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même particulièrement intéressante, 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 probablement 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 à 1894) la valeur des raies H et K attribuées 

 aucalcium, 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 Ho ou Ko et la petite raie noire centrale, 

 H3 ou K3, et qui correspondent à des couches atmosphériques de hauteur 

 croissante. Même j'ai publié en 1894 quelques résultats nouveaux obtenus 

 avec ces composantes sur les mouvements généraux de l'atmosphère 

 solaire (^Comptes rendus, t. GXIX, p. l\0'j). 



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

 nature difFéreule, un sjDeclrographe dit des formes, à faible dispersion et à mouve- 

 ment continu, qui enregistre l'image même de la vapeur, et surtout un spectrographe 

 dit des vitesses ou par sections, à grande dispersion et à mouvement discontinu, qui 

 enregistre les mouvements radiaux et les détails des renversements. 



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

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

 étude spéciale de ces dernières raies avec le grand réfracteur dei™,o5 de l'observatoire 

 Yerkes et un spectrohéliographe des formes de grande dispersion qui isole le centre 

 de la raie. Ils ont obtenu de magnifiques 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 1894) 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 spectrohéliographe 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 composantes Kj et Kg, ont été déjà obtenues, et que l'image de la couche 

 supérieure doit être recherchée avec la composante K3, j'ajoute : « Cette dernière 

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

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

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

 utile à l'étude de l'atmosphère solaire autour des taches. » En efl'et, la raie noire K3 



