JEAN MASCART — LES ÉCLIPSES ET LA CONSTITUTION PHYSIQUE DU SOLEIL 221 



l'atmosphère solaire. En même temps, d'ailleurs, et 

 frappé par l'éclat des fines raies protubérantielles, 

 un des observateurs eut l'idée, aussitôt après 

 l'éclipsé, d'en rechercher la présence avec le même 

 spectroscope dans la lumière diffuse du ciel au 

 bord du disque solaire : c'est en vertu de cette 

 remarque que M. Janssen, indépendamment de 

 Lockyer, dont le procédé était resté inapplicable 

 pendant 18 mois, allait utiliser et vulgariser l'em- 

 ploi de cette élégante méthode générale sur laquelle 

 nous aurons à revenir et qui, depuis cette époque, 

 en dehors des éclipses, permet d'assurer l'étude 

 régulière de la chromosphère et des protubérances. 



Pendant l'éclipsé de 1809, Young reconnaît, à la 

 base de la chromosphère, une couche de vapeurs 

 brillantes, dite reversing layer ou couche de ren- 

 versement, et qui, selon les théories de Kirchhoff, 

 doit engendrer les raies noires du spectre solaire 

 normal: mais cette conclu' est extrêmement mince 

 et, de ce fait, invisible en temps ordinaire; elle 

 n'apparaît au commencement et à la fin de la tota- 

 lité que pendant un temps très court de une ou deux 

 secondes. 



En 1810, Ilarkness et Young concentrent leur 

 attention et leurs efforts sur l'élude delà couronne 

 elle-même: ils observent alors un spectre continu 

 relativement intense, dans lequel il esl aisé de dis- 

 tinguer quelques raies de L'hydrogène et de l'hé- 

 lium, et pour lequel la particularité la plus remar- 

 quable consiste dans la présence d'une raie verte, 

 d'origine inconnue, qui apparaît à une grande hau- 

 teur coronale. 



Pendant l'éclipsé de 1871, Janssen, avec un appa- 

 reil très lumineux, reconnaît la présence de quel- 

 ques raies noires de Fraunhofer, d'ailleurs faibles, 

 dans le spectre des parties extérieures de la cou- 

 ronne. 



Mais à partir de 1882, on va tendre de plus en 

 plus à remplacer l'observation visuelle par la pho- 

 tographie et à étendre l'étude du spectre dans une 

 seconde région, à peine soupçonnée jusqu'alors, à 

 savoir la partie la plus réfrangible. EL, en effet, au 

 point de vue spectral même, la plaque sensible 

 présente une supériorité incontestable: avec l'œil, 

 l'observation du spectre devient très difficile au- 

 delà du bleu, tandis que l'impression photogra- 

 phique est forte dans le bleu, l'indigo, le violet, et 

 peut même s'étendre aisément au delà, depuis A 400 

 jusqu'à \ .'{(10, dans la région ultra-violette et invi- 

 sible. Au reste, il ne faudrait pas croire que la 

 limite extrême esl imposée par la plaque photo- 

 graphique : celle-ci pourrait être sensibilisée encore 

 beaucoup plus loin, mais celte limite est unique- 

 ment déterminée par les verres d'optique ordinaires 

 qui absorbent complètement les radiations les plus 

 réfrangibles; ainsi, avec des verres transparents 



spéciaux, et comme pour la lumière du disque, 

 l'étude de la lumière coronale pourrait être pour- 

 suivie dans une troisième région encore plus réfran- 

 gible, purement ultra-violette, mais cette étude n'a 

 pas encore été faite. 



Cependant, grâce à la photographie, on recon- 

 naissait bien dans la seconde région les trois lumiè- 

 re- à spectres différents' qui avaient été distinguées 

 déjà dans la partie lumineuse du spectre et qui 

 composent la lumière coronale, mais l'attention des 

 observateurs était principalement portée sur le 

 spectre à lignes brillantes qui doit offrir l'intérêl 

 tout particulier de nous renseigner sur les gaz el les 

 vapeurs composant l'atmosphère solaire : Parmi 

 loules les lignes brillantes de cette seconde région 

 spectrale, il faut attacher une mention spéciale 

 aux radiations attribuées au calcium el qui sont les 

 plus furies, dans la couronne toul comme dans la 

 chromosphère. 



En même temps, on cherchait à reconnaître la 



régi m le spectre continu atteint son maximum 



d'éclal : mais nous pouvons laisser ici de côté ce 

 poinl 1res particulier, car les résultats obtenus sonl 

 véritablement encore trop discordants, les uns pla- 

 çant le maximum d'éclat de celle région dans la 

 partie violette, d'autres le situanl dans le rouge. 

 Pour le vert solaire, cependant, il parait bien que 

 l'intensité soit de ma ion fois celle de la couronne, 

 si l'on observe le même poinl par rapport au Soleil, 

 avant ei pendant l'éclipsé, de lia 10' du, bord envi- 

 ron, mais les déterminations sonl des plus déli- 

 cates et malaisées. 



En février 1892, M. II. Deslandres, de l'Observa- 

 toire de Paris, et M. Baie, directeur de l'Observa- 

 toire de Chicago, reconnaissent simultanément la 

 présence de gaz lumineux, sur le disque même du 

 Soleil, à l'emplacement des facules. Ici encore le 

 progrès nouveau est obtenu à l'aide de la photogra- 

 phie et chaque observateur a son mérite propre : 

 c'est à Chicago qu'est réalisé le premier instrument 

 permettant d'inscrire la forme de ces gaz, mais 

 c'est à Paris que l'on obtient le premier appareil 

 enregistreur des vitesses ; de plus, les expériences 

 de M. Deslandres établissent que ces gaz n'appar- 

 tiennent pas aux facules mêmes du disque, mais 

 qu'ils sont véritablement situés au-dessus, en sorte 

 que l'image obtenue représente la chromosphère 

 entière du Soleil, telle qu'on la verrait si la photo- 

 sphère eût préalablement été enlevée. Enfin, jus- 

 qu'alors, on ne possédait guère que les raies bril- 

 lantes renversées qui sont émises par des couches 

 relativement élevées de la chromosphère, tandis 

 que l'on obtient, à Paris, des images monochroma- 

 tiques du Soleil avec les raies noires du spectre 



' Abney et Shuster, 1882, 1883, 1886. 



