110 



CHARLES NORDMANN — LK STRUCTURE DE LA COURONNE SOLAIRE 



traînées par celle-ci dans son mouvement de rota- 

 tion de la même manière que, dans noire atmo- 

 sphère, les nuages, lorsqu'il n'y a pas de vent, sont 

 entraînés dans le sens de la rotation de la Terre 

 (et cela d'autant plus facilement que les particules 

 coronales, vu leur petitesse, offrent une grande 

 surface relativement à leur massel. Nous pouvons 

 donc énoncer que : /és particules coronales tour- 

 nent autour (lu Soleil. Quant à la vitesse réelle de 

 eette rotation, elle n'a pas besoin d'être connue 

 pour que les raisonnements que nous allons faire 

 soient exacts; il suffit, en effet, comme le montre 

 Fexamen des équations de Roche, et comme nous 

 allons le voir, que cette vitesse ne soit pas nulle 

 (ce que nous venons d'établir) pour que ces raison- 

 nements subsistent intégralement. 



Les deux conditions auxquelles M. Roche a assu- 

 jetti les molécules atmosphériques sont donc réali- 

 sées dans le cas des essaims de particules incan- 

 descentes de la couronne, et les équations des 

 courbes de niveau atmosphériques établies par lui 

 sont applicables à ces particules '. 



V. — Conclusions. 



Nous avons montré précédemment que les ban- 

 deroles coronales sont constituées en majeure 

 partie par les particules dont la pesanteur est à 

 très peu près balancée par la répulsion de Maxwell- 

 Bartoli, et nous avons déduit ce fait (voir ci-dessus) 

 de l'immobilité des formes coronales pendant toute 

 la durée des éclipses. On pouvait, en quelque sorte, 

 prévoir a priori ce résultat : en effet, parmi les 

 particules projetées au-dessus de la photosphère, 

 celles dont la pesanteur dépasse notablement la 

 répulsion de radiation doivent rapidement retomber 

 à la surface ; celles, au contraire, dont la surface est 

 telle que la pression de radiation dépasse de 

 beaucoup leur pesanteur doivent s'éloigner très 

 rapidement des environs du Soleil ; donc, seules 

 les particules dont la pesanteur est voisine de la 

 pression de Maxwell-Rartoli peuvent demeurer au- 

 dessus de la surface solaire et s'y accumuler en 

 grand nombre, et tout ceci nous conduit de nou- 

 veau à la conclusion que les lilaments de la cou- 

 ronne sont formés surtout de particules dont la 

 pesanteur balance à peu près la répulsion due au 

 rayonnement. 



Or, d'après les calculs de M. Roche, un essaim 

 de particules doit s'écouler des pôles vers l'équa- 

 teur dès qu'il a dépassé la surface limite définie 



' Les équations de M. Roche (voir Resal : loc. cit.) iiion- 

 trent, en elîel, que, quelle que soit la valeui' de a (définie 

 plus haut), les courbes de niveau ne cessent pas de rester 

 semblables à elles-niénies; elles se rapprochent ou s'éloi- 

 gnent seulement plus ou moins du centre, selon la valeur 

 de a, sans que leur forme dill'ère. 



plus haut, et où la pesanteur est exactement ba- 

 lancée par la composante verticale de la force cen- 

 trifuge. 



Toute cause qui diminue la pesanteur diminue 

 le rayon de cette surface limite et rapproche celle-ci 

 du Soleil; comme les particules coronales flottant 

 au-dessus de la photosphère ont, ainsi que nous 

 venons de le voir, leur pesanteur sensiblement 

 annulée par la répulsion de Maxwell-Bartoli, il 

 s'ensuit que cette surface limite (qui devrait, si 

 cette répulsion n'existait pas, se trouver, comme le 

 montre le calcul, à une distance du Soleil égale à 

 trente-six rayons de cet astre) ' se confond avec 

 la photosphère elle-même du Soleil. 



Donc, les particules incandescentes de la cou- 

 ronne, projetées par les mouvements de la photo- 

 sphère au-dessus de celle-ci, doivent s'écouler 

 des régions polaires vers l'équateur et s'y accu- 

 muler. Ce mouvement des particules vers l'équa- 

 teur doit être, d'ailleurs, d'autant plus marqué 

 qu'elles sont plus éloignées de la photosphère, car 

 les mouvements éruptifs de celle-ci tendent à leur 

 donner une direction qui lui est normale. 11 s'en- 

 suit que les essaims de particules coronales doivent 

 aïïecter la forme de rayons courbes dont la conca- 

 vité est dirigée vers fécpiateur solaire., et que la 

 courbure de ces rayons doit avoir précisément les 

 caractères que nous avons reconnus sur les pho- 

 tographies coronales. Il s'ensuit également que les 

 rayons de la couronne doivent être d'autant plus 

 étendus que fon s'éloigne davantage des pôles du 

 Soleil, et que, vers féquateur, ils doivent avoir une 

 très grande extension, car, au voisinage du plan 

 équatorial, les surfaces de niveau.x s'ouvrent en 

 deux nappes indéHnies. 



Toutes ces conséquences de notre théorie sont 

 bien conformes aux faits, et il semble que les par- 

 ticularités essentielles de la structure et de la 

 lumière des formes coronales se trouvent ainsi 

 simplement expliquées. 



Si, de la considération de la structure de la cou- 

 ronne aux époques de minima des taches (qui 

 peut être considérée comme la forme d'équilibre 

 normale de la couronne), nous passons à celle de 

 la couronne aux époques de niaxima, les consé- 

 quences de notre conception ne semblent pas 

 moins justifiées par les faits. Nous l'avons déjà 

 montré en ce qui concerne les variations de l'éclat 

 et de l'étendue des diverses parties et des diverses 



• Resal : Mécanique céleste. Celte distance, calculée par 

 Roche, serait évidemment plus, grande si la durée de rota- 

 tion des particules autour du Soleil était inférieure à celle 

 de l'astre central; mais, dans le cas qui nous occuiie, un 

 voit immédiatement (jue, quelle que soit cette vitesse di' 

 rotation, et pourvu qu'elle ne soit pas nulle (ce que nous 

 avons établi ci-dessus), la surface limite se confond ici a 'ec 

 la photosphère. 



