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la ligne violette la plus réfrangible; les autres étaient beaucoup 

 plus faibles et surtout offraient une largeur beaucoup moindre. 



« Toutes les lignes se terminaient brusquement au point du champ 

 qui répondait au bord de la lune, mais de l'autre côté, vers celui 

 de l'image de l'atmosphère solaire, elles se prolongeaient d'une 

 manière inégale. 



« Les lignes très-vives D , E et F se continuaient au delà de la 

 longueur moyenne par un trait lumineux très-faible qui leur don- 

 nait environ une hauteur double des voisines. 



« Une certaine portion des gaz incandescents qui forment les pro- 

 tubérances (ceux auxquels répondent les lignes D, E, F) se répand 

 donc dans l'atmosphère solaire, au delà des limites que l'oeil as- 

 signe en général à ces expansions ^ 



« L'examen de cette protubérance étant terminé, je mis la fente 

 sur la région lumineuse qui était à l'occident du soleil. Le spectre 

 était cette fois encore formé de lignes brillantes, disposées comme 

 dans le premier cas; seulement je n'ai vu qu'une seule ligne vio- 

 lette. Toutes les protubérances ne semblent donc point identiques. 



« Les résultats des observations d'analyse spectrale faites à Wha- 

 Tonne peuvent se résumer ainsi : 



« i" Les protubérances sont des amas de matières gazeuses in- 

 candescentes et appartiennent par suite d'une manière incontes- 

 table au soleil. Jusqu'à ce jour, ce résultat avait été soupçonné par 

 quelques astronomes, mais on n'en avait aucune preuve expéri- 

 mentale directe. 



« 2° Le soleil est enveloppé par une atmosphère gazeuse, incan- 

 descente en quelques-uns de ses points (protubérances), et dont la 

 hauteur minimum, égale à la hauteur à laquelle peuvent s'élever 

 les protubérances, est de trois minutes environ. 



' Depuis l'époque de notre retour en France, nous n'avons pu, à l'exemple 

 de MM. Janssen et Lockyer, voir dans l'atmosphère du soleil les principales 

 lignes brillantes du spectre des protubérances. Nous avons constaté (comptes 

 rendus du à janvier 1869) que l'atmosphère solaire dans la région des protubé- 

 rances n'était pas identique à toutes les hauteurs. Ainsi , quand la fente du spec- 

 troscope pénètre dans des couches de plus en plus profondes de cette atmosphère, 

 on voit apparaître successivement la ligne F, puis la ligne voisine de G, puis en- 

 fin la ligne intermédiaire entre F et G, à l'instant où la fente tombe sur le bord 

 lumineux du soleil. Cette observation prouve nettement que, dans le cas d'une 

 fente perpendiculaire au bord du soleil, les lignes ne pouvaient toutes avoir la 

 même longueur. 



