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CHARLES NORDMANN — LA STRUCTURE DE L\ COURONNE SOLAIRE 



solaires, dans leur struclure, leur étendue et leur 

 éclat. 



Lors des quatre éclipses ayan t eu lieu à une époque 

 de minima des taches depuis la seconde moitié du 

 siècle dernier (1867, 1878, 1889, 1900), ces bande- 

 roles ont moniré identiquement la même structure 

 générale et les mêmes caractères, qui sont les sui- 

 vants' : 



Les filaments coronaux se développent surtout 

 avec abondance dans les régions de l'équaleur 

 solaire, d'où ils s'étendent à des distances très 

 grandes, supérieures à plusieurs, et même, comme 

 en 1878, à. 12 diamètres solaires; très brillants dans 

 le voisinage immédiat du Soleil, ces filaments dimi- 

 nuent d'éclat à mesure qu'on s'éloigne du disque, 

 pour s'éteindre progressivement à une grande dis- 

 tance; à mesure qu'on s'approche des pôles, leur 

 étendue diminue rapidement et, de plus, ils affec- 

 tent la forme d'aigrettes et de gerbes curvilignes, 

 inclinées de part et d'autre des pôles vers les 

 régions équatoriales. 



Lors des éclipses qui ont eu lieu dans des années 

 plus voisines du minimum que du maximum des 

 taches, la couronne présente la même struclure 

 générale, mais les filaments équatoriaux sont déjà 

 beaucoup moins étendus que les années de minima. 



Telles ont été les couronnes de 1880 et 1898'. 



Enfin, lors des éclipses voisines de maxima des 

 taches (1870, 1871, 1882, 1883, 1893), la couronne 

 a présenté les caractères suivants : filaments équa- 

 toriaux bien moins brillants et étendus que les 

 années de minima, de sorte qu'il n'y avait plus 

 d'extension marquée de la couronne dans les 

 parties équatoriales; de plus, courbure moins 

 régulière des aigrettes polaires, l'ensemble ayant 

 une structure moins symétrique que les années de 

 minima et les irrégularités de formes paraissant 

 tenir à dos causes locales et accidentelles, car elles 

 variaient beaucoup d'une éclipse à une autre et 

 même d'une région à une autre du disque'. De 

 plus, le spectre des filaments était moins intense 

 que lors des années de minima^; 



5° Il n'y a pas de connexion directe entre la 

 partie gazeuse et les filaments lumineux de la cou- 

 ronne. 



Cela ressort de ce fait que, tandis que la partie 

 gazeuse est uniformément distribuée autour du 

 Soleil, les filaments incandescents ontune structure 



< Y(h.\g: loc. Ci/.; V. dans The Obsorvatory, (898, p. 102, 

 les pliolugraphies des couronnes de 186". 1818, 1889 et dans 

 Idem, 11)01, p. 363, celle de l,a couronne de 1900. 



• V. Monihiy Notice, t. LVllI, pi. VIII, et Tlie Observatory, 

 t. XXI, p. 102.' 



' The Ohservalory, XVII, p. 95; XXI, p. 102; Aaaalea du 

 Bureau des Longitudes, V, pi. III. 



* Annuaire du Bureau des Longitu:les, 1884, ji. 868; 

 Astroph. Jaal.,t. XV, p. 96; Yerks Obs. Bulletin, t.XlX, etc. 



particulière et très différente, étant, en général, 

 beaucoup plus étendus dans les régions équato- 

 riales, où ils dépassent de beaucoup la largeur de 

 la zone gazeuse incandescente ; cela ressort aussi de 

 ce que ces deux parties de la couronne ont des 

 phases exactement opposées, la plus grande 

 extension de la partie gazeuse, qui a lieu lors du 

 maximum des taches, correspondant précisément 

 à l'extension minima des banderoles; enfin, cela 

 ressort surtout nettement du fait souvent constaté 

 que les raies gazeuses de la couronne sont exacte- 

 ment aussi brillantes dans l'intervalle obscur {rift 

 comme disent les Anglais) de deux banderoles lu- 

 mineuses qu'au milieu de celles-ci'. 



J'examinerai plus particulièrement les questions 

 que soulèvent les filaments de particules incandes- 

 centes de la couronne. Pour ce qui concerne la 

 portion gazeuse de la couronne, qui, comme il 

 ressort de l'exposé précédent, constitue un phéno- 

 mène distinct et sans connexion directe avec les 

 filaments à spectre continu, je me borne à ren- 

 voyer à une étude antérieure publiée ici même et 

 où j'ai montré que la considération d'un rayonne- 

 ment électro-magnétique du Soleil paraît élucider 

 les diverses particularités de la couronne gazeuse 

 et notamment ses variations périodiqurs d'éclat 

 et d'étendue ^ 



II. — Origine du spectre continu de la couronne 



ET DE SES VARUTIO.NS PÉRIODIQUES. 



Une première question se pose : A quoi est dû 

 l'état d'incandescence des particules solides ou 

 liquides qui constituent les rayons coronaux? 



M. Deslandres l'attribue à une sorte de phospho- 

 rescence due aux rayons cathodiques qui, d'après 

 lui, émaneraient du Soleil; d'autres la croient pro- 

 duite par le frottement des particules dans leur 

 trajet à travers l'atmosphère solaire, par un phé- 

 nomène analogue à celui qui illumine les étoiles 

 filantes quand elles traversent notre atmosphère. 



Il n'est , semble-t-il, pas nécessaire d'avoir recours 

 ■à ces hypothèses; il est plus naturel de penser que 

 les particules coronales sont portées à la tempéra- 

 ture de l'incandescence parle rayonnement intense 

 qu'elles reçoivent de la photosphère, et le calcul que 

 je vais faire confirme cette manière de voir : 



On peut, sans erreur sensible, considérer que le 

 Soleil, qui envoie son rayonnement dans l'espace 

 sidéral, se trouve au centre d'une enceinte fermée 

 infiniment grande et dont la température est voi- 

 sine du zéro absolu. Or, supposons qu'un corps 

 noir sphérique intercepte une partie du rayonne- 



' YouNO : loc. cit., p. 191; Sciieiner : Spcctrnlanalyse der 

 Gestirne, p. 205. 

 - Rcv. gén. des Sciences, 1902, p. 382. 



