectre de Fraunhofer.

L'hydrogène possède également un potentiel d’ionisation très grand, V — 13,5, ce qui explique que l’atome neutre d’hydrogène, seul susceptible de donner un spectre, existe encore à la partie supérieure de ia chromosphère ; mais les seules raies qu’il puisse donner dans la partie du spectre qui nous est accessible sont les raies de la série de Balmer, qui ne sont pas les raies d'absorption de l’atome normal : la raie Hx correspond à un potentiel d’excitation de 10 volts, et

UNS ae

s'élève moins haut que les raies H et K produites par

absorption par l'ion Cat dans son état normal.

On voit que les théories de l'ionisation et de l'excitation des atomes rendent bien compte de la réparhition dans l'atmosphère solaire des niveaux de production des différentes raies d'un même élément ; nous avons déjà

vu qu’elles ont permis d'évaluer Îa composition (page 104) et la pression de l'atmosphère solaire. Ces

évaluations numériques ne sont évidemment que provisoires, car les calculs faits pour un élément isolé doivent être corrigés pour tenir compte de la complexité de l'atmosphère solaire ; mais on peut dire dès maintenant que la théorie de Saha a ouvert la voie qui permettra sans doute un jour de connaître avec précision le nombre et la répartition des atomes et des ions dans le Soleil, et qu’elle marque un des progrès les plus importants qui aient été réalisés depuis que Kirchhoff a indiqué comment l'étude du spectre permettait de reconnaître leur nature.

L'équilibre de la chromosphère de calcium. — Les gaz qui constituent la couche renversante se trouvent sans doute dans les conditions de l'équilibre hydrostatique ordinaire : la pression diminue à mesure que l’on s'élève, et la valeur élevée de la gravitation à la surface du Soleil conduit à penser que la pression devient 10 fois plus petite lorsqu'on s'élève d’une centaine de kilomètres. On comprend alors mal comment Ja pression peut conserver à l'altitude de 14.000 kilomètres une valeur suffisante pour que les . raies H et K du calcium ionisé soient encore perceptibles ; il faut nécessairement supposer que les ions Ca+ sont supportés à cette altitude par des forces différentes des forces hydrostatiques.

Milne a montré que l’origine de ces forces devait être cherchée dans ce qu’on appelle la pression de

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radiation sélective : lorsque l’ion Cat absorbe un quantum de la radiation H ou K émise par la photosphère, il absorbe en même temps la quantité de mouvement avec laquelle ce quantum s’éloignait du Soleil, autrement dit il reçoit une impulsion toujours dirigée vers le haut. Cette absorption a amené l'ion à un état différent de l’état normal, où il ne reste qu’un temps très court, dont on peut évaluer l’ordre de grandeur, d’après diverses expériences de laboratoire, à 108 seconde ; il revient à son état normal avec réémission du quantum absorbé, mais cette réémission, qui peut avoir lieu dans toutes les directions, n’entraîne pas en moyenne de modification du mouvement de

l'ion : il est légitime de ne raisonner que sur l'effet …

moyen, parce que l’ion après la réémission est apte à absorber un nouveau quantum de la radiation photosphérique, et que l’ensemble du phénomène d’absorption et de réémission se reproduit peut-être 20.000 fois par seconde. On peut donc dire que ces phénomènes produisent au total sur l'ion Ca* le même effet qu’une pression dirigée de bas en haut.

Unsôld a pu évaluer, par des mesures microphotométriques sur le spectre de Fraunhofer, le nombre de quanta des radiations H et K photosphériques qui sont absorbés par seconde par l'atmosphère solaire pour chaque centimètre carré de la surface du Soleil et par conséquent l'impulsion totale qui est reçue par les ions Ca+ correspondants : elle est capable de supporter le poids sur le Soleil de 101$ ions par cm. Si l’on admet que ces 1015 ions sont répartis sur une hauteur de 14.000 kilomètres, leur pression moyenne est 1015 atmosphère : ce résultat peut être considéré comme suffisamment d'accord avec celui qu’a obtenu Milne par un procédé différent, et d’après lequel la pression chromosphérique est 10% atmosphère.

