CHAPITRE VIII

LA COURONNE

L'aspect général de la couronne

* L'observation de la couronne. — Nous avons dé dit que, lors d’une éclipse -totale, le Soleil paraît ‘entouré d’une immense luminosité blanche qu'on appelle la couronne. La couronne a sans doute di j

été observée par les anciens, et elle a été décrite par Kepler à à l’éclipse de 1605 et par Cassini à celle de 1706 “ mais on croyait alors qu'il s'agissait d’un phénom produit par l’atmosphère terrestre, et ce n’est guè qu'après les observations faites par Baïly et. Arago à l’éclipse de 1842 que l’on pensa qu’il s’agi sa. réellement d’une luminosité liée au Soleil. La couronne fut photographiée pour la première fois à l'éclip de 1860, et depuis cette époque, elle a été étudiée visuellement, photographiquement, et spectrosco- | piquement à peu près à chaque éclipse totale. Malheureusement, comme nous le verrons tout : l’heure, la couronne n’est pas visible en dehors des | éclipses totales, c’est-à-dire qu’ on ne peut l’ pete

d’expéditions souvent longues et toujours coûteuses "M On comprend ainsi que nos connaissances sur la cou-

LE SOLEIL nee \

ronne ne progressent que très lentement : il faut, pour juger de l'importance des résultats acquis, penser qu'us ont élé obtenus par des observations … dont la durée totale ne représente sans doute pas deux heures. Signalons pourtant dès maintenant que Lyot a montré récemment (1930) qu’il est possible de réaliser en dehors des éclipses certaines obser- vations sur son rayonnement (pages 208 et 211) : on peut donc espérer que nos connaissances sur la couronne progresseront plus rapidement dans l’avenir. La faible durée de la totalité d’une éclipse ne permet pas de voir et de dessiner exactement tous les détails de la couronne, de sorte que le seul procédé d'étude possible est la photographie. Les meilleures photographies s’obtiennent avec une chambre dirigée directement vers le Soleil : les appareïls sont en effet exposés avant l’éclipse au rayonnement solaire, et l’on a toujours à craindre, dans l'emploi d’un cœlostat, des déformations de l’image dues à l’échauffement du miroir ou à des courants d’air s’élevant au-dessus ! du sol. On a pourtant utilisé aussi des chambres horizontales recevant les rayons d’un cœlostat, lorsqu'on voulait obtenir des images à grande échelle par l'emploi d'objectifs à longs foyers : on a employé jusqu’à un objectif de 40 mètres de distance focale. De telles chambres sont d’ailleurs peu lumineuses, et ne peuvent guère être employées que pour photographier les parties intérieures de la couronne : les parties extérieures, beaucoup moins brillantes, doivent être photographiées avec des objectifs à distance focale moyenne et à grande ouverture : elles semblent s'étendre d'autant plus loin que l'objectif est plus lumineux et la pose plus longue.

En fait, la grande différence d'éclat entre les diverses parties de la couronne empêche toujours qu’on puisse l'étudier toute entière sur un même cliché : pour obtenir

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LA COURONNE

une image de la couronne intérieure permettant ‘étude des détails, il faut une pose courte ; ces détails disparaissent par surexposition et irradiation pour les poses longues qui donnent l’image de la couronne extérieure. Il faut d’ailleurs, pour obtenir cette dernière image sans être gêné par la lumière de la couronne intérieure, employer des plaques anti-halos, et, pour distinguer le plus de détails possible, développer les plaques avec un révélateur très lent, tel que le pyrogallol, qui affaiblit les contrastes.

La forme de là couronne et ses mouvements internes. — Nous possédons depuis 1869 une série assez importante de photographies de la couronne : elles montrent de façon très nette que sa forme dépend essentiellement de la phase du cycle undécennal de l'activité solaire à laquelle se produit l’échpse.

