CHARLES NORDMANN — LA STRUCTURE DE LA COURONNE SOLAIRE 



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ment solaire ; la loi de Slefan donne la température 

 6 qu'il prendra par la formule : 



o¥ = r\ (a) 



1 



Cil T est la température absolue du Soleil et - la 



fraction de l'espace entourant le corps considéré 

 qu'intercepte le disque du Soleil. Mais il résulte des 

 mesures les plus récentes que la température 

 absolue T du Soleil (définie comme étant celle que 

 posséderait un corps noir ayant les dimensions du 

 Soleil et produisant le rayonnement de celui-ci), 

 telle qu'on l'a déduite des mesures actinométriques, 

 est comprise entre 3.000" et 7.000" C. Je considére- 

 rai, en prenant la moyenne, T comme égal à (j.000°. 

 bans ces conditions, étant donnée une particule 

 coronale située à une dislance du Soleil égale à deux 

 rayons de cet astre (et l'extension des jets de la 

 couronne ne dépasse guère cette distance sauf lors 

 du minimum des taches), on voit facilement que 

 l'angle solide x sous-tendu de cette particule par 

 le disque solaire est donné par l'équation : 



3 sin ^ = 1, 



d'où l'on tire : 



.v=19" = 



IS.S ' 



la quantité ii de l'équation (a) ci-dessus est donc 

 ici égale à 18,8 et la loi de Stefan donne 



is,se' = 6.ooo', 



d'où = 2.884° absolus pour la température que 

 prend la particule. En réalité, tous les corps solides 

 et liquides connus s'écartent un peu des propriétés 

 du corps noir théorique, et nous ignorons jusqu'à 

 quel point la matière des particules coronales s'en 

 rapproche. Il n'en reste pas moins que le calcul 

 précédant indique certainement Tordre de graii- 

 driir de la température des particules situées à un 

 diamètre de distance de la surface solaire ; et (c'est 

 là que je voulais en venir) l'on voit que cet ordre de 

 grandeur est énormément supérieur à la tempé- 

 rature néces'^aire pour amener à l'incandescence 

 tous les corps connus. 



Mais allons plus loin : lors du minimum des 

 taches, les parties équatoriales de la couronne sont, 

 comme on la rappelé ci-dessus, visibles parfois 

 jusqu'à une distance égale à 9 ou 10 rayons 

 solaires; un calcul analogue au précédent montre 

 que la température d'une particule située à cette 

 dernière distance est 6 = 2.063° absolus; cette tem- 

 pérature est encore incomparablement plus élevée 

 que celle qui suffit à rendre incandescents tous les 

 corps. De cette discussion on peut donc légitime- 

 ment conclure : L'incandescence des particules de 

 la couronne est due au rayonnement solaire. 



Mais j'ai établi, lors de recherches antérieures ', 

 que le rayonnement est plus intense les années de 

 minimum que les années de maximum des taches. 

 Il s'ensuit immédiatement les conséquences sui- 

 vantes : 



1° Les rayons coronaux .doivent être visiljles 

 sur une plus grande étendue les aimées de mini- 

 mum que les années de maximum des taches ; toutes 

 choses égales d'ailleurs, cette différence entre leur 

 extension aux deux époques doit affecter princi- 

 palement les rayons qui sont au-dessus de la zone 

 des taches, c'est-à-dire près des régions équato- 

 riales du Soleil (puisque la variation du rayonne- 

 ment solaire d'une époque à l'autre est due à la 

 fréquence plus ou moins grande des taches) ; 



2° Le spectre continu de la couronne doit être 

 plus intense les années de minimum que les années 

 de maximum des taches. 



Or, ces deux propositions représentent exacte- 

 ment les phénomènes tels qu'ils ont été invaria- 

 blement observés (voir ci dessus I § 3 et 4j ; 



3° Outre leur lumière propre, les particules coro- 

 nales diffusent une certaine quantité de lumière à 

 raies noires du disque, qui n'est facilement obser- 

 vable que dans les parties les plus extérieures de 

 la couronne. On conçoit fort bien qu'il doive en 

 être ainsi, car la lumière propre des particules 

 donne un spectre continu qui constitue un fond 

 lumineux sur lequel les raies noires de Fraunhofer 

 ne peuvent se détacher d'une manière visible que 

 si ce fond est suffisamment faible, c'est-à-dire dans 

 les parties les plus extérieures de la couronne. Il est 

 vrai que la quantité de lumière diffusée diminue 

 elle-même en même temps que la lumière propre 

 des particules, quand on s'éloigne du Soleil; mais 

 on sait que l'œil est beaucoup plus apte à apprécier 

 une différence d'éclat donnée entre deux lumières 

 faibles qu'entre deux lumières plus intenses, et il 

 en est de même pour la plaque photographique. 

 Or, comme le rayonnement du Soleil et, par suite, 

 la distance du disque à laquelle les particules ont 

 une lumière propre d'une certaine intensité sont 

 moindres les années de maxima des taches que les 

 années de minima, il doit s'ensuivre que, si cette 

 distance est 1 lors d'un maximum des taches et 

 (/_L,/) lors d'un minimum, toutes choses égales 

 d'ailleurs, les quantités de lumière diffusée que 

 nous recevons des particules seront entre elles 



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comme -^ et -p- — ^, ce qui signifie que les raies 



1- (l + d)- 



de Fraunliofer de la lumière solaire diffusée par la 

 couronne doivent être beaucoup plus facilement 

 visibles les années de maxima que les années de 

 minima des taches. 



ftev. gcn. des Sciences, août i903. 