En résumé, on peut admettre pour la constitution

de l'atmosphère de calcium le schéma proposé par Milne. La couche renversante est composée de gaz en équilibre thermodynamique gravifique, où la décroissance de la pression à mesure qu’on s'élève est réglée par l'effet de la pesanteur ; elle est séparée de la chromosphère proprement dite par une couche de transition très peu épaisse, où la pression partielle du calcium passe, sur une centaine de kilomètres, de 107 à 10% atmosphère. Quant à la chromosphère, c'est une immense atmosphère d’ions Ca+ supportés par la pression de radiation sélective, où l'équilibre est un équilibre radiatif monochromatique, et qui s'étend aussi loin qu’il reste dans le rayonnement solaire des radiations H et K non absorbées. Il s’agit 1à bien entendu d’un équilibre statistique : chaque ion Ca s'élève le Iong des rayons solaires au cours des absorptions successives qu’il produit, jusqu’à ce qu’unaccident, produisant la seconde ionisation du calcium, le transforme en union Ca*+ ; ce nouvel ion, n’absorbant plus les raies H et K, n'échappe plus à l’action de la gravitation, il retombe jusqu’à la couche renversante, où il pénètreavecune vitesse considérable, vite amortie d’ailleurs par les chocs qu’il y subit contre les autres atomes.

L'équilibre de l'hydrogène et la turbulence de l’atmo- Sphère solaire. — Ia théorie de l'équilibre radiatif monochromatique explique bien le rôle prépondérant que joue l'ion Ca+ dans le spectre chromosphérique, par le fait que cet ion dans son état normal est süsceptible d’absorber les radiations H et K qui appartiennent à la région la plus intense du spectre contint de la photosphère. Mais elle ne peut pas s'étendre aux autres éléments, pour lesquels les mêmes conditions favorables ne sont pas réalisées.

C’est ainsi que l'atome d'hydrogène ne peut absorber les radiations de la série de Balmer que lorsqu'il se

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trouve amené à un niveau d’excitation déjà élevé (E = 10",2), et qu’à son état normal il ne peut absorber que des raies (série de Lyman) situées dans l’ultraviolet lointain, vers 1000 À. : les radiations d'aussi courtes longueurs d'onde n'existent pas avec une intensité suffisante dans le spectre d’un astre qui n’est, comme le Soleil, qu'à 60000 pour que leur absorption puisse supporter les atomes d'hydrogène qui sont peut-être, comme l’a montré Russell (page 108), 100.000 fois plus nombreux que ceux de calcium. Un atome d'hydrogène excité peut bien s'élever sur les rayons solaires par absorption de la série de Balmer ; mais il doit très vite revenir à l’état normal, et retomber dans la couche renversante.

On peut alors essayer d'admettre que des mouvements tourbillonnaires assurent un brassage constant de la chromosphère, de façon que sa composition soit uniforme, et que la pression de radiation sélective qui s'exerce sur quelques atomes supporte en définitive l’ensemble de tous les atomes. Mais des calculs développés en ce sens par Mac Crea en 1929 montrent que cette pression sélective est insuffisante à supporter la chromosphère entière. On ne voit donc pas aujourd’hui par quel mécanisme elle pourrait se trouver en équilibre, et l’on est conduit à penser qu'elle ne s'y . trouve pas : l'atmosphère solaire doitiomber lentement sur le Soleil, et c'est à ce mouvement de chute que correspondent les courants descendants observés par St John pour toutes les raies de la haute chromosphère (page 130). Si elle existe toujours, c’est qu’il se produit de temps en temps à la surface solaire des accidents locaux où des gaz sont expulsés avec de grandes vitesses : ce sont ces gaz, constituant les protubérances, qui viennent constamment reformet dans ses couches supérieures l'atmosphère solaire.

L'existence de mouvements tourbillonnaires dans