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date de la tache, dont la longueur donne son diamètre, et dont l’ordonnée moyenne donnela latitude du "4

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: Ja photosphère comme les tourbillons qui se prouisent dans une rivière y creusent la surface de l'eau. ans cette théorie, l'ombre de la tache doit être une . dépression de la surface solaire, et la pénombre est ” Ja surface oblique qui raccorde le fond de la dépression niveau normal. C'est bien cette disposition qui emble résulter d'observations faites par Wilson à lascow en 1774 : lorsqu'une tache arrive au bord 1 Soleil, les parties Ouest et Est de sa pénombre subissent en apparence des modifications dissymé- +triques, qui sont celles que l’on peut prévoir en echerchant quel est l'aspect en perspective d'une cavité dans une surface vue tangentiellement. Depuis que l’on sait photographier le Soleil, la réalité du phénomène de Wilson a fait l’objet de 2 nombreuses discussions. Tandis que Wilson donnait pour la cavité des profondeurs allant jusqu’à 3000 kiïlomètres, Chevalier (ro19) indique qu’elle dépasse arement 700 kilomètres, et certains astronomes prétendent qu’elle est à peine de 50 kilomètres ; d’autres au contraire ont obtenu des photographies le taches au bord du Soleil apparaissant comme une échancrure très nette du limbe, ce qui correspond certainement à une profondeur de plus de 1000 kilomètres. Sans doute n’y a-t-il pas de règle générale, et existe-t-il, à côté de la majorité des taches qui sont de réelles cavités, de profondeur très variable d’ailleurs, quelques taches de niveau plus élevé. Il semble toutefois probable que l’ombre est toujours us basse que la pénombre, et nous rappellerons d'autre part qu'il n’est pas douteux que Îles facules | ui entourent la tache (page 62) sont à un niveau plus kr élevé que la photosphère. É |

LES TACHES DU SOLEIL

Étude spectroscopique des taches

Le spectre continu des taches. — Il est facile de photographier le spectre de la lumière -émise par l'ombre d’une tache, lorsqu'on dispose d’une grande image du Soleil comme celles que donnent les tours * solaires du Mont-Wilson, en amenant l’image de la | tache sur la fente du spectrographe ; il suffit d’éviter la diffusion et l’irradiation en limitant la hauteur de la fente par un diaphragme qui ne laisse passer que l’image de l'ombre. On peut ensuite, en utilisant les autres parties de la fente; photogra- | phier comme spectre de comparaison le spectre de Îa photosphère : il faut alors, pour obtenir un spectre d'intensité comparable à celle du précédent, poser environ 6 fois moins longtemps.

Les spectrogrammes ainsi obtenus permettent d'évaluer, par des mesures de noircissement faites dans les intervalles qui séparent les raies de Fraunhoîer, - le rapport de l’éclat de l'ombre à celui de la photosphère - pour les différentes radiations : ce rapport croît régulièrement depuis l’ultra-violet, pour lequel ïl » n’est que 0,27, jusqu’à l’infra-rouge, où il atteint 0,80. … Il y a ainsi dans les taches un affaiblissement d'autant . plus fort que la longueur d’onde est plus petite : : c'est l'effet que produit sur le spectre du corps now (page 47) un abaissement de température. Tandis que le spectre continu de ia photosphère correspond à celui du corps noir à 60000, celui des taches ne cor-

respond plus qu'à une température de 4750.

Le spectre de Fraunhofer et l'existence de composés dans les taches. — L/'éclat des taches observées directement est encore diminué, par rapport à celui de la photosphère, par une augmentation de l'absorption

que traduit l'existence des raies de Fraunhofer. Lorsqu'on compare les deux spectres, comme on peut: le faire sur la figure 2 de Îa Planche IV, dont les parties médianes donnent le spectre d’une tache, tandis que les parties supérieure et inférieure donnenti le spectre des parties voisines de la photosphère, on! voit immédiatement que le spectre des taches, se distingue par l’apparition de nombreuses raies noires: nouvelles et par l'augmentation de l'intensité d'uns grand nombre de raies ; il existe d’ailleurs des raies," moins nombreuses, qui sont affaiblies, et d'autre parts beaucoup apparaissent élargies où même doublées.M Nous allons, dans ce paragraphe et dans les suivants,“ examiner l’une après l’autre ces diverses modifications.“

La plupart des raies qui se trouvent dans le spectre” des taches sans exister dans le spectre normal du Soleil sont des raies appartenant à des spectres de bandes, et produites par conséquent par des groupements d’atomes (page 100). Les premières de ces bandes qui ont été identifiées sont des bandes dans l'extrême-rouge dues à l’oxyde de titane : la figure 3% de la Planche IV montre la juxtaposition du spectre des taches (en positif) et des bandes de l’oxyde de titane” produites dans l’arc (en négatif) ; l'identification est assurée à la fois par la coïncidence des têtes de bandes et par la coïncidence des raies en lesquelles les bandes sont résolues, ces dernières coïncidences portant sur environ 5.000 raies. De même, on a identifié les bandes de l’hydrure de calcium par environ 600 raies, celles de l’hydrure de magnésium par 500 raies, celles de l'acide borique par une trentaine de raies.

L'existence de ces composés, qui sont normalement dissociés à la température de la couche renversante, indique que cette couche se trouve, au-dessus des taches, à une température moins élevée que sa température normale : le refroidissement de la photosphère que |

traduit l’affaiblissement du spectre continu s’accom pagne d’un refroidissement des parties basses de l'atmosphère solaire en contact avec elle. À

Le spectre des taches et la théorie de l’ionisation. — Les photographies comparatives du spectre des taches et du spectre normal du Soleil faites au Mont-Wilson … de 1906 à 1909 ont montré que la grande majorité des à raies — 71 % pour le fer, 91 % pour le titane, 88 % a pour le chrome — a son intensité modifiée lorsque lon … passe de l’un à l’autre. À l’époque où cette investigation du spectre des taches fut entreprise, la classification # des raies était beaucoup moins avancée qu’ aujour An d'hui : Adams ne compta parmi les raies mesurées que s 144 raies d’étincelle, mais il remarqua que 130 de ces | raies étaient affaiblies dans le spectre des taches, et4 qu'aucune n’était renforcée ; il en déduisit que les variations que l’on observe quand on passe du spectre normal au spectre des taches sont dues uniquement à une diminution de l'excitation, c’est-à-dire à un abaïissement de la température de la couche renversante, de même d’ailleurs que les modifications . qu’on observe quand on passe du spectre du Soleil au Ë :