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CHARLES NORDMANN — LA STRUCTURE DE LA COURONNE SOLAIRE 



Or, c'est exactement ce qu'ont montré toutes les 

 observations. En effet, tandis qu'en 1871, 1882, 1893 

 (années de maxima des taches) un grand nombre 

 de raies fraunhofériennes de la couronne ont pu 

 être observées et mêmes photograptiiées par 

 MM. Janssen,Schuster, delà Baume-Pluvinel,etc..., 

 aucun observateur n'a pu nettement constater leur 

 présence lors des éclipses qui ont eu lieu lors du 

 minimum des taches'. 



11 paraîtra peut-être que les considérations que 

 je viens d'exposer éclaircissent sur divers points 

 ces premiers problèmes que constituaient : les 

 variations d'étendue et d'éclat des filaments coro- 

 naux,etles changements périodiques des intensités 

 respectives du spectre continu et du spectre 

 fraunhoférien de ces filaments. 



111. 



Sthuctire des rayons coronaux. 



Si nous tournons maintenant notre attention vers 

 la structure si spéciale et les conditions d'équilibre 

 de cette partie de la couronne, la question, malgré 

 son apparente complexité, ne sera peut-être pas 

 inabordable, grâce aux données obtenues ci-dessus 

 et à l'application de quelques notions simples 

 empruntées à la Mécanique céleste. 



Dès 1871, Young avait montré" que les rayons 

 coronaux ont de fréquentes similitudes de forme 

 avec les queues des comètes et semblent démontrer, 

 comme celles-ci, l'existence sur le Soleil de forces 

 répulsives opposées à la pesanteur; Huggins est 

 arrivé à la même conclusion ^ et il a montré que 

 l'examen des photographies de la couronne conduit 

 inévitablement (irrésistible) à admettre l'existence 

 dans le Soleil de pareilles forces répulsives. Depuis, 

 les expériences de Lebedeff* et d'autres savants, 

 confirmant les théories de Maxwell et Bartoli, ont 

 établi l'existence de la pression de radiation et 

 prouvé que le rayonnement du Soleil doit exercer 

 une répulsion sur les particules de son atmosphère. 

 Partant de là, M. Arrhénius à énoncé l'hypothèse 

 suivante ^ : « Les particules repoussées par les 

 rayons solaires, donnent naissance au-dessus des 

 lieux d'éruption, aux prolongements filamenteux 

 particuliers de hi couronne...; ces prolongements 

 ont naturellement leur racine aux points où l'acti- 

 vité éruptive est maximum, c'est-à-dire dans la 

 région des taches... La plus grande partie des par- 

 ticules des rayons coronaux retombe sur le Soleil 



' V. notamment C. B., t. GXXXII, p. 1259-1260, les ubser- 

 va^ons de M. de la iiaump-Pliiviiiol à ce sujet. 



- Youxo : Amène. Joura. ot Scit'uce. 



^ lIUGGiNs : liakei-iaii lectiu'e [Proceed. ot Ihe Royal Soc, 

 t. XXXIX, p. lOS). 



* J-tapp. (lu congrès internai, rie Pliys., 1900, et Wiede- 

 aiann's Anaaien, 1901, (3), p. 433-4SS. 

 Rev. géa. des Sciences, 19Û2, p. 68. 



en décrivant des trajectoires très incurvées comme 

 on en a observé pendant les éclipses, soit parce 

 qu'elles sont trop grosses, soit parce que plusieurs 

 petites se réunissent pour donner une particule 

 plus grande dont la pesanteur dépasse l'effet 

 répulsif >i. 



J'ai déjà montré ailleurs' que l'effet da la pres- 

 sion de radiation, envisagé de cette manière, con- 

 duit à des conséquences contraires aux faits obser- 

 vés en ce qui concerne les variations undécennales 

 de la couronne; je me propose, en outre, de montrer 

 ci-dessous qu'il n'explique pas davantage l'incur- 

 vation caractéristique des rayons coronaux. 



Je rappellerai d'abord que les formes des bande- 

 roles coronales lors des éclipses demeurent absolu- 

 ment immobiles pendant la totalité. En 1883, par 

 exemple, M. Janssen a observé « que les formes de 

 la couronne ont été absolument fixes pendant toute 

 la durée de la totalité' »; d'autre part, Voung, obser- 

 vateur de nombreuses éclipses, dit : « L'impression 

 produite sur l'esprit parla couronne est celle d'une 

 immobilité calme et sereine ». ' Enfin, les photogra- 

 phies prises pendant les éclipses à plusieurs heures 

 de distance, dans des stations séparées par des mil- 

 liers de kilomètres, sont absolument d'accord * et 

 montrent, comme dit Young, que « les principaux 

 traits de la couronne persistentpendanl des heures 

 au moins », malgré l'agitation perpétuelle de la 

 photosphère que montrent si bien les photographies 

 solaires de Meudon, sur lesquelles les granulations 

 photosphériques ne sont jamais disposées identi- 

 quement à quelques minutes seulement d'inter- 

 valle. 



11 s'ensuit que les banderoles coronales soni cons- 

 lilui''es en majeure partie par des particules qui 

 tloltent en quelque sorte et dont la pesanteur est, 

 à très peu près, balancée par la répulsion de Ma.\- 

 well-Barlnli. 



Considérons alors le Soleil à l'époque d'un mini- 

 mum d'activité, c'est-à-dire au moment oii toutes 

 les parties de sa surface, les régions équatoriales 

 comme les régions polaires, sont dans un état sen- 

 siblement uniforme de calme relatif. Nous avons 

 rappelé (voir ci-dessus I § 4) quels sont les carac- 

 tères, toujours identiques, des couronnes observées 

 les années de minima (18G7, 1878, 1889, 1900). Le 

 dessin ci-contre (fig. 1), fait d'après les photogra- 

 phies prises pendant l'éclipsé de 1878 % par exemple, 

 représente schématiquement, mais aussi fidèlement 



1 Bévue gén. des Se, 1902, p. 381, et Anna/es de l'Obser- 

 vatoire de Nice, t. IX. 



' Annuaire du Bureau des Longitudes, 1SS4, p. 839. 



= r.e Soleil, p. 191-192. 



* HucGiNS : loc. cit., ji. 119-120. Deslandrls : loc. cit., 

 C. IG, etc. 



" Reports on the total solar Eclipse, of July 29, ISlS, liy 

 the U. II. Naval Observatory, pi. 19, 20 et 21. 



