SÉANCE DU 6 OCTOBRE iç)l3. 521 



elles ont ic grand avantage de se compléter. La méthode Zeeman convient 

 pour les champs forts et l'autre pour les champs faibles. Avec un champ 

 comme celui de la Terre, inférieur à i gauss, la méthode Zeeman serait en 

 défaut. Par contre, la méthode des vitesses peut déceler des champs cos- 

 miques très faibles; car la courbure des spires lumineuses, qui sont alors à 

 très grand rayon, est bien visible à cause de l'éloignement ('). 



b. Dans la partie historique très courte de son dernier Mémoire (p. 3ï), 

 I laie écrit que mes recherches sur les protubérances et leur cha mp magnétique 

 sont simplement la suite des recherches similaires de S tonner sur la couronne, 

 publiées en février 191 1. Je suis obligé de rappeler que j'ai expliqué 

 le premier en mars 1896, puis en 1897 et I( ^9^i 1 & couronne solaire par des 

 jets cathodiques issus de la chromosphère supérieure et la courbure de ces 

 jets par un champ magnétique solaire. En 1902, j'ai étendu la même idée 

 aux spires des nébuleuses et à leur courbure, avec un champ analogue à 

 celui de la Terre. Enfin, le io janvier 1910, j'ai attribué, à la courbure des 

 rayons cathodiques équatoriaux, le relard de 45 heures des grosses taches 

 par rapport aux grands orages magnétiques terrestres et j'ai calculé le 

 courant électrique solaire capable de produire cette courbure. Le r n\ jan- 

 vier 1910, Birkeland représentait les résultats d'un calcul analogue, et en 

 février 191 1, Stôrmer donnait les trajectoires de nombreux rayons solaires 

 courbés par le champ d'un aimant élémentaire. En résumé, je puis reven- 

 diquer la première idée et la première application, en reconnaissant que les 

 calculs de Stôrmer sont plus étendus et plus exacts ( 2 ). 



L'étude de ces rayons coronaux a d'ailleurs une base peu solide ; car nous 

 n'avons jamais vu la courbure des rayons équatoriaux, ni leur prolonge- 

 ment jusqu'à la Terre, et nous ne mesurons pas leur vitesse. Nous sommes 

 forcés de faire des hypothèses variées, et c'est ainsi que Stôrmer a calculé 

 plusieurs valeurs du moment magnétique solaire, qui sont possibles et 

 varient dans le rapport de 1 à 23000. 



(') La méthode de Zeeman donne plus directement le sens dci champ; l' eu fie 

 méthode, comme on le verra plus loin avec le Soleil, permet aussi de le reconnaître. 



{-) A. l'appui, on peut lire : Hale, Astrophysical Journal, t. 38, 1913. p. 27 à 99; 

 Deslandr.es, Observations de l'éclipsé totale de 1893, au Sénégal (Gaulliier-Villars, 

 mars 1896). et Annales du liureau des Longitudes, t. V, 1897; Comptes rendus, 

 t. 124, 1897. p. 678; 1. 126, 1898, p. i32Ô; t. 134, 1902, p. n3', el 1487;!. 150, 1910. 

 p. 71; Birbeland, Comples rendus, t. 150, 1910, p. 246; et Stoiimiui, Comptes rendus, 

 t. 15^. 191 1 , p. 420. 