Aux époques de maxima des taches (éclipses de 1871, 1882.., 1027), la couronne est sensiblement circulaire, et présente l’aspect d’un gigantesque dahlia (Janssen), où d’une auréole avec des rayons proéminents dans de nombreuses directions irrégulièrement réparties (Planche XV). Aux époques de minima des taches (éclipses de 1878, 1889, 1900, 1922), elle est moins étendue (Planche XVI), sauf dans le plan de l'équateur solaire où elle présente de très longues banderoles ; leur éclat va en décroissant à mesure qu’on s'éloigne du Soleil, et l’œil peut les suivre jusqu’à ce qu’elles se perdent dans la lumière diffusée par le ciel : Langley, observant l’éclipse de 1878 à une altitude de 4.300 mètres, les a suivies d’un côté jusqu'à une distance du Soleil égale à 24 rayons solaires. Les couronnes de minima sont également caractérisées par l'existence, au voisinage des pôles du Soleil, de filaments relativement courts, dont la * forme courbe semble dessiner les lignes de force du

champ magnétique au voisinage d’un pôle d’aimant. Enfin, lorsque l’éclipse se produit à une époque intermédiaire entre celles du maximum et du minimum des taches, on observe des couronnes de type intermédiaire ; les rayons les plus longs peuvent se trouver dans la zone des taches, et donner à la couronne une apparence rectangulaire.

Les photographies permettent de mesurer la position des détails de la couronne : c’est ainsi qu’on a mesuré la position de l’axe de symétrie des filaments polaires des couronnes de minima : on a trouvé qu’il coïncide exactement, dans la limite des erreurs de mesure, avec l’axe de rotation du Soleil. Dans les couronnes de maxima, on observe généralement, comme détails remarquables, des arches sombres entourant les protubérances qui existent alors toujours sur le contour du Soleil ; rappelons à ce propos que ces protubérances sont d’une chaude couleur rose, qui contraste de façon frappante, dans l’observation visuelle, avec la couleur blanc d’argent de la couronne.

Le fait que la couronne change de forme d’une année à l’autre conduit à l’idée que la matière qui la constitue doit être en mouvement continuel ; mais il est extrêmement difficile de mettre ce mouvement en évidence, par suite de la difficulté de trouver des points de repère précis sur les clichés. La durée de la totalité dépasse rarement cinq minutes, et il faudrait des vitesses très grandes pour qu’il puisse y avoir une différence appréciable entre les photographies prises au commencement et à la fin de l’éclipse. Les conditions sont plus favorables si l’on compare les photographies prises à deux stations différentes, où l’éclipse a lieu à des instants différents, dont l'intervalle peut dépasser deux heures : cette comparaison a été essayée en 1905, en 1918 et en 1026. Il semble bien que les arches sombres qui entourent les

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protubérances s’écartent du Soleil, avec une vitesse de 16 kmysec d’après les observateurs de 1918, de 1,3 km/sec d’après ceux de 1926, mais ces résultats

* Eblats ® | è

Distances au centre du Soleil {en rayons solaires)

sont encore bien imprécis, et la seule chose que l’on puisse affirmer est que l’on ne trouve pas dans la couronne les vitesses considérables que l’on rencontre couramment dans les protubérances.

Etude photométrique de la couronne. — On peut, sur

une photographie de {a couronne, mesurer le noir-

cissement du cliché en chaque point : les lois classiques de la photométrie photographique permettent alors de calculer en valeur relative l’éclat de chacune

des régions de la couronne, tout au moins après que l'on a fait les corrections nécessaires pour tenir

compte de ce qu’une partie de l’impression photographique est due à la lumière diffusée par le ciel et

au halo produit dans la plaque par la {lumière de la

couronne intérieure, I/éclat n’est naturellement pas le même suivant les différents rayons : pour une même distance 7 au centre du Soleil, l'éclat est en général 2 à 3 fois plus grand sur les rayons polaires que sur les rayons équatoriaux.

Mais la loi de variation la plus intéressante à étudier est celle qui exprime la diminution de l'éclat le long

d'un même rayon : elle est représentée, d’après

Stetson et Andrews, par la courbe de la figure 41, dont les abscisses sont les distances 7 au centre exprimées en prenant comme unité le rayon solaire. Les points de

formes différentes portés sur la figure représentent les

mesures effectuées par différents observateurs jusqu'en 1926 ; on voit que ces mesures sont somme toute assez concordantes, et qu’il existe un contraste très marqué entre la décroissance très rapide de l'éclat dans la couronne intérieure, el sa décroissance beaucoup plus lente dans la couronne extérieure. Dansla première, pour r = 2, l'éclat est environ 100 fois plus faible qu’au bord même du Soleil (7 — 1) et décroît en raison inverse de la sixième ou de la septième puissance de 7 ;dansla seconde au contraire, pour 7 > 3, il ne décroît plus qu’en raison inverse du carré de r.

