L'ÉTUDE SPECTROHÉLIOGRAPHIQUE DE L'ATMOSPHÈRE SOLAIRE

Etude des protubérances

% Etude visuelle des protubérances. — Nous avons déjà dit (page 112) ce qu’étaient les profubérances (PlancheV) … et comment on peut, à toute époque, observer leur spectre, en plaçant la fente F du spectroscope tan-

gentiellement au bord solaire (fig. 31) : la partie AB. de la fente éclairée par la protubérance donne une série d'images brillantes monochromatiques distinctes ab, a'b'. correspondant aux diverses radiations

sh pour une étude systématique des ee | par l'observation de l’image rouge donnée par la raie Hx de l’hydrogène.

L'étude de Secchi montra tout de suite que les rotubérances, contrairement aux taches, peuvent se trouver à toutes les latitudes, de l'équateur au pôle, et qu ‘elles sont extrèmement nombreuses : il en

présenter des formes très variables, ressemblant à à des uages, à des panaches de fumée, à des arborescences, à des éclaboussures. Mais la principale distinction qu'il établit est la distinction entre Pr quies- Pr centes et protubérances éruptives.

Les protubérances quiescentes sont des DrOibE nel ont la forme et la position ne se modifient que très

jours, et même quelquefois pendant une ou deux révolutions solaires. Leur base est très large, pouvant ‘atteindre plusieurs centaines de mille kilomètres, et . leur hauteur est assez faible : un tiers d’entre elles seulement atteint 40”, soit 28.000 kilomètres, et un quart s'élève au-dessus de 1!, soit 43.000 kilomètres. 0

Les protubérances éruptives sont au contraire étroites à la base, et s'élèvent rapidement, avec des vitesses de 100, 200, et même 400 kilomètres par " seconde, jusqu’à des hauteurs qui sont normalement de 100.000 kilomètres, et atteignent souvent 300 et 400.000 kilomètres ; une protubérance photographiée le 19 novembre 1928 à l'observatoire de Kodaïkanal a même atteint une hauteur de 900.000 kilomètres, très supérieure au rayon du Soleil. Le spectre des protubérances éruptives contient souvent des raies métalliques ; on a même observé lors de certaines : éclipses des protubérances qui paraissaient blanches, . se au lieu d’avoir la couleur rose habituelle, et deux observations de Deslandres, en 1802 et en 1905,

premières photographies de protubérances en dehors Le des éclipses ont été obtenues par Hale en 1891, par M. le procédé de la fente large, avec les raies H et K du calcium : ces deux raies sont les plus avantageuses, parce qu’elles se trouvent dans la région du spectre où la plaque photographique a le plus de sensibilité, et parce que les raies noires qu’elles donnent dans le spectre normal du Soleil sont tellement larges qu'il leur correspond, même avec une fente large, unes région sombre dans le spectre continu de la lumière diffusée. Mais la photographie permet d'obtenir une 3 élimination plus parfaite de la lumière diffusée en …

nte. étroite, et eu juxta-

açant le spectrographe devant l’image solaire, et déplaçant en même temps de quantités égales la ; plaque photographique par rapport au spectrographe, car l'image monochromatique de la fente est fixe par rapport au système dispersif ; c’est cette fixité de l’image qui permet, en l’encadrant dans une seconde fente fixe, aussi étroite que la première, d’éliminer parfaitement la lumière diffusée. Cette méthode d’obtention de l’image d’une pro-

"+ tubérance par le procédé de e étroite avait été indiquée par Janssen dès 1869 age 192), mais c’est l'emploi de la photographie i en à permis la réalisation, faite simultanément

; le premier utilisait des mouvements , le second des mouvements discontinus, TS appareils sont le specérohéliographe et le nregistreur des vitesses que nous étudierons à l’heure.

l'heure actuelle, les protubérances sont enretrées en même temps que la surface même du lisque, sur les spectrohéliogrammes que prennent jour différents observatoires. Les Planches VI : reproduisent des photographies obtenues à Meudon des protubérances du 14 mai 1925 et du

un 1925 : la première s’est élevée en quelques

L'ÉTUDE DE L'ATMOSPHÈRE SOLAIRE

heures à 695.000 kilomètres, et la vitesse du sommet à. atteint 122 kilomètres par seconde; la seconde a. atteint 420.000 kilomètres, et avait la forme d’une arche lumineuse, de sorte que les vapeurs de calcium. semblaient rentrer dans la chromosphère après avoir décrit l’arc entier de la protubérance.

Vitesse et constitution des protubérances. — Nous avons dit que les mouvements d’ascension des protubérances éruptives sont extrêmement rapides, avec des vitesses de 100 kilomètres par seconde ;° on observe aussi quelquefois des mouvements hori- … zontaux du même ordre dans le plan du contour apparent du Soleil.

