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reconnu que les flormli ln-lllanls apparaissaieut sur ces clichés à des points 

 où avec H,- aiiciiii ol)jel correspondant ne se montrait. De plus, les flocculi 

 sond)res 11^, toul imi s'accordanl en général connne position et forme avec 

 ceux de H5, soni plus intenses et plus étendus. Parfois cependant de petites 

 l'égions paraissent sond)res avec Hg qui sont absentes ou plus faibles avec H^. 

 Ainsi riiydrog'ène semble, dans des régions contiguë's de la surface solaire, 

 cire dans certaines de ces conditions particulières qui produisent les dillé- 

 rences d'intensités relatives des raies chez les nébuleuses, les étoiles de 

 Wolf-]^ayet et d'autres types spéciaux. 



Nous avons ensuite photographié la chromosphère et les protubérances 

 du bord avec les raies IL^ et Hg. Les images données par ces raies con- 

 cordent étroitement comme forme, mais H3 ne révèle que les parties les 

 plus brillantes des protidjérances. 



Les images Hp et 11.^ sont d'une intensité intermédiaire, mais elles partagi'iil 

 la faiblesse de Hg. Par suite de sa grande intensit('', ll^, donne de meilleures 

 é|)reuves des protubérances que H et K du calcium. 



Beaucoup des flocculi d'hydrogène, quand la rotation solaire les amène 

 au bord du disque, coïncident en position avec les protujjéranees. Quand 

 on les photographie sur le disque, il n'y a que les portions les plus intenses 

 (les plus Ijasses en général) des protubérances (|ui soient assez fortes pour 

 paraître sous forme de lloeculi brillants ou sondjres en lumière Hs. Hj,. dé- 

 passe tellement cette dernière raie en intensité (pie même les parties supé- 

 l'ieures des protubérances peuvent, par son euqjloi. être photographiées en 

 projection sur le disque. Elles apparaîtront alors brillantes ou sombres 

 selon (jue leur température est plus élevée ou plus l)asse cpie celle des gaz 

 sous-jacents (en supposant applicable la loi de Kirchhofl' et })etil l'eilet de 

 la dilTusion, liv[)othèses <jui peuvent ne pas étie justifiées ). 



Depuis if)o'j, époque où ont été obtenus les premiers clichés du spectro- 

 héliographe Uumford, nous avons remarqué tpie les lloeculi d'hydrogène H3 

 montrent, en général, une finesse de slruelurc cpie n'ont pas ceux du cal- 

 cium; on en verra des exemples dans V Aslropliysical .loiirnal^ Volume \L\, 

 planches X et XII. Les résultats que nous venons de citer montrent (jue, 

 dans l'atmosphère solaire, la hauteur où des courants et des tourbillons peu- 

 vent être photographiés en lumière H5 doit dépendre de l'intensité de cette 

 raie dans les protubérances. Puisque, en général, II5 est faible dans la piatie 

 supéiieure des proliibi'Tances, la plupart tics courants de nos photographies 

 sont ceux révélés par la structure de la chromospbère siii)érii'ure et les 

 parties basses des protubérances. 



