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reconnu que les flocculi brillants apparaissaient sur ces clichés à des points 

 où avec H5 aucun objet correspondanl ne se montrait. De plus, les flocculi 

 sombres Ha, tout en s'accordant en général comme position et forme avec 

 ceux de Hg, sont plus intenses et plus étendus. Parfois cependant de petites 

 régions paraissent sombres avec Hg qui sont absentes ou plus faibles avec H„. 

 Ainsi l'hydrogène semble, dans des régions contiguës de la surface solaire, 

 être dans certaines de ces conditions particulières qui produisent les difle- 

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

 Wolf-Rayet et d'autres types spéciaux. 



Nous avons ensuite photographié la chromosphère et les protubérances 

 du bord avec les raies H^ et Hj. Les images données par ces raies con- 

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

 plus brillantes des protubérances. 



Les images Hp et H.^ sont d'une intensité intermédiaire, mais elles partagent 

 la faiblesse de Hg. Par suite de sa grande intensité, H^ donne de meilleures 

 épreuves 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 protubérances. Quand 

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

 (les plus basses en général) des protubérances qui soient assez fortes pour 

 paraître sous forme de flocculi brillants ou sombres en lumière Hg. H„ dé- 

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

 rieures des protubérances peuvent, par son emploi, être photographiées en 

 projection sur le disque. Elles apparaîtront alors jjrillantes ou sombres 

 selon que leur température est plus élevée ou plus basse que celle des gaz 

 sous-jacents (ea supposant applicable la loi de Kirchhoft' et petit l'effet de 

 la diffusion, hypothèses qui peuvent ne pas être justifiées ). 



Depuis 1903, époque où ont été obtenus les premiers clichés du speclro- 

 héliographe Kumford, nous avons remarqué que les flocculi d'hydrogène Hg 

 montrent, en général, une finesse de structure que n'ont pas ceux du cal- 

 cium; on en verra des exemples dans V Aslrophysical Journal, Volume XLX, 

 planches X et XH. Les résultats que nous venons de citer montrent que, 

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

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

 raie dans les protubérances. Puisque, en général, Hg est faible dans la partie 

 supérieure des protubérances, la plupart des courants de nos phulographies 

 sont ceux révélés par la structure de la chromosphère supérieure et les 

 parties basses des protubérances. 