Quant aux mouvements suivant la direction d'observation, ïils sont donnés par le spectro-enregistreur des vitesses (page 187); un des éléments de l’image donnée par cet appareil est en somme un fragment de spectre entourant la raie brillante fine donnée par la partie dela protubérance qui couvre la fente étroite du spectrographe, et les vitesses de ses différents points suivant la direction d'observation se traduisent, pat effet Doppler-Fizeau, par des déplacements de cette raie, une vitesse de 100 km/sec correspondant à an déplacement de 1,3 angstrôm. De tels déplacements ont effectivement été quelquefois observés sur les clichés du spectro-enregistreur des vitesses (Planche XI); onaen particulier observé à diverses reprises des raies sinteuses (fig. 34), indiquant que les vitesses aux points a, b, c, d sont alternativement dirigées vers l'avant et vers l'arrière du plan du contour apparent, autrement dit que la matière s'élève en décrivant une hélice dont le pas et le diamètre seraient tous

de l’ordre d’une dizaine de secondes (7000 km). | Par quelles forces sont produits ces mouvements des, qui vont généralement en s ’accélérant, de

el de penser à la pression de radiation sélective, oue, comme nous l'avons vu, un rôle important

équilibre de la chromosphère : tandis que

de re par une augmentation Ro et locale de l'éclat de la photosphère.

solaire. Mais il est bien difficile d'admettre que les ouvernents des condensations et des banderoles ue l'on distingue très nettement dans certaines otubérances ne sont pas des mouvements réels de matière, et ces mouvements n’ont d’ailleurs peutre pas la même origine dans tous les cas : s’il existe es protubérances qui semblent s'envoler en dehors e l'atmosphère solaire, il en existe d’autres où les deroles semblent rentrer dans des taches solaires se diriger vers des centres d'attraction, comme

nces A MR par Mitchell en même temps.

que le spectre-éclair ; le calcium paraît spSeneEs

L'ÉTUDE DE L'ATMOSPHÈRE SOLAIRE

s'élever plus haut que l’hydrogène, mais nous ne savons pas s’il s'agit là d’une différence réelle dans la répartition des vapeurs, où d’une différence dans leurs conditions d’illumination.

Distribution et classification des protubérances. — Les variations du nombre moyen de protubérances, comme aussi les variations de la surface couverte par les facules, suivent assez exactement les variations périodiques du nombre des taches, de sorte qu’il n’est pas douteux que les nombres relatifs de Wolf représentent bien l’ensemble de l’activité du Soleil. Mais la répartition en latitude des protubérances est différente de celle des taches : cette répartition présente bien, entre 200 et 40° de latitude héliographique, un maximum qui suit le même sort que celui qui correspond aux taches, disparaissant au moment du minimum des taches, puis reparaissant vers 30 ou 409 pour descendre progressivement vers l'équateur au cours du cycle undécennal. Mais il existe dans chaque hémisphère solaire un second maximum à une latitude plus élevée que celle des taches ; il semble se former vers la letitude de 400 à la fin d’un cycle undécennal, et gagner progressivement les régions polaires, pour y disparaître au moment du maximum des taches du cycle suivant. Il est d’ailleurs probable que les deux maxima de la répartition en latitude correspondent à des types de protubérances différents, l’un associé aux taches, l’autre réparti sur toute la surface du Soleil, y compris les régions polaires.

Nous ne savons pas plus interpréter ces lois de répartition que nous ne savons interpréter les mouvements observés dans les protubérances ; les difficultés rencontrées semblent indiquer qu’il y a des protubérances de types très différents, produites

par des causes différentes, et il serait essentiel d’en posséder une bonne classification. Nous ne ferons qu'indiquer ici les principaux types qu'a distingués Pettit, dans un travail, paru en 1025, qui résume l'étude d’un grand nombre de spectrohéliogrammes ; ce sont :

a) Les protubérances en forme d'éclaboussures, toujours associées à une tache active, et dessinant, à partir de cette tache, les lignes de force d’un pôle d’aimant (cf. fig. 25, page 159); le mouvement de la matière s’y fait toujours vers la tache, comme le mouvement des couches hautes de la chromosphère manifesté par l'effet Evershed.

b) Les protubérances en spirales, formées par les filets lumineux en hélice signalés par Deslandres leur hauteur est de 1 à 2 minutes, leur diamètre de 10 à 15 secondes.

c) Les protubérances éruptives, elles-mêmes divisées en deux groupes, le groupe c, formé par des jets de vapeurs métalliques au voisinage des taches, le groupe &, sans relation avec les taches, formé par les protubérances qui, après une longue période de calme, s’envolent et disparaissent rapidement, et par les protubérances à mouvements latéraux où la matière lumineuse semble rentrer dans la chromos phère après avoir décrit à l'extérieur un arc plus où moins étendu.

Les spectrohéliogrammes donnés par les raies H et K

Le spectrohéliographe. — On peut dire que le spectrohéliographe, dont nous avons déjà indiqué le principe à la page 172, est wn instrument destiné à fournir une image monochromatique du Soleil : l'organe essentiel en est un spectrographe, muni, à l'endroit où