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même particulièrement inléressante, puisqu'elle peut fournir des résultats 

 nouveaux, en particulier sur la répartition des diverses vapeurs dans le 

 Soleil. Mais pour la reconnaissance des mouvements et des phénomènes 

 généraux de l'atmosphère solaire, les raies larges et surtout les raies à ren- 

 versement simple et double sont très |)robablement plus avantageuses; car 

 elles donnent immédiatement, avec des appareils relativement simples, l'état 

 des choses dans plusieurs couches superposées de l'atmosphère. J'ai indiqué 

 déjà à ce point de vue (de 1892 a i8()4) la valeur des raies H elKattribuées 

 au calcium, qui sont les plus larges du spectre solaire et celles qui offrent 

 le double renversement le plus net. Elles présentent en effet trois compo- 

 santes bien distinctes et faciles à séparer qui sont la large raie noire appelée 

 H, ou R,, la raie brillante double H, ou K, et la ]>etite raie noire centrale, 

 H.1 ou K3, et qui correspondent à des couches atmosphériques de hauteur 

 croissante. Même j'ai publiéeu 1894 quelques résultats nouveaux obtenus 

 avec ces composantes sur les mouvements généraux de l'atmosphère 

 solaire {Comptes rendus, t. CXIX, p. 4J7). 



J'ai employé dans ces reclierches avec les raies H et K deux spectrohéliographes de 

 nature diirérenle, un speclrograpiie dit des formes, à faible dis|iersioii et à mouve- 

 ment conlinu, qui enregistre l'image même de la v;ipeur, et surtout un spectrogra|jhe 

 dit des vitesses o\i par sections, à grande dis[)er-ion et à mouvement disconlinu, qui 

 enregistre les mouvements radiaux et les détails des renversements. 



Les rwies de l'iiydrogéne, d'autre part, sont aussi des raies larges, intéressantes et 

 utiles au même point de vue. Récemment, en 1900, Haie et Eilermann ont fait une 

 étude spéciale de ces dernières raies avec le grand léfracteur de i"',o5 de l'observatoire 

 Yerkes et un speclroh. liographe des formes de grande dispersion qui isole le centre 

 de la raie. Ils ont obtenu de m;i.;,Miifiques images et ont annoncé un résultat fort cu- 

 rieux : parfois, à l'emplacement des facules, l'image ne présente plus, comme à l'or- 

 dinaire, des plages brillantes, mais des plages qui sont, au contraire, noires par rap- 

 port au fond. 



Lorsque les auteurs américains ont publié ce dernier résultat, je n'ai pas hésité sur 

 son explication, car j'avais déjà (en 189^) prévu un résultat analogue pour les images 

 du calcium avec la petite raie noire centrale K3, grâce à l'étude méthodique de ces 

 raies, poursuivie sur le disque entier avec un speclrohéliographe par sections. (Voir la 

 Note des Comptes rendus, t. CXIX, p. i48.) 



Après avoir remarqué dans cette Note que les images des couches basses et moyennes, 

 dues aux compo-antes K, et K,, ont été déjà obtenues, et que l'image de la couche 

 supérieure doit être recherchée avec la composante IV3, j'ajoute : « Celte dernière 

 image, d'après les résultats fournis par les spectrographes par sections, ne présentera 

 pas toutes les plages brillantes des couches inlérieures ; elle permettra de créer entre 

 les flammes faculaires (ou plages brillantes avec la composante K,) une distinction 

 utile à l'élude de l'atmosphère solaire autour des lâches. » En effet, la raie noire Iv, 



