ST

| L'ÉTUDE DE L'ATMOSPHÈRE SOLAIRE

se forme le spectre, d’une fente sélectrice étroite FF’. qui ne laisse passer, parmi les rayons issus de Ia première fente F, que ceux qui correspondent à la radiation choisie. En déplaçant le spectrographe de façon que la première fente F balaye l’image solaire $S, et en déplaçant une plaque photographique P derrière la seconde fente F’, de façon à y juxta- . poser les images des différentes portions du disque recouvertes successivement par la fente F, on obtient l'image monochromatique cherchée ; elle est bien ronde si les déplacements relatifs de la fente F par rapport à l’image S et de la plaque P par rapport à la fente F’ sont dans le rapport des distances focales des deux objectifs L ctoer Dans les premiers appareils, ces déplacements étaient rendus solidaires par un système de leviers. Puis on - a employé des spectrographes donnant, directement où par l’adjonction d’un miroir plan M, üne déviation de 1800 (fig. 35), avec des objectifs L et L identiques : les deux déplacements peuvent alors être réduits à un seul, le déplacement en bloc du spectrographe . et des fentes F et F’ devant une image solaireS et une plaque photographique P À - fixes. C’est le dispositif employé à la de tour solaire d’'Arcetri, où le spectrographe, disposé … verticalement, est constitué par un réseau R à “568 traits par millimètre et deux objectifs L et L' de 13 centimètres d'ouverture et de 4 mètres de distance focale.

NNNANNNENNANNENNANNNRNNNNANNANEEN EN ANENNRNRNERRNNNENENNNNERANSENNNNNNENNNNN SNS

mNr77

é BRUHAT 12

Un tel dispositif a l'inconvénient, pour les spectro-

héliographes à grande dispersion, de donner à la partie mobile un encombrement de plusieurs mètres, et l’on ne peut assurer sa rigidité que par l'emploi d’un bâti très lourd, de plusieurs centaines de kilogrammes. On . réduit au minimum les dimensions et le poids des. parties mobiles en revenant, avec un spectrographe : fixe, aux deux déplacements distincts : c’est la. solution adoptée à Meudon, où le spectrographe. employé est celui que nous avons décrit aux pages 86 . à 80. L'objectif de projection O (fig. 14, page 82, et | fig. 36) qui forme l’image solaire sur la première fente est porté par un chariot qui se déplace horizontalement : un déplacement de 4 centimètres suffit. pour faire traverser la fente par l’image entière, et les miroirs du cœælostat ont des dimensions suffisantes pour que l'objectif ne cesse pas d’être couvert par le faisceau au cours de ce déplacement. En même temps, on déplace la plaque photographique derrière la ‘seconde fente : les mouvements de l'objectif et de la plaque sont commandés par deux moteurs synchrones du type Baudot, par l'intermédiaire de transformateurs de vitesse à démultiplication variable, qui permettent de. rendre leur rapport exactement égal à celui des distances focales des objectifs L et L/. Signalons en passant qu’il faut, pour obtenir des images monochromatiques du Soleil parfaitement circulaires, employer des fentes courbes, aussi bien pour la fente d'entrée que pour celle de sortie.

L'instrument de Meudon (/ig. 17, page 86) peut être employé, soit avec le train de prismes décrit à la page 86, soit avec le réseau décrit à la page 89 : avec un objectif L' ou L,/' (fig. 17) de 3 mètres de distance focale, on obtient dans les deux cas une image monochromatique d'environ 90 millimètres de diamètre : c'est la hauteur. que doit avoir la fente sélectrice. Le réseau est surtout

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employé dans le rouge, et le train de prismes dans le … violet, où il donne, avec la chambre de 3 mètres, une dispersion correspondant à une distance de 19 milli- : mètres entre les raies H et K.

Cette dispersion linéaire, quoique déjà grande, est insuffisante pour certaines recherches ; nous avons vu. qu'elle correspond à une largeur des images mono-. chromatiques d'environ oMM,02 : pour utiliser effectivement le pouvoir de résolution de l'appareil,

Fic. 36

il faudrait employer une fente sélectrice ne dépassant pas cette largeur, ce qui est presque impossible. On transforme alors le spectrographe en un spectrographe à chambre de 7 mètres en substituant à la lentille L' de l'appareil que représente la figure 17 (page 86) un miroir plan M, (fig. 36), qui renvoie les rayons sur un miroir concave M, de 7 mètres de distance focale, au : foyer duquel se trouve en F, une fente sélectrice de 22 centimètres de hauteur : la distance des raies H et K devient de 45 millimètres, la dispersion linéaire devient 0,7 angstrôm par millimètre et la largeur des raies monochromatiques données par une première fente étroite est de oMM,05 environ. En donnant cette largeur à la fente sélectrice, et en prenant une fente d'entrée de oMm,or, l'intervalle des radiations extrêmes que laisse passer la fente F, ne dépasse pas 0,07 angstrôm. Fe

