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NATURE 



[January 26, 191 1 



La raie double Kj est brillante non seulement sur les 

 facules, mais sur tous les autres points du disque ou elle 

 est, il est vrai, plus faible et plus difficile k distinguer. De 

 plus, au bord, la raie brillante double Kj, au bord int^rieur, 

 est toujours nette en ce point, et est prolong^e a rext<5rieur 

 par une raie brillante double identique. (Voir la Fig. 2 

 ci-contre, figure sch^matique, qui montre bien 1 'aspect de 

 la raie double K,, au bord du soleil et aussi sur une tache.) 



Cornme la raie K. ext6rieure au bord repr^sente par 

 definition la chromosphere, la conclusion est la suivante : 

 L'image de la raie A', avec le spectroheliographe reprdsente 

 la chromosphere entiere de I'astre projetie sur le disque. 



D'ailleurs les images du calcium faites k Paris en 1894 

 et qui sont les premieres images completes, montrent des 



Fig. I.— Courbe des intensitis du spectre solaire a remplacement de la large raie noire K. On a 

 repr^sent^ par des traits avec hachures les. positions des fentes des spectroh^liographes. 



plages faculaires brillantes plus larges que celles de la 

 surface, et aussi les parties brillantes plus petites appel^es 

 maintenant flocculi, qui sont pr^sentes aussi bien aux p61es 

 qu'^ la lignateur — ^j'ai v^rifi^ la presence des flocculi aux 

 poles dans les annies de minimum et pendant la p^riode 

 und6cennale tout- entiere. 



La raie brillante K^ reste double au bord ext^rieur jusqu'^ 

 4' ou 5' d'arc, et, comme la chromosphere au bord est haute 

 de 10", on peut dire que cette image 

 repr^sente la chromosphere moyenne. 



En resume, si le premier spectrohelio- 

 graphe ayant donnd des resultats a ^t^ /c\^^ 

 realise en Amdrique, c'est en France / ^j^^ 

 qu'on a reconnu pour la premiere fois la 

 chromosphere entiere du soleil. 



Chromosphere basse. 



Mais on peut aller plus loin. En 1893, 

 j'ai annonce que I'isolement d'une raie 

 noire ordinaire avec le spectrohelio- 

 graphe donnerait l'image meme de la 

 vapeur correspondante ; et, en 1894, j'ai 

 isoie avec le petit spectroheliographe 

 de faible dispersion, organise k Paris, 

 les bords degrades de la raie K, appeiees 

 KiR, et Kiv, et les raies noires voisines 

 les plus larges de I'aluminium, du fer 

 et du carbone. L'image obtenue differe 

 de pelle de K2 ; les taches masquees par 

 fois avec K, ont toujours lour ombre et 

 penombre bien nettes, et les plages 

 faculaires sont brillantes au centre 

 comme au bord, mais moins larges que 

 dans l'image K,. En fait, cette image 

 nouvelle est intermediaire entre l'image 

 de la surface et celle de la couche 

 moyenne chromospherique K,. Elle represente l'image de 

 la couche renversante entifere qui serait obtenue ainsi pour 

 la premiere fois. 



J'ai ajoute qu'une dispersion plus forte permettraitd'isoler 

 les raies plus fines qui sont les plus nombreuses, et, en 

 particulier, la petite raie noire centrale K,, entre les deux 

 composantes K^. Cette raie K3 correspond a la couche 

 superieure de la chromosphere. La methode s'annonce 

 ainsi comme absolument generate ; elle fournit l'image de 

 toutes les vapeurs solaires, et aussi l'image de leurs couches 

 successives superposees, au moins lorsque la raie est 

 divisible en parties distinctes, ainsi que la large raie K. 



Or le nombre des raies solaires s'eieve k 20,000; et, 

 d'apres Jewell, toutes les raies solaires offrent plus ou 



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moins la constitution speciale de cette raie typique du 

 calcium. Le champ nouveau offert k I'investigation 

 s'annopce comme extr^mement etendu. 



Rechcrches ult^rieures. Grand Spectrohdiographe 

 d'un type nouveau. 



Le programme de recherches, indique en 1894, est done 

 extremement vaste. II a ete applique en partie dans les 

 annees suivantes, et les progres ont ete reels si non tres 

 rapides. 



En 1903, Hale et Ellermann, k I'observatoire Yerkes, 

 reprennent 1 'etude des raies noires, avec un spectrohelio- 

 graphe plus dispersif, et la poursuivent k partir de 1906 au 

 Mont Wilson avec des appareils encore plus puissants. lis 

 ont obtenu de magnifiques images et 

 toute une serie de faits nouveaux. Avec 

 les raies de la couche renversante, les 

 resultats sont k peu pres les memes que 

 ceux de 1894; mais les raies de I'hydro- 

 gene, et tout recemment la raie Ha ont 

 montre des phenomenes nouveaux, tres 

 curieux, dont il sera question avec details 

 un peu^plus loin. 



Cependant la dispersion employee par 

 eux est seulement moyenne ; s'ils ont 

 isoie un nombre de raies bien plus grand 

 qu'en 1894, ils n'ont pas isoie les raies 

 fines ; et meme dans chaque cas, ils ont 

 isoie la raie entiere, ils n'ont pas separe 

 les parties distinctes de la raie et done 

 les couches successives de la vapeur. 

 Leur image est un melange de plusieurs images distinctes 

 et de plusieurs couches. 



Je me suis propose de combler cette lacune, et de pour- 

 suivre jusqu'au bout le programme de 1894, en isolant 

 nettement les couches superieures non encore deceiees. 

 Devenu directeur de I'observatoire de Meudon en 1907, j'ai 

 pu diriger de ce c6te les ressources de I'observatoire, et, 

 d 'autre part la credit extraordinaire signaie plus haut, nous 



Fig. 2. — (schematique). — J^, section faite par la fente du spectroscope dans le soleil dont la 

 chromosphere et la tache sont tres agrandies ; Ko, raie brillante, attribute aux vapeurs du 

 calcium, qui apparait au milieu de la large raie noire K du spectre normal ; elle est simple et 

 fine au-dessus des taches et a la partie sup6rieure de la chromosphere, et double sur les 

 autres points, 6tant alors divis^e en deux par la raie noire centrale K2. 



a ete fort utile. Bref il a ete possible de construire un 

 grand spectroheliographe, aussi dispersif que le grand 

 spectrographe de Rowrland et un grand batiment special 

 capable de le contenir. 



Le batiment comprend une grande pifece de 22 m. sur 

 6 m. ; son toit est en pierre et terre, ce qui assure la con- 

 stance de la temperature k I'interieur. II re^oit la lumiere 

 solaire d'un coelostat place au sud, constitue avec de vieux 

 appareils du passage de Venus, et d'un objectif ancien de 

 o'25 m. d'ouverture et 4 m. de distance focale. Ces pieces, 

 qui sont mediocres, ont ete utilisees par raison d'economie. 

 Le spectroheliographe, d'autre part, est d'un type nouveau, 

 et offre plusieurs particularites interessantes. II est asser 

 complique, au moins sur le dessin, car il comprend en 