On a également mesuré à différentes reprises l'intensité lumineuse totale de la couronne ; la mesure peut être faite avec un photomètre quelconque : on éclaire Îa plage photométrique, au moyen d’un

"4 DFIOR

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système optique convenable, par une surface du ciel

de quelques degrés de diamètre contenant l’ensemble de la couronne, et l’on fait la correction nécessaire pour tenir compte de la partie de l’éclairement due à la lumière diffusée par le ciel. Il faut aussi tenir compte de l'absorption atmosphérique, qui dépend de la hauteur sur l'horizon à laquelle se produit l’éclipse : on fait généralement la mesure en comparant l’éclairement que produit la couronne à celui que fournit une lampe électrique étalon, et l’on utilise ensuite le même appareil à la mesure de l’éclairement produit par la pleine lune à la même hauteur sur l'horizon. On peut ainsi évaluer, de façon indépendante de l’absorption atmosphérique, le rapport de l'intensité lumineuse totale de la couronne à celle de la pleine Lune. Voici les nombres trouvés depuis 1905 pour ce rapport, avec l'indication de la méthode photométrique qui les a fournis

1905 Fabry visuelle 0,75

FE: Knopf — 0,85 1929 Danjon — 0,37 1905 Graff photographique 0,26

+ Schwarzschid — 0,17 1908 Perrine mn O,I1I 1925 Parkhurst VAT O 27 1908 Abbot calorifique := 0,20 1925 Pettit et Nicholson — 20 0,47

1926 Stetson et Coblentz — 0,52 1018 Kunz et Stebbins photo-électrique 0,50

1922 Briggs 0,33 1925 Kunz et Stebbins — 0,43 1929 Danjon — 0,43

On voit que l’éclairement que produit la couronne est de l'ordre de grandeur de la moitié de celui que produit la pleine lune : mais les mesures sont trop divergentes pour qu’on puisse donner une conclusion plus précise, ou pour qu’on puisse rechercher comment il varie au cours du cycle solaire. La comparaison entre les différentes éclipses est d’ailleurs encore compliquée par le

re d’une éclipse à l’autre ; la nee d'intensité qui en résulte est très importante, parce que c’est isément cette partie de la couronne qui est de ucoup la plus lumineuse : les mesures de distrion de léclat conduisent à la conclusion que la

minutes d'épaisseur apparente ; le rayon de la Lune . à certaines éclipses, surpasser de 1 minute celuidu

ne. otalité assez ne de et de 1020, par le fait que l'intensité lumineuse de la couronne au milieu de éclipse n’était que les deux tiers de l'intensité au

d début de la totalité, quand la Lune ne cachait la couronne intérieure que d’un seul côté.

semble que l’on échapperait à ces difficultés, et à celles que produit l’éclairement par la portion de

1romosphère et les protubérances qui peuvent dépasser le disque lunaire, en comparant les éclats en des points bien définis, c’est-à-dire en organisant le photomètre de façon à isoler l’image d’une petite o région de la couronne : mais la difficulté est alors qu'il n’est guère possible, étant donnée la variation rapide de l'éclat et la difficulté d’avoir de bonnes images, de préciser suffisamment la position de cette région. Quelques mesures ont pourtant été faites par cette méthode : il semble que 4 brillance de la couronne à x! 1'5 du bord du Soleil est de l'ordre de grandeur de celle de la pleine lune.

Notons en passant qu’à cette nee du bord du Soleil, la lumière diffusée par l’atmosphère terrestre, même aux stations de haute altitude et dans les

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meilleures conditions de pureté de cette atmosphère, est telle que l'éclat du ciel est beaucoup plus grand

que celui de la pleine lune. Dans les conditions

usuelles, il est au moins 2.000 fois plus grand : iln’y a donc aucun espoir de jamais arriver à voir ou à * photographier directement la couronne en dehors . des éclipses totales.

La polarisation de la lumière coronale. — La lumière émise par la couronne se distingue de la lumière émise par le Soleil ou par la chromosphère en ce qu’elle est partiellement polarisée : si l’on examine la couronne à travers un nicol, son aspect semble changer lorsqu'on tourne le nicol : en un point donné, ’éclat paraît maximum lorsque le plan de polarisation . de la lumière transmise par le nicol contient le centre . du Soleil, ce que l’on exprime en disant que la pola- » risation est radiale. L'existence de cette polarisation \ à été reconnue à l’éclipse de 1860 par Secchi et » Prazmowski; elle a été. mesurée visuellement par … divers observateurs aux éclipses de 1878 à 1905, en » la compensant par la polarisation partielle produite » par une pile de glaces, et en employant un polariscope de Savart pour vérifier que la compensation est bien réalisée. Ces mesures ont montré que la polarisation, très faible aw bord même de la Lune, croît d’abord à mesure qu’on s’en éloigne, atteint un maximum à 7'ou 8 minutes du bord, puis décroît lentement :

