PHYSIQUE SOLAIRE. GI 
plus favorisé encore que Rome, supplée et suppléera aux 
inconvénients de ce genre dans beaucoup de cas. Mais 
aucune autre station européenne ne pourrait fournir un 
contingent pareil de données. Nous faisons la fächeuse 
expérience de mois entiers passés sans voir le Soleil, et 
nos confrères de latitudes plus boréales sont encore plus 
privés que nous. 
Nous avons déjà parfois indiqué les progrès accomplis 
par l’auteur dans l'étude des phénomènes solaires. Un 
nouveau résumé, d’après les notes qu’il expose lui-même 
aujourd’hui, ne paraîtra pas superflu. 
Il a constaté, comme M. le professeur Respighi, que les 
régions des taches et des facules sont celles où se mon- 
trent de préférence les protubérances. 
Ainsi que tous les spectroscopistes, 1l distingue deux 
classes de protubérances : les unes légères, ténues, pa- 
reilles aux cirrus de notre atmosphère; les autres denses, 
compactes, analogues à nos cumulus, de lumière plus vive 
que les premières, et donnant naissance à ces jets écla- 
tants, à ces flammes élancées de formes si variables et si 
capricieuses. 
Le spectroscope a démontré que les premières ne con- 
tiennent que de l'hydrogène et la substance de la raie D, 
tandis que les dernières sont imprégnées d’une multitude 
de substances, produisant des raies spectrales nombreuses, 
et finissant par renverser totalement le spectre. On doit 
donc leur attribuer une composition chimique différente, 
et on y reconnait en effet la présence du magnésium, du 
fer, du sodium, de la substance de la couronne solaire 
correspondant à la raie 1474, et celles des raies situées 
entre B et C et entre a et B, enfin du calcium. 
Il reconnaît que la plupart des protubérances brillantes, 