FLE SOLEIL

L'image solaire monochromatique qu’on obtient à la fente F, a plus de 20 centimètres de hauteur, et son enregistrement direct nécessiterait des poses très longues ; on la ramène à des dimensions plus acceptables par un spectrographe de réduction, composé d’un miroir concave collimateur M; de 7 mètres de distance focale, d'un prisme de flint À de 30°, et d’un objectif L., pris parmi une série d'objectifs dont - les distances focales vont de 30 centimètres à 2 mètres : les dimensions de l’image ainsi obtenues derrière la troisième fente F, vont de 9 à 60 millimètres. Cette image est éclairée par toute la lumière monochromatique qui a traversé la fente sélectrice F, : on laisse en effet toujours à la fente F, une largeur de l’ordre d’un millimètre, très supérieure à la largeur de l’image de F,. D'autre part le prisme A, dont les faces ont 14 centimètres de côté, est placé à l'endroit où les miroirs M, et M, donnent une image, ayant environ 8o millimètres de diamètre, du train de prismes P, P, P,, et il ne diaphragme en rien les faisceaux ; son rôle est simplement de disperser la lumière parasite qui a pu traverser la fente F,, de façon que la plus grande partie en soit éliminée par la fente F4. On obtient ainsi, sur la plaque photographique P mobile derrière la fente K,, une image très lumineuse et formée par une radiation monochromatique très pure.

La structure de la vaie K du spectre solaire. — Les spectrohéliographes ont été employés d’ abord à l'isolement des radiations H et K du calcium ionisé : Ces deux raies donnent exactement les mêmes phénomènes, mais la raie H, voisine de la raie He de l'hydrogène, est assez difficile à en isoler : aussi emploie-t-on de préférence la raie K, et c’est toujours de cette dernière que nous parlerons. Elle se présente dans une photographie du spectre solaire comme

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une raie noire très intense et très large (Planche IIT, fig. 1) : la lumière transmise au centre de la raie est seulement de l’ordre de 10 % de l'intensité du spectre continu voisin, et les ailes de la raie, c'està-dire les régions où il y a un affaiblissement mesu-

| KT 2 fecule Âile — Aile 1A

Éclats

Violet <— à —— Spectre visible

Longueurs d'onde >

Éclats

b} disque DCE ER net :

Aile RE E Er Aile K3

Violet =—— ——- Spectre visible

Longueurs d'or de

rable du spectre continu, s'étendent au moins à 15 angstrôms de part et d'autre du centre.

La raie présente un aspect particulièrement remarquable dans le spectre des facules (Planche IIT, /1g. 3) : lorsqu'une facule forme son image sur la fente du spectrographe, la partie correspondante de la raie K paraît présenter en son centre deux vaies brillantes séparées par une raie noire fine, de sorte que la répartition des intensités est représentée par une courbe ayant la forme qu’indique la figure 37 a. Les deux raies brillantes s'appellent les raies K,, et la raie noire centrale la raie K,; les ailes extérieures aux raies brillantes sont les raies K:.

Les raies brillantes K, existent encore dans les | régions non perturbées du disque, et par suite aussi

dans la lumière générale du Soleil : mais elles sont alors à peine visibles. D’après St John, leur éclat ne surpasse que de 2 % celui de la partie voisine des raies K,, et de 8 % celui de la partie la plus sombre de la raie K, (fig. 37 b). Sur les facules au contraire, l'éclat des raies K, est presque égal à celui du spectre continu. La largeur des raies K, et K; est aussi extrêmement variable d’un point à l’autre du disque : sa valeur moyenne est d'environ 0,15 angstrôm pour chacune des trois raies.

Lorsqu'on place la fente du spectrographe suivant un rayon de l’image solaire, de façon qu’elle dépasse le bord de l’astre, on observe que les raies K, s'arrêtent, comme la plupart des raies de Fraunhofer, au bord même du disque défini par la limite du spectre continu. Mais les raies K, et K, se comportent différemment (Planche III, fig. 4) : la raie K,, qui s’élargit sur le disque en s’approchant du bord, s'élève à quelques milliers de kilomètres au-dessus du bord (cf. page 122), en se rétrécissant suivant une forme en fer de lance. Elle est bordée, sur les trois-quarts de sa hauteur, par les composantes K,, par rapport auxquelles elle paraît noire; elle semble ensuite exister seule, et se détache en clair sur le fond noir du champ. Lorsque la fente se trouve sur l’image d’une protubérance, la raie K, se poursuit, seule, sur cette image.