à l'endroit du maximum, la proportion de lumière

Dé est d'environ 11 %. | Ces résultats ont été confirmés par les observations photographiques faites depuis T90?, généralement - en photographiant la couronne à travers un prisme biréfringent : on obtient ainsi deux images fournies par les composantes des vibrations lumineuses cor- “respondant à deux directions rectangulaires ; la mesure

des noircissements aux points correspondants des, deux images permet de déterminer le rapport de leurs intensités, et d'en déduire la proportion de lumière polarisée. On a encore trouvé une polarisation radiale, présentant un maximum à environ 5 minutes du bord de la Lune; la valeur trouvée pour la proportion maximum de lumière polarisée est de 37 %. Elle est notablement plus grande que dans le cas de l’obser- vation visuelle, parce que la longueur d’onde moyenne des radiations impressionnant la plaque photographique est beaucoup plus courte que celle des radiations auxquelles l’œil est sensible ; le rapport de 37 à II est à peu près, comme le prévoit la théorie (page 212), égal à la quatrième puissance de l'inverse du rapport des longueurs d’onde.

Nous avons vu, que, en dehors des éclipses, la couronne nous est cachée par la lumière, beaucoup plus intense, diffusée par l'atmosphère terrestre : l’état de polarisation de cette lumière diffusée: doit être modifié par la superposition de la lumière coronale, puisque celle-ci est fortement polarisée. Cette modification a pu être mise en évidence par Lyot en 1930, grâce à l'emploi d’un polariscope extrêmement sen-. sible et au choix d’une station d'observation particulièrement favorable au point de vue de la pureté de l’atmosphère. Dans une série de mesures faites à l'observatoire du Pic-du Midi, à l’altitude de 2860 m, il a trouvé que la polarisation du ciel était nulle au delà de 6’ du bord solaire, qu’elle atteignait une valeur de l’ordre de 1 à 2 % à 3’ du bord, et il a réussi à dessiner, par les courbes d’égale polarisation, la forme de la couronne solaire. |

Les lois de la polarisation de la Iumière diffusée par :

. le ciel au voisinage du Soleil ne sont d’ailleurs pas . assez bien connues pour qu’on puisse attacher une signification précise aux différents nombres que nous

Rd

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avons cités dans ce paragraphe : le travail de Jyot, en ouvrant la possibilité d'observations continues, indépendantes des éclipses, nous permet d'espérer que l’on arrivera bientôt à connaître ces lois avec précision, et à savoir quelles corrections il faut faire aux valeurs observées pour en déduire les valeurs des polarisations proprement coronales.

Le spectre de la couronne et son interprétation

Le spectre de raies brillantes. — Le spectre de la - couronne a été observé pour la première fois à l’éclipse de 1869 par Harkness et par Voung, qui signalèrent tous deux l'existence dans ce spectre d'une raie verte intense ; d’autres raies brillantes furent découvertes par la suite, mais ce n’est guère qu'aux éclipses de 1803 et de 1898 que les travaux de Fowler, Deslandres, Campbell, etc., permirent de distinguer nettement les raies coronales des raies chromosphériques et de mesurer leurs longueurs d'onde.

Le spectre de la couronne peut être obtenu avec un spectrographe sans fente (cf. page 164), dans lequel les raies brillantes donnent des anneaux, images de la partie intérieure brillante de la couronne. Lorsque l'on -veut mesurer de façon précise leurs longueurs d’onde, on emploie plutôt un spectrographe à fente, dont on dispose la fente suivant le diamètre équatorial 14 du Soleil; on peut ainsi obtenir le spectre de la # couronne extérieure, en employant une fente assez #e longue pour s'étendre jusqu'aux limites de la couronne, et en posant aussi longtemps que le permet la durée à de la totalité. 54

Les raies brillantes apparaissent toujours au milieu d’un spectre continu, où se distinguent assez faible-

… ment les raies de Fraunhofer; elles contiennent

à BRUHAT 14

toujours les plus importantes des raies chromosphériques (raies H et K et raies de l’hydrogène), même lorsque la pose est faite au milieu de la totalité, à un moment où la chromosphère est entièrement cachée par la Tune. Maïs ces raies proviennent en réalité de la chromosphère, et parviennent à l’observateur par suite de leur diffusion dans l'atmosphère terrestre : la preuve en est qu’elles ne sont pas limitées dans le spectre à l’image de la couronne, mais qu’elles s'étendent aussi sur l’image de la Lune, où il ne saurait y avoir que de la lumière diffusée.

