January 26, 191 1] 



NATURE 



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serait probablement 6cart6e. D'ailleurs, il faut bien le dire, 

 I'homme civilis^ actuel, le citadin surtout, s'occupent peu 

 dii soleil ; ils le rcgardent moins que rhomme primitif et 

 le sauvage qui n'ont ni montre ni almanach. La r6alisation 

 de cette id^e est r^serv^e pour la cite future, et pour un 

 dtat social plus parfait que le r.otre. 



Le recours au gouvernement, is. la collectivity, est iiiie 

 habitude francjaisc. II vaut micux comme en Angleterre, 

 faire appel a I'initiative priv^e, i 1 'initiative d'hommcs 

 dclair^s et g^n^rcux. C'cst ainsi qu'a 6td fondle la Royal 

 Institution, qui a vu ^clore tant de belles d^couvertes et 

 tant de savants illustres. Ce bel exeniple doit §tre propose 

 a tous, et on sait qu'il a ^t^ largemcnt suivi en Am^rique 

 oil les pluS' grands observatoires, et surtout ceux consacr^s 

 au soleil, sont dus i de simples particuliers. 



En fait, dans les cinquante derni^res ann^s, grace i de 

 grandes decouvertes, grace a l.'appui des gouvernements et 

 des M6c^nes, I'^tude du soleil a pris un d^veloppement 

 considerable. Les astronomes ont pu lui donner peu i peu 

 une organisation s^rieuse et permanente et mfeme lYtendre 

 k Tatmosph^re entiere de I'astre, jusqu'alors inaccessible. 



La d^couverte principale sur le soleil est la variation 

 p^riodique de ses taches noires, variations que subissent 

 aussi les facules brillantes de la surface et 1 'atmosphere 

 entiere tr^s ^tendue. Le soleil entier a une grande oscilla- 

 tion g^n^rale ; et, fait plus curieux encore, cette oscillation 

 s'^tend i la terre et, tout au moins, k ses elements 

 magn^tiques. 



L 'extension du ph^nom^ne solaire 4 la terre a une im- 

 portance capitale ; elle implique presque n^cessairement une 

 action sp^ciale, nouvelle, exerc^e par le soleil ^ur notre 

 globe : elle est la cause premiere de la grande faveur 

 actuelle des recherches solaires. Apres la d^couverte de 

 Sabine et Lamont sur I'accord de nos variations magne- 

 tiques avec le soleil, la science anglaise a accorde la plus 

 grande attention aux taches du soleil ; et \a Premiere elle 

 a organist I'enregfistrement photographique des taches et 

 des elements magn^tiques sur plusieurs points du globe, et 

 la concentration de tous ces documents dans un m^me 

 observatoire qui les relive avec precision. Les travaux 

 d 'Ellis et de Maunder sur la question sont bien connus et il 

 convient aussi de rappelor ceux de Lockyer et de Shuster, 

 qui ont rcconnu r^cemment dans les variations des taches 

 des p^riodes plus erandes et plus petites que la p^riode 

 principale de ii ann^es. 



L 'action exerc^ par le soleil sur la terre est attribute 

 g^n^ralement aux taches ; mais elle peut avoir son origine 

 dans Tatmosph^re solaire qui a les memes variations ; d'oii 

 la n^cessite d'^tudier et de relever avec soin cette atmo- 

 sphere. Or, depuis pr^s de 20 ans. je me suis attach^ k la 

 reconnaissance de I'atmosphere entiere du soleil, et je vous 

 pr^sente aujourd'hui les r^sultats les plus r^cents, qui ont 

 mis au jour les couches sup^rieures de cette atmosphere 

 jusqu'ici inexplor^es. 



Atmosphere des eclipses — au bord solaire exterieur. 



L'atmosphere du soleil s'est montr^e k I'homme pour la 

 premiere fois dans les Eclipses totales, au bord solaire 

 exterieur. Elle forme alors I'anneau lumineux qui se 

 detache sur le fond du ciel devenu noir, en entourant le 

 disque lunaire, egalement noir. Elle comprend deux parties 

 distinctes, k partir de la lune et du bord solaire : la 

 chromosphere mince et brillante, de couleur rose, de laquelle 

 se detachent les pro^minences ^galement roses, et la 

 couronne, plus pal? mais tres etendue. Dans ce qui va 

 suivre, il sera question surtout de la chromosphere et des 

 preeminences. 



En temps ordinaire I'anneau lumineux des Eclipses est 

 cache par 1 'illumination beaucoup plus vive de notre ciel. 

 L'ecran qui le masque est lumineux; pour I'ecarter, 

 I'astronome anglais Sir Norman Lockyer, a en le premier, 

 en 1866, I'idee de recourir au spectre, en admettant, ce qui 

 4tait probable, que 1 'atmosphere solaire fut gazeuse. C'^tait 

 une idee de genie, qui depuis a fait son chemin. 