Les aspects ainsi observés au bord ont permis à Deslandres de fixer la signification des diverses composantes. Les larges ailes K,, limitées au bord solaire, sont produites par les vapeurs basses de calcium qui absorbent la lumière pholosphérique. Au-dessus de cette couche basse se trouvent des vapeurs de calcium, brillamment illuminées au-dessus des facules par un mécanisme que nous ne connaissons pas, et que Deslandres suppose être d’origine électrique : c’est

om SAR Fe | L'ÉTUDE DE L'ATMOSPHÈRE SOLAIRE cette couche moyenne qui produit les raies K,, et le fait. que ces raies traversent sans changement d'éclat la limite du spectre continu indique que l'absorption de la lumière photosphérique par la couche basse est complète dans l'intervalle de longueurs d'onde qui leur correspond. Les deux raies K, forment en réalité une seule raie, renversée en son centre par l'absorption par une couche élevée moins chaude et moins dense : c’est la raie d'absorption ainsi produite | par la couche supérieure du calcium qui constitue la yaie K;, et elle apparaît, suivant la règle habituelle, ‘comme une raie d'émission lorsqu'on l’examine à . quelques secondes d’arc en dehors du bord du disque, ou dans une protubérance. ER Les spectrohéliogrammes de la couche moyenne du . calcium. — Dans les premiers spectrohéliographes, Ja dispersion était faible, et la fente sélectrice laissait . passer l’ensemble des raies K, et K, : pour enregistrer les protubérances, dont la lumière ést constituée . uniquement par la raie K;, il fallait employer des poses assez longues, et éviter l’irradiation photographique en cachant l’image du disque par un écran. » Mais leur emploi montra rapidement que les résultats 8 - les plus intéressants sont ceux que fournit la photo- % * graphie de tout le disque solaire, photographie réalisée pour la première fois par Hale en 1892 : la lumière . qui agit effectivement est alors celle qui est transpor- . tée par les raies K,, et l’on observe des plages brillantes Ë à l'endroit où ces raies sont les plus fortes, c’est-à-dire * au-dessus des facules de la surface (Planche IX). - Ces plages faculaires, comme les facules auxquelles : elles correspondent, entourent les taches ; elles . n'apparaissent que dans les zones des taches, et leur “ nombre et leur étendue varient comme ceux des . taches au cours du cycle undécennal. En dehors

de ces plages faculaires, on observe sur tout le disque un réseau serré de petites taches brillantes, qu'on appelle des flocculi ; la largeur des maïlles du réseau de flocculi est de l’ordre de la minute d’arc, et son aspect ne paraît pas changer de façon sensible entre le maximum et le minimum des taches.

Après avoir ainsi enregistré l'image du disque fournie par l’ensemble des trois raies K, et K3 — ce que l’on appelle maintenant l’image K,; — on photographia l’image obtenue en isolant par la fente sélectrice une partie de l’une des aïles de la raie K — ce qu'on appelle l’image K, (Planche VIII). Le réseau de flocculi s’atténue à mesure que l’on écarte la fente sélectrice du centre de la raie ; en même temps les plages faculaires, très importantes sur les images K;,3 où elles recouvrent partiellement les taches, diminuent progressivement d’étendue et d'éclat ; à 6 ou 7 angstrôms du centre de la raie, l’image a pris l’aspect des images directes de la photosphère : il n’y a plus de plages brillantes qu’au bord du disque, et elles y reproduisent exactement les facules de l'observation sans spectroscope.

Il est facile d'interpréter ces variations, en remarquant que les ailes de la raie K sont simplement produites par l’absorption de l'atmosphère solaire, tandis que les raies K, sont dues à une émission localisée dans la couche moyenne de cette atmosphère. Au bord des ailes K,, l'absorption est faible, et l’on voit jusqu'à la photosphère elle-même, de sorte qu'on enregistre l’image de la photosphère avec ses facules, par la partie de son spectre continu que laisse « passer la fente sélectrice (cf. page 196). À mesure que l’on rapproche cette dernière fente du centre, l’absorption augmente, et l’on voit de moins en moins loin dans l’atmosphère solaire ; à 5 ou 6 angstrôms du centre de la raie, apparaît l'émission propre des

vapeurs de calcium de la couche basse ; puis le ni de observation continue à s'élever, et l’on enres l'émission des vapeurs de la couche moyenne lorsqu< est arrivé à la raie K,. La correspondance entre les plages faculaires K, et les facules de la surface montre | que cette émission propre est provoquée par le rayonne- | - mentphotosphérique, et que son intensité va en croissant avec celle de ce rayonnement ; le mécanisme d lillumination est d’ailleurs inconnu : il peut êt suivant Deslandres, d’origine électrique. Quant flocculi, ils doivent sans doute aussi reproduire, les amplifiant, des maxima de rayonnement d ; photosphère trop faibles pour être observés dire: ment : lorsque les images solaires sont exceptio À nellement bonnes, ils paraissent subdivisés en gr : de l’ordre de la seconde d’arc, qui doivent corres- pondre à la granulation photosphérique.