Le spectre de raies brillantes émis réellement par la couronne se réduit sans doute à une quinzaine de raies, dont les plus intenses sont d’abord la raie verte À — 53034, puis une raie ultra-violette À — 33884 et une raie rouge À — 63744. Ces raies ne coïncident avec celles d'aucun élément connu (1) : aussi, lorsqu'on eut reconnu l'impossibilité de les identifier et la simplicité de l’ensemble du spectre qu’elles constituent, on les attribua à un élément hypothétique, qu'on appela le coronium : mais nous ne sommes guère plus fixés aujourd’hui qu’il y a trente ans sur ce que peut être cet élément. Les progrès de nos connaissances sur la structure de la matière indiquent qu'il n'y a pas place pour un corps nouveau dans le tableau des éléments chimiques ; mais, de même qu'un atome qui a perdu un électron donne un spectre, le spectre d’étincelle, entièrement différent du spectre“ d'arc donné par l'atome neutre, les atomes qui ont perdu deux, trois électrons donnent des spectres nouveaux, les spectres d’étincelle d'ordre supérieur M Il paraît vraisemblable que les raies coronales sont" des raies d’étincelle d’ordre supérieur d’éléments"

(x) Hopfeld a pourtant proposé d'identifier la raie 6374, avecm une raie, connue depuis longtemps, du spectre de l'oxygène. À

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connus ; comme les longueurs d’onde d’un certain nombre d’entre elles sont liées par des relations arithmétiques semblables à celles qui existent dans les séries spectrales connues, il est probable que leur ensemble peut être produit par un très petit nombre d'ions, ou peut-être même par un seul; mais notre connaissance des spectres d’étincelle d'ordre supérieur est encore trop rudimentaire pour que nous puissions avoir une idée de leur nature.

L'ignorance où nous sommes de la nature de l'ion qui les produit rend impossible l'interprétation des variations observées dans l'intensité des raies brillantes coronales. Leur émission ne paraît pas se produire dans toute la couronne : à l’éclipse de 1022, la plupart d’entre elles n’étaient visibles que dans la région qui s'étend de 4 à 6 minutes du bord solaire, la raie verte s'étendant toutefois jusqu'à 8 minutes. Elles étaient d’ailleurs très faibles à cette éclipse, | qui coïncidait avec un minimum des taches, tandis qu'elles étaient beaucoup plus intenses dans les couronnes appartenant au type de maximum, telles que celles de 1918 et de 1927 : il n’est pas douteux que l'intensité de leur émission est liée au cycle général de l’activité solaire.

Les deux raies 5303 et 6374 ont pu être photographiées par Lyot, en 1930, à l'observatoire du Pic du Midi, sans qu’il y ait eu d’éclipse de Soleil, avec un spectrographe sur la fente duquel on formait l’image de la partie du ciel voisine du Soleil. Ce résultat remarquable a été obtenu par une construction soignée de l'objectif de projection et du spectrographe, permettant une bonne élimination de la lumière diffusée ; il ouvre la voie à l’obtention en tout temps de photo-

- graphies de la couronne par un spectrohéliographe travaillant avec la raie verte 5303.

Le spectre continu. — Le spectre continu sur lequel se détachent les raies brillantes transporte au total beaucoup plus de lumière que ces raies, et l’on peut dire que c'est à lui que correspond pratiquement toute l'intensité lumineuse de la couronne. Il montre les raies de Fraunhofer dans la partie extérieure, jusqu’à 8 ou 10 minutes du bord du Soleil ; il arrive d’ailleurs, lorsque l’éclipse ne se produit pas très haut sur l’horizon ou lorsque le temps n’est pas très clair, que la diffusion par l’atmosphère terrestre superpose au spectre de la couronne un spectre de Fraunhofer assez intense pour que les raies soient visibles jusque sur la Lune.