L'edipse de 1868 montre en effet que les preeminences 

 roses sont constituees en grande partie par I'hydrogene 

 incandescent qui emet les radiations de'yk reconnues dans 

 Ic laboratoire sous I'influence de I'etincelle eiectrique, et en 

 particulier une raie rouge intense appeiee H.- Et, apres 

 I'eclipse, Janssen au.x Indes, Lockyer en Angleterre, avec 



NO. 2152, VOL. 85] 



le spectroscope et la raie rouge, retrouvent les pro^minences 

 et la chromosphere des eclipses. Ce resultat a excite un 

 enthousiasme legitime ; car la methode, a la fois simple et 

 feconde, est employee depuis 40 ans a la reconnaissance 

 journaliere de la chromosphere, des positions et des form's 

 des preeminences. Cette etude est mdme plus captivani- 

 que celles des taches ; car les preeminences ont les fermi s 

 les plus variees et les changements les plus rapides. Elh- 

 apparaissent a toutes les latitudes, et suivent aussi la 

 periode undecennale des taches, la duree du maximum 

 etant, il est vrai, plus lengue. 



L 'etude spectrale du bord solaire, poursuivie en temps 

 ordinaire, ou mieux pendant les eclipses, fait aussi con- 

 naitre la composition chimique de la chromosphere, et aussi 

 la hauteur minime de chaque vapeur, estimee par la 

 longueur de la raie cerrespondante dans le spectre. 



D'une maniere generale, les vapeurs k faible poids 

 atemique et les gaz legers s'eievent le plus haut ; tel est le 

 cas de I'hvdregene et de I'heiium. La raie la plus haute 

 dans ces deux gaz est la raie rouge Ho de I'hydrogene, les 

 autres raies de I'hydregene ayant des hauteurs et des edats 

 qui diminuent du rouge a I'ultravielet. 



Mais les plus hautes de toutes sont les raies vielettes H 

 et K, tres brillantes, qui sent emises par les composes du 

 calcium. Comme le poids atemique et la densite de la 

 vapeur de calcium sent relativement eievees. le fait parait 

 assez etrange ; il est explique simplement, d 'apres les 'dees 

 de Lockyer, par une dissociation du calcium dans le soleil 

 et I'etincelle de nos laborateires. Les raies H et K, 4 tous 

 egards exceptionnelles. sont tres brillantes au bord solaire, 

 et assurent aisement la photographic des preeminences avec 

 les nlaques ordinaires. 



D 'autre part, les vapeurs leurdes, qui sent de beaucoup 

 les plus nembreuses s'eievent peu dans Tatmesphere, et ne 

 sent aisement visibles que dans les eclipses. Elles ferment 

 la couche basse de la chromosphere, relativement fort 

 brillante, appeiee couche renversante. 



Chromosphere projetee sur le disque, couche moyenne. 



Tels sent les resultats principaux de la methode Lockyer- 

 Janssen. lis sont assuriment remarquables, mais, k cer- 

 tains egard^. incomplets. lis ne s'appliquent qu'i la partie 

 de la chromosphere exterieure au bord solaire, et mSme 

 aux vapeurs legeres, et eievees de ce bord. La partie 

 interieure au bord, ou projetee sur le disque, en projection 

 50 fois plus etendue, lui echappe. Or cette lacune a ete 

 comblee de i8q2 k 1894 par une methode absolumettt 

 generale, qui deceie toutes les vapeurs, leurdes eu legeres. 

 et leurs couches successives dans la demie-sphere entiere 

 tournee vers la terre. 



Au bord solaire, les raies des vapeurs se detachent 

 brillantes sur le spectre continu de notre ciel ; mais, sur le 

 disque, ces raies sont noires, comme en sait, et le 

 spectre continu qui leur sert de fend est celui du soleil 

 lui-m^me et est beaucoup plus intense. A priori la difficulte 

 parait beaucoup plus grande. 



Or les raies H et K du calcium presentent une exception 

 k cette regie, et le fait a ete annonce simultanement en 

 fevrier i8q2 par Hale et Deslandres. Ces raies noires sont 

 tres larges et meme les plus larges du spectre solaire ; 

 mais, aux points de la surface ou est une facule, elles sent 

 renversees, autrement dit elles ofTrent en leur centre une 

 raie brillante qui meme est double et se detache sur la 

 large raie noire aussi bien que la raie des preeminences au 

 bord exterieur. (Voir la Fig. i, qui montre la raie K et ses 

 composantes K,v, Kjv, K3, K^r, K,r.) 



Le resultat a ete obtenu par Hale avec un spectroheiie- 

 graphe, appareil neuveau, assez cemplexe, qui isole une 

 radiation avec une sqfonde fente, et, par le mouvement de 

 cette fente lumineuse, fournit une image menechrematique 

 de I'astre. De men c6te, j'ai employe le simple spectro- 

 graphe ordinaire et des sections successives, mais en 

 preconisant I'emplei du spectroheiiographe. 



Cependant les deux observateurs etaient en desaccord sur 

 un point capital. Hale plai^ait les vapeurs ainsi deceiees 

 dans la facule m^me, sous la surface ; je les pla(^ais au 

 contraire au-dessus dans I'ltmosphere meme. Or le spec- 

 trographe ordinaire, qui »<^unit tous les elements de la 

 question, permet de la resoudre ; il est, k ce point de vue. 

 superieur au spectroheiiographe. 