La couche supérieure du calcium. — Au-dessus de 1 couche moyenne produisant les raies K, se trouve ur couche élevée de vapeur de calcium produisant : raie d'absorption K; : il faut, pour enregistrer

__ structure, enregistrer les variations d'intensité de cet 4 raie, et pour cela ne laisser passer dans la feni L- sélectrice du spectrohéliographe que la tale Ke $ l'exclusion des raies K,. Comme la raie K, est étroite,

et que l'intensité lumineuse qu'elle transporte es faible, il faut pour cela un spectrographe à grande dispersion, où la lumière parasite soit parfaitement éliminée : les premières images K,; ont été obtenues par Deslandres en 1908 avec le grand spectrohé liographe à trois fentes et à chambre de 7 mètres d Meudon, avec une fente sélectrice de 0,03 angstrôm. On obtient d’ailleurs, pour le travail courant, di images suffisamment pures avec la chambre d:

3 mètres et une fente de Of,15 : c’est le disposi

LEYSOLEIL ce employé à Meudon pour enregistrer quotidiennement | — sauf mauvais temps — l'aspect de la couche supérieure ; l'obtention de l'image complète ne demande guère, par temps clair, qu’une vingtaine de a minutes.

L'emploi d’une fente fine permet aussi d'obtenir des images K, pures (Planche IX), en plaçant la fente Sur une des raies K, : la différence d'éclat entre les raies K, et K, est telle que cette image K, ne diffère pas de l’image Æ. précédemment décrite. Li image K;, (Planche X) présente également Îa même structure générale ; toutefois les flocons du réseau de flocculi sont plus larges et les plages faculaires plus diffuses, recouvrant entièrement les taches : il semble que le phénomène qui produit l’illumination s’épanouisse à mesure qu'on s'élève dans l’atmosphère solaire. D'autre part les plages faculaires sont souvent entourées de zones légèrement plus sombres que le © fond, que Deslandres appelle des circumfacules : elles correspondent à des régions où la composante K:, généralement étroite sur les facules, est ARR élargie.

Mais les caractères les plus remarquables des images K3 sont l'enregistrement au bord du Soleil des protubérances, dont la lumière est précisément constituée par la raie K,, et la présence sur le disque de longues lignes noires très neltes, sans relation avec les taches, que Deslandres a appelé les filaments. Lorsqu'on suit un

filament sur les épreuves quotidiennes, on constate toujours, au moment où il arrive au bord du disque,

qu'il y apparaît comme une protubérance : les filaments sont des protubérances vues en projection sur le disque, et produisant un assombrissement anormal de la raie K; par l'interposition, à l'extérieur de la chromosphère, d’une épaisseur considérable de vapeur de calcium très peu dense. Les images K, permettent

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donc de suivre les protubérances au couts de toute la rotation solaire, au lieu de ne les observer que sur le contour apparent du Soleil, et c’est pour cette raison qu’on les enregistre quotidiennement à Meudon, de façon à pouvoir dresser, pour chaque rotation solaire, une carte complète des filaments.

L'enregistrement des vitesses radiales. — Te spectroenregistreur des vitesses (page 173) est maintenant réalisé à Meudon avec le même appareil que le spectrohéliographe, en ouvrant à environ un millimètre la fente sélectrice de la chambre de 3 mètres. Pour une position donnée de l’image solaire, on obtient alors sur la plaque une fraction de spectre comprenant les raies K3, K, et le commencement des ailes K,; on voit ainsi (Planche XI) quels sont les élargissements ou les assombrissements de ces raies aux différents points du Soleil dont l’image se forme sur la fente d'entrée. Si les points correspondants de la couche supérieure du calcium sont animés de vitesses suivant la direction d'observation, la raie K, se trouve déplacée par effet Doppler-Fizeau ; les mouvements de | cette couche sont ainsi immédiatement rendus visibles par la sinuosité de la raie K, (fig. 2, Planche XI), et l’on peut mesurer leur vitesse en mesurant les déplacements de la raie par rapport au bord de la fente, dont la position dans l'échelle des longueurs d'onde peut elle-même être déterminée par l'emploi d'un spectre de comparaison fourni par un arc électrique.