Le spectre de Fraunhofer de la couronne extérieure est certainement dû à la diffusion de la lumière solaire par les particules qui la constituent : la lumière de la couronne extérieure présente en effet toutes les caractéristiques de la lumière diffusée par les molécules d’un gaz. Les plus nettes sont sa polarisation radiale, et l'absence de radiations de grande longueur d'onde, correspondant au fait que la quantité de lumière diffusée par un gaz varie en raison inverse de la quatrième puissance de la longueur d'onde; cette absence des radiations de grande longueur d'onde, qui produit dans la diffusion par l'atmosphère terrestre la couleur bleue du ciel, se manifeste dans la lumière coronale par la diminution de sa polarisation lorsqu'on passe de l'observation photographique à l’observation

visuelle ; elle est bien mise en évidence dans une

photographie obtenue par Danjon à l’éclipse de 1929 avec un écran qui ne laissait passer que les radiations infra-rouges de longueur d'onde À = 04,80, photographie qui montre une diminution très rapide d'intensité dans la couronne extérieure.

La position des raies de Fraunhofer de la couronne extérieure a pu être comparée avec assez de précision

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à leur position dans le spectre de la lumière diffusée |

par le ciel pour mettre en évidence un léger déplacement vers le rouge, à l'Est comme à l’Ouest : pour expliquer que le déplacement soit le même des deux côtés du Soleil, le plus simple est d'admettre qu'il est produit, par effet Doppler-Fizeau, par un mouvement radial de la matière diffusante, qui s'éloigne du Soleil. Moore a trouvé pour ce mouvement, à l’éclipse de 1922, une vitesse de 26 kilomètres par seconde, du même ordre de grandeur que celle qu’on a trouvée dans le mouvement des détails de 1a couronne intérieure.

Comme nous l’avons dit, les raies de Fraunhofer

ne sont plus visibles dans le spectre de la couronne intérieure : cette disparition est peut-être due, tout au moins partiellement, à ce que ce spectre est généralement surexposé, de sorte que les contrastes y sont très affaiblis. Il n’est pas certain qu’il ne soit pas encore un spectre de diffusion ; il peut aussi être un spectre de rayonnement thermique, dû à ce que la partie de la couronne la plus voisine du Soleil est à une température très élevée. Cette température est de toutes façons inférieure à celle de la photosphère : si le spectre est d’origine thermique, il doit par suite être moins riche en radiations violettes et plus riche en radiations rouges que celui de la photosphère;

si au contraire c’est un spectre de diffusion, il doit . être moins riche en radiations rouges. Il serait donc .

important de connaître la répartition spectrale de l'énergie rayonnée par la couronne intérieure : d’après des mesures faites par Coblentz et Stetson en 1925, il y aurait, à 2 minutes du bord du Soleil, une beaucoup plus grande proportion de radiations infrarouges que dans le spectre solaire ; d'après des mesures faites par Pettit et Nicholson à la même éclipse, il y en aurait un peu moins ; d’après des mesures faites

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DTRISOLEIL

par Ludendorff à l’éclipse de 1923, la répartition de

l'énergie entre les longueurs d’onde 3.820 et 4.840 angstrôms est la même dans le spectre de la couronne et dans celui du Soleil, et en particulier les deux maxima correspondent à la même longueur

. d'onde.

Il est probable qu'il y a superposition des deux types de spectres dans la couronne intérieure : mais on voit que les mesures faites jusqu'ici ne permettent pas une conclusion nette. D'une façon générale, notre connaissance du spectre de la couronne est encore fort incomplète : on ne s’en étonnera pas, si l’on songe qu’on l’a jusqu'ici observé pendant à peine une heure, et encore dans des conditions atmosphériques qui n'étaient pas toujours favorables.

Théories de la couronne. — On peut espérer que nos connaissances sur la couronne progresseront plus vite dans l’avenir qu’elles ne l’ont fait jusqu'ici, depuis que les recherches de Lyot ont montré la possibilité d'étudier en dehors des éclipses, d’une

part la partie de son rayonnement qui correspond

au spectre continu, partiellement polarisé (page 208),

et d’autre part celle qui correspond aux raies brillantes

du coronium. Mais, à l’heure actuelle, nos connaissances sont encore trop imprécises pour qu'il soit possible d’édifier, et surtout de vérifier par l’observation, une théorie de la couronne. Quelques remarques peuvent pourtant être faites dès maintenant.

D'abord, il est certain que la couronne n’est pas

une atmosphère gazeuse comme la chromosphère une atmosphère d’une telle épaisseur créerait à sa

base une pression colossale, alors que nous savons que la-pression dans la chromosphère est extrêmement faible. D'ailleurs des comètes ont traversé la couronne en 1843 et en 1882 sans que leur marche en ait subi