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KNOWLEDGE. 



[December 1, 1893. 



et j'ai fait cet ete nne serie d'essais. Monsieur Hale, 

 dans sea dernieres comme dans ses premieres publica- 

 tions, emploie pour la pliotographie des flammes par 

 le systeme ii deux fentes, la plus forte dispersion de son 

 spectroscope a reseau, soit le spectre de 4e ordre. Or la 

 tlieorie et I'experience me conduisent ;i la conclusion con- 

 traire ; une dispersion tres faible est bien preferable. 

 Thecriquement, la nettete la meilleure et aussi I'intensite 

 reelle des flammes sera obtenue lorsque la fente devant la 

 plaque sera aussi ecartee, aussi large que la fente du 

 collimitteur, et de plus contiendra toute la raie de la 

 flamme, et nulle autre lumicre. Ces conditions sont 

 impossibles a realiser exactement, mais on sen approche 

 d'autanfc mieux que les fentes sont plus fines et que la 

 dispersion est plus faible. (') Car la raie du calcium est de 

 facile expansion ; avec une forte dispersion, une fente fine 

 ne re9oit qu'une partie de la raie qui est trop large ou 

 deplacce, ou meme ne revolt que la raie noire centrale. 

 On est alors oblige d'ouvrir la fente et de compromettre 

 la nettete des images. (*) Les photographies de Monsieur 

 Hale sont tres belles ; mais pour augmenter encore les 

 details, Monsieur Hale reclame un objectif plus grand 

 donnant une plus grande image du soleil sur la fente du 

 collimatem- ; il con\ient tout d'abord de tirer le meilleur 

 parti possible des appareils exisiants. Pour ma part, j'ai 

 obtenu cet etc des j^hotographies de la chromosphere 

 donnant tous les details des flammes avec un siderostat, 

 un miroir de six pouces, et un spectroscope a un seul 

 prisme donnant un ecartement de H et K de 2 millimetres ; 

 i'image de la seconde fente etait grossie trois fois — un 

 grossissement plus grand aurait ete encore meilleur.C^) 

 L'image finale est circulaire, le diametre etant de 0'06 

 a 0'07 centimetres. 



Mais la photographie des formes des flammes n'est pas 

 suflisante. La solution complete, ainsi que je I'ai reclame 

 dejii en 1891, comporte I'enregistrement des vitesses 

 radiales et des details des renversements (") par des 

 sections successives cquidistantes dans l'image du soleil. 



Mais, pour ce cas nouveau une grande dispersion est 

 necessaire. J'emploie done a la fois deux spectroscopes, 

 I'uu de faible dispersion pour I'enregistrement des formes, 

 I'autre de grande dispersion pour les vitesses radiales. Les 

 deux spectroscopes sont cote a- cote, et analysent ensemble 

 une meme image du soleil, fournie par un seul objectif. 

 lis marchent ensemble (dans les deux sens) a la meme vitesse 

 moyenne, celui des formes avec mouvement continu uni- 

 forme, celui des vitesses avec un mouvement uniformement 

 variable. L'appareil resultant enregistre simultanemeut, 

 et d'une man-ere continue, les formes et les mouvements 

 des flammes de I'atmosphere solaire 



[Perhaps I may be allowed to follow the example of 

 Monsieur Deslandres, and commence by criticizing the 



(') Ou est arr^te dans cette direction par les inconvenients des 

 fentes tres fines et des poses tres longues. Les fentes doivent en efir'et 

 toujours etre plus petites que la grosse raie noire, qui est encore large 

 d'ailleurs avec les petits spectroscopes ordinaires de laboratoire. 



(*) Dans le dispositif adopte par Monsieur Hale, le spectroscope 

 est fixe et les deux fentes mobiles ; ce qui exige nn elargissement 

 supplementairc de la fente derant la plaque. Ce dispositif, malgre 

 les avantages qu'il present e au point de rue mecanique, doit done 

 etre ecarte. 



(^) Ces photograpliies ont ete faites avec le concours de mon 

 assistant, Monsieur llittau. 



(") La rail' noire centrale a une largeur variable, qui depend en 

 grande partie de la pression et done de la hauteur ;i laquelle se 

 produit le renverseraeut. Si, dans ces pnotograpiiies par sections 

 successives on reunit par une courbe les points ayant la meme largeur 

 de la raie centrale, on obtient des eourbes analogues aux courbes de 

 niveau des cartes topograpliiques. 



use of certain terms which seem to tend to confusion. 

 M. Deslandres uses the words " flammes gazeuses " for the 

 gaseous forms which we in England now generally speak of 

 as solar prominences. Some thirty years ago prominences 

 were very frequently spoken of in England as solar 

 flames, but the term, which seems to imply chemical 

 action, has now dropped out of use with English writers, 

 because it tends to beg the important question whether 

 chemical changes producing light and heat are going on 

 upon the sun. 



M. Deslandres also speaks of rdtmosjiherc solaire ; but 

 the word "atmosphere " implies a gaseous envelope in which 

 one layer rests upon and compresses the layer immediately 

 below it — a condition of equilibrium which the facts at our 

 disposal, as to solar temperatures and the intensity of solar 

 gravity, preclude us from supposing exists upon the sun 

 above the level of the photosphere. 



I cannot concur with M. Deslandres in regarding it as 

 proved that hydrogen can only be made to shine by means 

 of electricity. There is a tendency to take refuge in 

 electrical assumptions whenever we find ourselves con- 

 fronted by facts we cannot readily explain. Iodine vapour 

 can be made incandescent by the application of heat, and 

 why should we, with our small experience, obtained in 

 terrestrial laboratories, assume that other vapours cannot 

 also be made to shine by the application of sufficient heat ? 



It seems to me that tlie differences between the spectra 

 of prominences, as seen at the sun's limb and when looked 

 down upon as faculse on the sun's disc, are probably due 

 to the rate at which the temperature increases on entering 

 the gaseous mass. According to the theory of exchanges 

 as ordinarily stated, it is difticult to conceive how any 

 gaseous mass can emit a bright-line spectrum, for the outer 

 envelopes of a gaseous mass will always be cooler than its 

 interior, and the cooler gas ought to absorb the radiations 

 emitted by similar gas at a higher temperature ; but as a 

 matter of fact such hot streams of gas do give a brilliant 

 bright-line spectrum. But when the same streams are 

 seen upon the bright background of the photosphere, and 

 the line of sight passes through the cooled vapour which 

 forms the head of the prominence, we, in the case of 

 calcium vapour, see a broad band of absorption, on which 

 are two bright lines, separateil by a dark interval. But I 

 had better leave the further discussion of this interesting 

 question to Prof. Hale, who will, I hope, put the facts 

 more clearly than I can in the January number of 

 Knowledge. — A. G. Ranyard.] 



3Lttttrs. 



[The Editor does not hold himself responsible for the opinions or 

 statements of correspondents.] 



♦ 



To the Editor of Knowledge. 



Dear Sir, — As there seems to have been some mis- 

 apprehension regarding my use of the word "layer" in a 

 letter published in the October number of Knowledge, I 

 beg permission to define my meaning more clearly. In 

 referring to a "layer" of comparatively cool calcium 

 vapour which exists above the photospheric level, and 

 causes by its absorption the reversal of the bright H and 

 K lines of the facula?, I did not mean it to be inferred 

 that the absorbing vapour is in a condition of static 

 equilibrium, or that it is of uniform depth. I agree with 

 you that it seems much more probable that the vapour is 

 constantly in motion, and is not in the condition of an 

 atmosphere. 



It is certain that the bright regions on the sun's disc 

 photographed with the spectro-heliograph do not in all 