Si maintenant on déplace l’image solaire devant la première fente et la plaque derrière la seconde fente de quantités correspondant à la largeur de cette seconde fente, on enregistre à côté du premier un second spectre donné par une nouvelle section de l’image solaire, Ces déplacements sont réalisés automati-

quement, par une modification du dispositif de commande du spectrohéliographe, de façon à inscrire : successivement 90 petits spectres (Planche XI, fig. 1), correspondant à 90 sections différentes du Soleil : les poses ne se font que lorsque le mouvement est arrêté, et la fente est masquée par un obturateur pendant les déplacements.

Les épreuves du spectro-enregistreur montrent que les filaments sont généralement animés de mouvements ascensionnels, dont les vitesses sont de l’ordre de 0,2 à 3 kilomètres par seconde. Mais on observe quelquefois des mouvements beaucoup plus rapides, et certains filaments s'élèvent avec des vitesses de 100 kilomètres par seconde, pour disparaître après: quelques heures : c’est le phénomène des protubérances éruptives du groupe c, de Pettit, qui peut être ainsi observé même lorsque la protubérance ne se trouve pas au bord du Soleil lorsqu'elle s'envole. Il est à noter que le spectro-enregistreur des vitesses permet d’apercevoir des filaments à un instant où ils ne sont plus visibles sur les spectrohéliogrammes : une vitesse de 100 km/sec produit un déplacement de la raie K, de plus d’un angstrôm, qui est tel qu’elle sort entièrement de la fente sélectrice étroite du spectrohéliographe, et que son assombrissement ne peut plus être enregistré par cet appareil.

Sur les plages faculaires, les mouvements de la haute aimosphère de calcium sont en général des mouvements descendants : comme ces plages recouvrent les taches, cette observation est bien en accord avec ce que nous avons dit à la page 164 des mouvements de l'atmosphère solaire au voisinage des taches. Deslandres a également observé un mouvement général descendant sur les parties non perturbées du disque, avec une vitesse voisine de 1 kilomètre par seconde : nous avons déjà signalé ce résultat (page 130), en parfait accord avec celui qu’a

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obtenu St John dans l'étude du déplacement des ” raies solaires par rapport aux raies terrestres.

. On voit que le spectro-enregistreur des vitesses __ fournit un ensemble de résultats extrêmement . important sur la circulation générale etles mouvements accidentels de l’atmosphère solaire. Mais le dépouille- > ment complet de chacune des images qu'il fournit » exigerait des milliers de mesures sur les positions des | raies, ou mieux d’enregistrements microphotométriques de leur position et de leur intensité c'est une étude que les ressources en personnel de l'observatoire de Meudon ne lui permettent malheureusement pas d'entreprendre.

Les spectrohéliogrammes donnés par les raies autres que les raies H et K

L'emploi des raies de l'hydrogène. — Les raies de l'hydrogène ne présentent pas dans le spectre solaire de composantes brillantes analogues aux raies K.. Mais nous savons qu'une raie de Fraunhofer ne paraît noire que par contraste, et elle contient toujours assez de lumière pour permettre une photographie monochromatique du disque solaire, à condition qu'on emploie une fente assez étroite pour ne pas la déborder et un spectrohéliographe assez parfait pour éliminer les lumières parasites. Les premiers spectrohéliogrammes de l'hydrogène ont été pris en 1903 par Hale avec les raies Hg, Hy, Ho: ils ont surtout montré un yéseau de plages faculaires et de floccuh sombres, analogue, dans sa forme générale, au réseau brillant des images K,, mais en formant le contre-type. Les progrès de la sensibilisation au rouge des plaques photographiques permirent à Hale en 1908 d'obtenir

des spectrohéliogrammes avec la raie Hx : ces images, caractérisées aussi par un réseau de flocculi sombres, se montrèrent très riches en fins détails : en particulier on y discerne, autour des taches, un groupement des flocculi dessinant des .tourbillons (cf. page 162) que Hale a appelé les Solar Vortices (Planche XII, fig. 1). D'autre part si les masses d'hydrogène s’y reconnaissent en général par le renforcement de leur absorption, certaines au contraire apparaissent exceptionnellement brillantes (Planche XII, fig. 2). Les spectrohéliogrammes de Hale étaient obtenus

Éclats

res SERRE GUEST > Longueurs d'onde DE A ; FIG 38

avec une fente large au moins d’un angstrôm, isolant la raie entière. L'emploi du spectrohéliographe à trois fentes de Meudon, avec le réseau et la chambre de 7 mètres, permit en 1909 à Deslandres et d’Azambuja d'utiliser une fente sélectrice de 04,15 et de séparer les effets des différentes parties de 1a raie. La répartition des intensités dans la raie H« est représentée par la courbe de la figure 38 : au centre de la raie l'intensité est de l’ordre de 20 à 30 % de celle du spectre continu, et elle varie peu sur une largeur de l’ordre de 04,8 :! puis l'intensité augmente brusquement lorsque la distance au centre passe de 04,4 à o4,7, et enfin la raie se termine par des ailes très larges et très peu marquées. Au bord du Soleil, la raie Hx présente le même |

