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parties extrêmes de la couronne, peu intenses, se confondent avec l'image 

 du ciel, tandis que les parties basses, très lumineuses, sont solarisées. Il 

 en résulte une image peu étendue, sans détails ni contrastes. Quant aux 

 objectifs de faibles diamètres, ils n'ont permis de reproduire que les parties 

 basses de la couronne. En résumé, l'examen des neuf épreuves montre 

 qu'il suffit d'une action photographique égale à quatre pour obtenir une 

 représentation aussi complète que possible de la couronne. Cette action 

 photographique égale à quatre aurait pu être obtenue en posant six secondes 

 seulement avec un objectif de distance focale égale à douze fois son ouver- 

 ture. 



» La structure de la couronne n'a pas présenté l'aspect que l'on s'atten- 

 dait à lui trouver. Dans toutes les éclipses précédentes, en effet, les 

 panaches de la couronne étaient disposés à peu près symétriquement par 

 rapport à un axe qui coïncidait, à quelques degrés près, avec l'axe de 

 rotation du Soleil. Cette symétrie, très marquée à l'époque des minima de 

 taches, est moins apparente, il est vrai, aux époques des maxima d'activité 

 solaire. Mais, au mois d'avril dernier, la couronne, au lieu d'être symé- 

 trique par rapport à l'axe du Soleil, présentait un axe de symétrie très ap- 

 parent suivant son équateur. Cette structure est très rare et la couronne 

 de 1882, observée aussi à une époque de maxima de taches, est la seule 

 qui présente un caractère analogue, quoique d'une manière moins marquée. 



» Les théories que M. Schieberle et M. Bigelow^ avaient proposées pour 

 expliquer l'existence de la couronne se trouvent en défaut, car les prévi- 

 sions de ces astronomes relativement à la structure de la couronne sont 

 loin de s'être réalisées. 



» Deux spectroscopes photographiques ont fonctionné pendant la durée 

 de la totalité. L'un d'eux a donné un spectre que l'on a pu utilement 

 étudier. Dans la partie voisine du Soleil, le spectre est très intense, et l'on 

 y remarque les raies brillantes suivantes : la raie de l'hélium (D3), la raie 

 coronale (i474)» l^s raies H et K et dix raies de l'hydrogène, dont trois 

 dans la partie visible du spectre (F, G', A) et sept dans l'ultra- violet. 

 Au-dessus de ce spectre intense et dans la région la plus actinique, entre 

 F et H, se trouve un autre spectre beaucoup plus faible que le premier, où, 

 en outre des raies ci-dessus indiquées, on découvre les principales raies 

 fraunhofériennes du spectre solaire. Une étude, même sommaire, du 

 spectre, suffit pour permettre de reconnaître quinze de ces raies. 



» La présence des raies de Fraunhofer dans la photographie du spectre 

 coronal vient confirmer les observations que fit M. Janssen en 1871 et en 



G. K., idgS, 2' Semestre. (T. CXVII, N» 1 ; 4 



