CHARLES NORDMANN — LA STRUCTURI' DE LA COURONNE S(»1.A1UE 



10!) 



Le calcul indique que f attraction nmliwUe des 

 particules coronales est absolument négligealde 

 par rapport ii cille qu'exerce sur elles le Soleil; 



2° On voit facilement que, les particules coro- 

 nales en suspension au-dessus de la photosphère 

 devant participer à la rotation du Soleil, par suite 

 des frottements réciproques que les diverses cou- 

 ches de la partie gazeuse de la couronne exercent 

 entre elles et contre la photosphère, cette atmo- 

 sphère gazeuse doit suivre dans son mouvement 

 de rotation le Soleil. En fait, M. Deslandres a, 



Koy. S'oc, t. XXXIX. p. UO) ([u'à 3' du bord solnirc l'éclat 

 uppnrfiil do la coui'Dune ne déjiasse pas 1/10 de celui de la 

 pleine Lune, et qu'il diminue à mesure qu'on .s'éloigne du 

 dis{i\ic. .Miney est arrivé à des résultais analogues [Pbilos. 

 TriiBsuct., A, 1S89, p. 3S1). Soit / la dislance de la Terre à 

 la Lune, L la distance Terre-Soleil. La quantité de lumière 

 solaire ditTusée que nous recevons de la pleine Lune est, 



1 

 par unité de surface de celle-ci. proportionnelle à rrTî ' 



la qnantilc de lumière solaire diffusée qui nous vient des 

 parlicules de la couronne solaire situées à 3' du limbe est 



('' 



égalant ici sensiblement 



a- 



par 



unité de surface diffu- 



sante des particules (et en supposant levu' pouvoir diffusif 

 voisin de celui de la Lune, ce qui, dans ce calcul approxi- 

 matif, n'a qu'une iniluence négligeable ^ur l'onlre des gran- 

 deurs du résultat), proportionnelle à 



1 



^L=' 



it 



Si, an lieu de comparer les quantités de lumière diffuse 

 par unité réelle do surface de la Lune et de la couronne, on 

 compare les quantités que nous recevons par unité de sur- 

 face angulaire (c'est-à-dire apparente) de la Lune et de la 

 couronne, on voit, en tenant compte des distances, que 

 celle-là est A celle-ci comme 



1 



FÎT 



- est à 



1 



•X- 



i.- 



-L- 



r-L 



D'où sensiblement : 



Ou sait que 



1 1 



-=10X7:^- 



X^XSs- 



-L-- 



I-.IO- 



= 2,5X10-3 



Doue : 



Ss = 6,2X 10-«. 



Si s désigne la portion de la surface d'une particide 

 coronale sphériqne i[ni diffuse vers la Terre la lumière 

 pliotosphérique et si S s désigne la somme de ces surfaces 

 ditfusanles pour toutes les particules situées dans l'unité 

 de surface angulaire de la couronne, on voit que, en tenant 

 couiple du résultat de Langley rappelé ci-dessus, et en 

 admi'llant que toute la lumière que nous recevons de la 

 couronne est de la lumière photosphéricjue diffusée (ce qui 

 est loin d'être exact, car j'ai rappelé au début de cet article 

 que la lumière diffusée n'est qu'une faible partie de la 

 lumière coronale; cotte inexactitude volontaire nous don- 

 nera une v.aleur trop grande de l'attraction mutuelle des 

 parlii-ules et mes conclusions en seront fortifiées a fortiori), 

 on peut écrire l'équation suivante ; 



en 1893, montré, par l'étude des vitesses ra- 

 diales de la raie du coroniuui, que la couronne 

 participe à la rotation solaire. Si les résultats 

 numériques de M. Deslandres, qui tendent à attri- 

 buer à la couronne une durée de révolution égale 

 à celle du Soleil, demandent confirmation, il n'en 

 demeure pas moins que, qualitativement, il est 

 certain que la couronne gazeuse tourne dans le 

 même sens que le Soleil. Or, les particules incan- 

 descentes qui flottent au-dessus de la photosphère, 

 au sein de l'atmosphère gazeuse, doivent être en- 



deçà du plan perpendiculaire au rayon visuel cjui passe par 

 le centre du Soleil, d'autres en delà, mais toutes, par l'effet 

 de la perspective, semblent se projeter sur lui ; si l'on consi- 

 dère une particule située dans ce plan et de rayon p, la 

 portion de sa surface éclairée par le Soleil et qui nous ren- 

 voie sa lumière diffusée est sensiblement, si on la projette 



sur ce plan, égale à-—; sa surface totale projetée sur ce 



plan est tiç.^. Donc la somme des surfaces totales des parti- 

 cules projetées sur ce plan par unité de surface est ; 



22,5 = 1,2 X 10- ". 



Supposons (|ue toutes ces particules se trouvent i-éelie- 

 mont dans le plan considéré (ce qui est certainemiMil 

 inexact, mais nous exagérons à dessein, dans ce calcul, 

 toutes les circonstances devant donner une valeur trop 

 forte de l'attraction nmtuelle des particules, car notre con- 

 clusion n'en sera que fortifiée). Or, la distance moyenne 

 des particules voisines, >, est donné dans ce cas par 

 l'équation (V. Théorie cinétique, Meyer) : 



1- = -. 



2s 



np- 



1,2 X 10- 



l'urmi les particules coronales, les unes sont situées en 



Mais, ainsi qu'Arrlienius l'a calculé, la valeur de p corres- 

 pondant à une répidsion de radiation égale à la pesanteur 

 (ce qui est, comme je l'ai montré, le cas des particules 

 coronales) est voisine de 1 u. (pour une densité voisine de 1, 

 mais il est facile de voir qu'une densité différente ne chan- 

 gerait pas l'ordre do grandeur du résultat que l'on va 

 trouver!. 



L'équation ci-dessus donne alors X ^ .'i '^"' 1 environ; la 

 masse de la parliculc esl. d'ailleurs : 



iH=^7l(l== 4 X 10-' 



environ, et l'attraction exercée par une particule sur les 

 parlicules les plus voisines est, d'après la loi de Réjiler, 

 pnqiDrtionnclle à 



^=1,3X10-'» (en C. G. S.). 



Or, l'attraction exercée par le Soleil sur une parlieule 

 située à 3' du limbe est environ proportionnelle à 3X 10", 

 c'est-à-dire 2X 10" fois plus grande cjne l'atlraction exercée 

 par les particules voisines. Si même on considère des por- 

 tions de la couronne situées à des distances beaucoup plus 

 grandes du discjue, on voit facilement que l'attraction du 

 Soleil ne cessera pas d'être infiniment plus grande que celle 

 des particules voisines. 



On peut tirer de ce calcul une autre conclusion intéres- 

 sante : il montre, en effet, que les distances mutuelles des 

 particules coronales sont énormes relativement à leurs 

 dimensions, et ceci explique que l'interposition, entre notre 

 œil et la surface solaire, de ces sortes de nuages de parti- 

 cules que sont les filaments coron.aux, ne nous empêche 

 pas de voir et de photographier tous les détails de la 

 photosphère. Le calcul précédent montre, en effet, l'état de 

 dissémination extrême de ces particules. 