L'ÉTUDE DE L'ATMOSPHÈRE SOLAIRE

aspect que la raie K : une composante centrale, qu’on. appelle Hx,, ayant, comme K,, une forme en fer de lance, s'élève à une hauteur de l’ordre de 7000 km et est bordée aux trois-quarts de sa hauteur par deux composantes plus brillantes, que l’on appelle Ho,. La largeur dela raie Hz, est de l’ordre de 1,2 angstrôm, de sorte que les composantes Hx,en se prolongeant sur

le disque se trouveraient sur les ailes peu absorbantes :

on s'explique ainsi qu’elles n’y soient pas visibles,

parce qu’elles ne se détachent pas sur un fond noir comme les composantes K,, beaucoup plus voisines | du centre de la raie d'absorption. L'aspect au bord de

la raie Hx n’en montre pas moins nettement qu'il

convient d'y distinguer trois régions, analogues aux. régions K,, K», Ka, dont l'emploi successif au spectro- …

héliographe donne des images correspondant à des. 2

niveaux de plus en plus élevés de l'atmosphère solaire.

Les trois couches de l'hydrogène. — Un spectrohéliogramme pris avec une fente étroite située tout. entière sur l'aile de la raie Hx ne présente pas un aspect différent de celui des photographies directes du Soleil. Les caractères particuliers n'apparaissent nettement, avec une fente de oÂ,15, que lorsqu'elle est à o4,50 du centre, c’est-à-dire aux lisières de Ia raie noire du disque, à l'emplacement où l’on observe au bord les composantes brillantes ; Îa structure (Planche XIII) obtenue alors, correspondant à ce que l’on appelle la couche basse de l'hydrogène, est caractérisée par les plages et flocculi sombres, contresype de ceux du calcium. L/assombrissement de ces plages, marqué dans leur spectre par un élargissement de la raie noire centrale, qui déborde de ses lisières usuelles et envahit la fente sélectrice entière au lieu

de paraître s'arrêter en son milieu, est dû sans

doute à une augmentation de la pression ou de

la densité des masses absorbantes d’hydrogène.

Lorsque la fente est à 04, 25 du centre, on obtient l'image de la couche moyenne, dont la caractéristique est une granulation qui rappelle la granulation pholosphérique, mais dont les grains sont en moyenne plus gros, les plus petits ayant des dimensions de l’ordre de deux secondes d'arc; c’est dans cette image que les solar vortices sont les plus marqués (Planche XII). Les flocculi sombres de la couche basse ont disparu, et l’on commence à apercevoir, avec des contrastes assez peu marqués, les plages brillantes et les filaments noirs de l’image de la couche supérieure, :

Cette dernière image s'obtient en plaçant la fente sélectrice au milieu même de la raie noire Ha, : la granulation n’y est plus qu’à peine visible, les solar vortices sont très peu marqués, et l'aspect général de l’image (planche XIV) est érès voisin de celui de l’image K,. Les protubérances du bord et les filaments noirs sur le disque y apparaissent avec netteté, et l’on y retrouve des plages faculaires brillantes occupant les mêmes positions que celles du calcium, mais beaucoup plus réduites en étendue : elles doivent, comme celles du calcium ionisé, reproduire les variations du rayonnement de la surface.

La structure particulière de l’image de la couche moyenne, qui est caractérisée par la granulation et les solar vorlices et qui n'apparaît que quand les plages faculaires disparaissent, ne paraît au contraire pas pouvoir être reliée aux détails de la surface ; elle dont réellement représenter l’état de l'hydrogène aw mveau où elle se produit (cf. page 197).

Le spectrohélioscope. — Torsque Janssen indiquait en 1869 le principe de l’appareil qui est devenu le spectrohéliographe, il avait en vue l'observation

L'ÉTUDE DE L'ATMOSPHÈRE SOLAIRE

visuelle des protubérances à l’aide de la raie Ha, et il pensait que l’on pourrait réaliser un déplacement du spectroscope assez rapide pour que l’œil reconstitue de lui-même l’image de la protubérance balayée par la fente. L'observation visuelle présente sur l’observation photographique l'avantage de pouvoir être

continue, et de ne pas obliger à de longues mani-. pulations avant que l’on sache s’il y a sur le Koleil un objet intéressant à surveiller : c’est pourquoi Hale reprit en 1923 l’idée primitive de Janssen, et construisit le specirohélioscope.

