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solaire apparent; mais la lumière venant du point 
B est invisible pour lui. 
De petites irrégularités dans la densité de la 
matière le long du chemin AO pourront bien trou- 
bler tant soit peu le parcours des rayons, mais seu- 
lement dans une faible mesure, l'indice de réfrac- 
tion dans les gaz différant peu de l'unité. Ces 
troubles se manifestent par des entailles peu pro- 
fondes du bord du disque solaire. 
Supposons à présent que, dans le voisinage de A, 
au-dessus de la surface ZZ', se trouve, mélangée à 
d'autres gaz, de la vapeur de sodium, de densité non 
uniforme, et figurons-nous cette vapeur peu ou 
point lumineuse. 
La majeure partie du faisceau BO' de lumière 
blanche ne subira de ce chef qu'une faible réfrac- 
tion irrégulière; par contre, les rayons dont la lon- 
gueur d'onde diffère très peu de A», et de An, dé- 
vieront plus fortement, el pourront suivre par 
exemple le chemin pointillé B2O. 
Alors on pourra observer de O, à une petite dis- 
tance Ah au-dessus de À, de la lumière, ayant une 
grande analogie avec celle du sodium, mais venant 
néanmoins, par le point B, d'une source intérieure 
à spectre continu. 
Si notre explication est exacle, l’examen spec- 
troscopique précis de cette lumière, dite chromo- 
sphérique, devra révéler une différence en longueur 
d'onde avec les raies d'émission D. 
On serait peut-être tenté de croire que, seuls, les 
rayons dont l'indice de réfraction dépasse la valeur 
normale, c'est-à-dire ceux dont les longueurs 
d'onde sont un peu plus grandes que ho, et ho, peu- 
vent arriver, par le chemin B/0 jusqu'à l’observa- 
teur. Tel n'est cependant pas le cas, car il suffit 
qu'il y ait au-dessus de A de la vapeur de sodium 
de densité croissante de bas en haut pour que des 
rayons à indice exceptionnellement petit, c'est- 
à-dire inférieur à l'unité, puissent suivre ce même 
parcours B20O. 
On peut donc s’attendre à trouver dans le spectre 
de la chromosphère des rayons situés de part et 
d'autre de chacune des raies D; en outre, c'est tout 
près du bord du disque solaire apparent qu'il y a 
le plus de chance de voir encore de la lumière qui 
diffère relativement beaucoup en longueur d'onde 
de celle du sodium, car là il suffit que l'indice de 
réfraction diffère peu de la valeur normale pour 
faire infléchir des rayons de la photosphère (c'est- 
à-dire de la sphère critique) dans la direction de O0. 
Par contre, loin au-dessus de À, on ne devra aper- 
cevoir en général que les rayons qui se distinguent 
à peine de la lumière du sodium. : 
Ces déductions de la théorie de la dispersion 
anomale correspondent exactement à la réalité des 
phénomènes observés sur les raies de la chromo- 
JULIUS — LES THÉORIES SOLAIRES ET LA DISPERSION ANOMALE 
sphère. Celles-ci ont souvent une large base et se 
prolongent en forme de flèche. On pourra s’en 
convaincre par les figures et descriptions données … 
dans l'ouvrage de M. N. Lockyer : Chemistry of the 
sun (p. 109 et 111). C'est surtout pour les raies! 
chromosphériques de l'hydrogène que cette forme 
caractéristique est particulièrement frappante. 
Les mêmes considérations s'appliquent à toutes 
les vapeurs donnant lieu à la dispersion anomale. En. 
dehors de la sphère critique, on observe donc une. 
région produisant un spectre de raies brillantes, 
alors même que les substances gazeuses n'y sont 
que peu ou point lumineuses. 
Nous pouvons donc écarter l'hypothèse de :s Le 
es Le El 
RE 
tence réelle d’une chromosphère où les vapeurs for- 
tement lumineuses seraient distribuées en couches 
distinctes. Si nous conservons le mot « chromo- 
sphère » pour la facilité du langage, nous ne dési-" 
gnons par là que la zone à raies spectrales bril=n 
lantes, extérieure au disque apparent, et visible 
lors des éclipses totales. 
Au commencement et à la fin de la totalité, on 
peutobserver, pendant quelques secondes, ce qu’on 
appelle le spectre du « flash », qui correspond done 
aux couches intérieures de celte « chromosphère »," 
et qui se caractérise par une abondance particulière 
de raies brillantes. | 
A des distances croissantes du bord du Soleil, les. 
raies deviennent de moins en moins nombreuses; 
mais il serait faux d'en conclure que beaucoup 
d'éléments qu'on rencontre encore dans les couches 
plus profondes de la chromosphère fassent défaut 
dans les régions élevées, hypothèse inévitable dans. 
les anciennes théories; nous n'y voyons plus, au 
contraire, qu'un phénomène purement optique, dé-" 
terminé simplement par les degrés différents aux= 
quels les différentes raies d'absorption du mélangew 
gazeux occasionnent la dispersion anomale de las 
lumière voisine. Ê 
Ensuite, il n'y aura plus lieu de s'étonner que 
d'un même élément certaines raies soient visibles’ 
jusque dans des régions élevées, d'autres seule 
ment près du bord; ni, d'ailleurs, des divergences, 
souvent considérables entre les rapports des inten=" 
silés des raies d'un même élément, d’une part 
dans le spectre de la chromosphère, d’autre part. 
dans les spectres d'émission et d'absorption. 4 
Cite 
La lumière des raies de la « chromosphère »M 
et du « flash » peut être distribuée symétrique= 
ment de part et d'autre des raies correspondantes" 
de Fraunhofer, de sorle que, dans ce cas, l'on 
croit observer une coïncidence avec ces dernières" 
par contre, en cas de distribution irrégulière de la 
densité des vapeurs, il peut arriver que tantôt les 
rayons à indice très grand (c’est-à-dire à À un peul 
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