CH. NORDMANN - KOI.I-: DES ONDES HERTZIENNES EN ASTRONOMIE PHYSIUUE 



(liltérence d'environ 0°7.") dans le même sens; à 

 Edimbourg, Piazzi-Smylli a trouvé, dans les regis- 

 tres des tliermomèlres des rochers, une période défi- 

 nie de onze ans, dans le même sens, et dont l'am- 

 plilude est d'environ 1° Eaiir. Antérieurement, 

 (Jautier avait été conduit au même résultat par les 

 observations de nombreuses stations s'étendant sur 

 plus de dix-huit ans; plus récemment, divers auteurs, 

 (H notamment Korpens. ont conclu dans le même 

 sens, ainsi qu'en fait foi la figure 1. Enfin, si nous 

 nous reportons au travail actinométrique de Savê- 

 liofT, sur lequel M. Arrhénius base son hypothèse, 

 nous voyons que, outre les trois séries de nombres 

 cités par M. Arrhénius, Savélieff en donne trois 

 autres qui ne conduisent pas à la même conclu- 

 sion; Savélieft ajoute, d'ailleurs, lui-même dans 

 son mémoire (et telle est également l'opinion de 

 Scheiner) que la valeur même de la constante 

 solaire est encore sujette à discussion et connue 

 avec trop peu de précision ; il semble donc préma- 

 turé d'entreprendre l'élude de ses variations, et, 

 pour toutes ces raisons, les résultats de Savélieff 

 ne paraissent pas de nature à infirmer sérieusement 

 les résultats contraires cités plus haut. Il semble 

 donc qu'on peut affirmer, avec de grandes chances 

 de proi)abilités, que le Soleil rayonne moins de 

 chaleur lors du maximum que lors du minimum des 

 lâches. 



Dans ces conditions, l'explication des diverses 

 particularités de la couronne parait facile à l'aide 

 des considérations qui précèdent : 



1" L'incandescence de la partie gazeuse de la 

 couronnedoit être attribuée à une origine électrique; 

 cela résulte, en particulier, de ce fait que son spectre 

 gazeux contient les raies de l'hydrogène, et que l'on 

 n'a pu obtenir ces raies caractéristiques que par 

 une action électrique, bien que l'hydrogène ait été 

 traité depuis longtemps de toutes les manières et 

 notamment par la combustion. D'ailleurs, les plus 

 récentes recherches sur l'émission des gaz ont 

 montré que, aux plus hautes températures que 

 l'on ait pu réaliser, la chaleur seule est incapable 

 de faire émettre un spectre de raies par les gaz. 

 D'autre part, si l'on essaie de se faire une idée de la 

 température qui doit régner dans les parties exté- 

 rieures de kl couronne (par exemple à l'aide de 

 l'élégante méthode indiquée par M. Guillaume), on 

 trouve que la température dans ces régions ne doit 

 pas dépasser sensiblement les plus hautes tempé- 

 ratures réalisées dans les laboratoires. Enfin, il 

 résulte de l'exposé fait plus haut que la partie 

 gazeuse de la couronne a sa plus grande étendue 

 et son plus grand éclat précisément quand le Soleil 

 rayonne le moins de chaleur. De toute cette dis- 

 cussion, il ressort donc nettement que la couronne 

 ua/euse est illuminée électriquemenl : nous pen- 



sons que ce sont les ondes hertziennes du Soleil 

 qui illuminent les gaz de la couronne, conformé- ' 

 ment à la propriété connue de ces ondes. Ainsi 

 s'explique que l'incandescence de la couronnr 

 gazeuse ail son plus grand éclat et sa plus grand.' 

 étendue lors du maximum des taches, puisqui\ 

 ainsi que cela a été établi plus haut, l'émission des 

 ondes hertziennes solaires doit avoir précisément 

 sa plus grande intensité à ce moment. 



2° La pression de radiation ou force de Maxwell- 

 Bartoli doit être le principal agent de la répulsion 

 loin du Soleil des corpuscules incandescents des 

 filaments de la couronne ; comme l'énergie du 

 rayonnement solaire (nous ne parlons pas du 

 rayonnement hertzien) est diminuée lors d'un 

 maximum des taches, la pression de radiation, qui 

 lui est proportionnelle, doit l'être parallèlement, el 

 les filaments doivent être alors moins étendus, ce 

 qui est bien conforme aux faits observés. 



La pression de radiation produite par les ondi ■; 

 hertziennes doit être d'ailleurs négligeable. In- 

 ondes hertziennes les plus courtes que l'on cou 

 naisse ayant une longueur d'onde notablemeni 

 supérieure au diamètre que le calcul permet d'at- 

 tribuer aux particules incandescentes des rayons 

 coronaux. 



III 



Examinons maintenant, à l'aide des mêmes rai- 

 sonnements, les phénomènes qui se produiseiil 

 dans les comètes. On a, depuis longtemps, signalr 

 les grandes analogies de formes qui existent entn' 

 les queues des comètes et les filaments coronaux 

 du Soleil. On admet généralement aujourd'hui qu ■ 

 la force répulsive émanée du Soleil, qui donne au\ 

 queues comêtaires leurs formes caractéristiques, 

 est la pression de radiation de Maxwell-Bartoli. 

 Lebedeff et, récemment, M. Arrhénius ont déve- 

 loppé ce point. Toutefois, si l'on considère, non plus 

 la forme des comètes, mais la nature de lalumièn' 

 qu'elles émettent, on se trouve en présence dr 

 nouveaux problèmes. 



Depuis Donati, qui; en 1864. appliqua le premier 

 le spectroscope à l'observation des comètes, divers 

 astronomes ont poursuivi cette étude. Vogel, no- 

 tamment, et Hasselberg ont étudié avec soin les 

 spectres de nombreuses comètes, et ont fait de 

 multiples recherches de laboratoire, destinées à 

 reproduire des spectres identiques, afin de con- 

 naître les conditions exactes dans lesquelles se 

 produit la lumière des comètes. Toutes ces recher- 

 ches ont établi que, outre un spectre continu, dû 

 en ])artie à la lumière solaire réfléchie, et en partit' 

 à la lumière propre des particules solides on 

 liquides incandescentes des comètes, celles-ci 

 émettent un spectre de bandes, dû à un mélange 