. L'organe essentiel du spectrohélioscope installé par Hale à Pasadena est un spectrographe dont l'organe dispersif est un réseau plan R et dont les objectifs sont deux miroirs concaves M,, M, de 4 mètres de distance focale (fig. 30) ; la fente sélectrice F’ est placée dans le prolongement de la fente d'entrée F, et les deux fentes sont portées par une même pièce métallique PP, susceptible d’osciller autour de l’axe O par rapport auquel elles sont symétriques l’une de l’autre. La fente F' reste toujours, dans ce mouvement, l’image monochromatique de la fente F : grâce à la persistance des impressions visuelles, la lumière qu’elle laisse passer reconstitue pour l’œil, qui l’examine avec l’oculaire I, l'image monochromatique de la partie de l’image solaire $ que balaye la fente F. Le mouvement d’oscillation

BRUHAT 13

de la pièce PP, dont l’amplitude totale est d'environ 6 millimètres, est commandé par un moteur électrique, et on lui donne la fréquence nécessaire pour faire disparaître le papillotage de l’image. Les fentes ont une largeur d’un dixième de millimètre, et isolent une bande spectrale d'environ 0,4 angstrôm : l’image

ce obtenue au centre de la raie Ha montre alors nette-

ment les filaments et les solar vortices.

Lorsqu'un filament est animé d’une vitesse consi-

à dérable, la raie d'absorption qu'il produit est for-

tement déplacée par effet Doppler-Fizeau, et sort

de la seconde fente pour une vitesse de l’ordre de 30 kilomètres par seconde : le filament n’est plus visible. Hale le rend à nouveau visible en ramenant la raie sur {a seconde fente par l’interposition d’une

lame à faces parallèles D, qui produit un déplacement

du spectre dans son plan ; ce déplacement est facilement calculable en fonction de l’inclinaison de la lame D

sur le faisceau ; la mesure de l’inclinaison qui ramène

le filament à sa visibilité maximum permet ainsi

de calculer la vitesse du filament, de sorte que le spec-

trohélioscope peut fournir les mêmes renseignements que le spectro-enregistreur de vitesses de Deslandres.

Hale à étudié un certain nombre d’éruptions d'hydrogène, qui se produisaient généralement au voisinage de taches actives. Les masses brillantes

d'hydrogène se trouvent généralement en plaçant

la seconde fente du côté violet de Hx : elles correspondent donc à des gaz en mouvement ascendant rapide,

illuminés probablement par de puissantes décharges électriques. Les filaments noirs s’observent au

contraire du côté rouge de Hu, et sont produits par

l'absorption de masses d'hydrogène descendantes. Ta figure 40 représente, à titre d'exemple, un filament observé le 15 août 1926 : les trois parties A, B, C du filament étaient séparément visibles pour des incli-

L'ÉTUDE DE L'ATMOSPHÈRE SOLAIRE

naïsons différentes de la lame D, les vitesses avec lesquelles elles s’éloignaient de l'observateur étant respectivement de 22, 45 et 50 kilomètres. L'hydrogène constituant le filament tombait donc, d’un mouvement accéléré de À en C, dans le tourbillon de la tache, et ce filament était la trace d’une protubérance appartenant au groupe a de Pettit (page 176).

Spectrohéliogrammes de raies de la couche renversante. — En dehors des raies chromosphériques du calcium et de l'hydrogène, un certain nombre de raies métalliques ont été employées pour l’obtention de spectrohéliogrammes : les premiers A essais sont ceux qui ont été faits par N Deslandres en 1894 et par Hale et 48 Elierman en 1903. Mais la plupart des spec- € trohéliogrammes anciens ont été obtenus avec des dispersions insuffisantes, de sorte que l’image est due surtout aux ailes Fie. 40 de la raie, et n’est guère, comme nous l'avons vu à propos de la raie K, (page 184), qu’une image de la surface ; ce n’est qu'en 1907 que Deslandres et d’Azambuja obtinrent des images vraiment caractéristiques des. raies du fer 4046 et 4384, et c'est seulement en 1927-1928 que d’Azambuja a pu étudier complètement au spectrohéliographe à trois fentes de Meudon une douzaine de raies dont la hauteur dans le spectre éclair de Mitchell varie de 500 à 7000 kilomètres. Nous ne parlerons ici que de ces dernières recherches, faites avec une fente sélectrice de l’ordre de 4 à 5 centièmes d’angstrôm, et nous n’en donnerons guère que les résultats les plus nets, obtenus par l’emploi de raies à ailes fortes, comme les raies 4046 et 4384 du fer, ou 3838 et 5184 du magnésium, dans lesquelles l’absorption est encore notable à un angstrôm du centre de la raie.

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Lorsque la fente sélectrice se trouve à l'extrémité de l’aile, le spectrohéliogramme est identique à une image directe du Soleil ; à mesure qu’on la rapproche du centre de la raie, on voit apparaître des plages faculaires et des flocculi analogues à ceux de l’image K, du calcium, puis, après un maximum de visibilité,

plages et flocculi brillants disparaissent presque

complètement lorsqu'on arrive à la lisière qui sépare la raie de ses aïles. On interprète ces résultats en remarquant que, à mesure que l’absorption croît, on voit de moins en moins loin dans l’atmosphère solaire ; le niveau d'observation, qui part de la photosphère, s'élève progressivement, et les facules doivent présenter un maximum de visibilité au moment où il coïncide avec le leur. Aïnsi les plages brillantes oblenues avec les ailes ne sont autre chose que les facules vues par transparence et enregistrées à l’aide de leur spectre continu ; la nature de la vapeur absorbante ne joue aucun rôle dans ces spectrohéliogrammes, comme le montre le fait que l'apparition des plages brillantes se produit toujours, aussi bien pour les raies de la couche renversante que pour la raie K,, pour un même contraste de l'aile par rapport au spectre continu, contraste correspondant à une absorption d’environ 30 %.

Les plages faculaires et les flocculi brillants réapparaissent lorsque la fente sélectrice est placée au centre de la raie, c’est-à-dire lorsqu'on observe la couche la plus haute de la vapeur métallique. Ils ne peuvent plus alors être produits par un simple phénomène d’absorp-

tion, et ils doivent correspondre, comme dans le cas.

des images K, et Hu, à wn renforcement de l'émission provoqué par le rayonnement des parties les plus actives de la photosphère.

L'image centrale présente, en même temps que les plages faculaires, une faible granulation qui devient très marquée au moment où les plages dis-

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paraissent, c’est-à-dire lorsque l'on place la. fente sélectrice à la lisière qui sépare la raie médiane de . l'aile. Cette granulation se distingue nettement de {a granulation photosphérique, ses grains, d’un diamètre ‘apparent moyen de 5 à 10 secondes, étant beaucoup plus gros ; elle ressemble au contraire beaucoup à la granulation observée aux lisières de la raie Ho, et elle n’en diffère que par l’absence des solar vortices, qui se produisent sans doute à un niveau supérieur à celui qu'atteignent les raies étudiées.

Cette granulation, qui ne correspond à aucun détail de la photosphère, doit nous révéler la structure propre de la couche renversante : des comparaisons faites entre des images simultanées de la raie 4227 du calcium neutre et de l’une ou l’autre des deux raies 4202 et 4384 du fer ont montré que la distribution et la forme des grains étaient les mêmes pour ces deux éléments, de sorte que l’on peut penser que l’on a effectivement . enregistré dans les images aux lisières la forme des

… courants de convection de la couche renversante.

L'aspect granulaire peut alors s’interpréter en supposant que ces courants dessinent des cellulestourbillons, analogues à celles que Bénard a obtenues dans une couche mince de liquide chauffée par le bas et refroidie par le haut ; leur localisation apparente aux lisières tient à ce qu’ils ne sont visibles que lorsque la lumière photosphérique est complètement supprimée par l'absorption et lorsqu'ils ne sont pas masqués par les renforcements d'émission provoqués par le rayonnement des facules : c’est l’importance exceptionnelle de ces renforcements dans le cas du calcium ionisé qui fait qu'aucun des spectrohélio-

grammes obtenus avec la raie K ne montre la structure granulaire.

Signalons enfin qu'avec deux raies, les raies 4202 du fer et 4078 du strontium ionisé, les images aux

lisières présentent des plages sombres analogues à celles que l’on obtient aux lisières de la raie Ha : d'Azambuja les interprète de la même façon (cf. page 191), et remarque à l'appui de cette interprétation que les raies qui les présentent sont précisément celles pour lesquelles la lisière semble séparer une partie médiane et une aïle d’intensités très différentes.

Conclusion. — On voit quelle est l'importance des résultats déjà acquis par l’emploi de l'instrument dû à Hale et à Deslandres, sous ses trois formes, spectrohéliographe, spectro-enregistreur des vitesses, spectrohélioscope. I1 permet l'étude permanente des protubérances et de la chromosphère, aussi bien sur le disque qu’au bord du Soleil, l'enregistrement des facules et de leur action sur le rayonnement chromosphérique, la distinction des différents niveaux de l’atmosphère solaire et de leurs structures particulières.

Le développement des études spectrohéliographiques, la multiplication des mesures de vitesses, leur application à des raies des niveaux les plus bas nous donneront sans doute un jour une connaissance assez complète des mouvements de l’atmosphère solaire : c'est là un résultat d'autant plus important à poursuivre que les études théoriques sur l’équilibre de cette atmosphère n’ont guère abouti jusqu'ici (cf. page 141) qu'à montrer l'impossibilité de cet équilibre en dehors de l’existence d’un régime permanent de tourbillons.