DE LA PERIODICITE DANS LE SOLEIL ET LES ETOILES, ETC. 97 



Or si cet aplatissement des couches gazeuses existe et si par 

 conséquent la profondeur où un même élément sera également 

 représenté est aux pôles plus grande qu'à l'équateur, un tel apla- 

 tissement aura dû jouer un rôle cosmogonique important dans la 

 formation de la photosphère et il expliquera ainsi peut-être la loi 

 de la rotation des zones photosphériques. C'est ce qu'avant de ter- 

 miner ici ma théorie du soleil je tâcherai de démontrer dans le 

 paragraphe suivant. 



§ 12. Le déplacement séculaire de la photosphere comme lieu 

 géométrique expliquant la rotation particuliere des zones photosphé- 

 riques solaires et révolution des différents types spectraux stellaires. 



Dans ce paragraphe nous considérerons la photosphère non seule- 

 ment comme le manchon nuageux vibrant, que nous avons étudié 

 jusqu'à présent, mais surtout aussi comme le lieu géométrique des 

 points où en vertu de la température diminuant du centre vers la 

 surface, la condensation des nuages photosphériques commence à 

 être possible. Ce lieu géométrique n'est pas aplati comme les 

 couches gazeuses qu'il traverse, mais il est plus ou moins sphérique, 

 parce que dans les couches extérieures du soleil la température est 

 déterminée surtout par la distance du centre excessivement réchauffé. 



Si c'est donc d'une couche aplatie de la vapeur photosphérique, 

 tournant sur l'axe du soleil, qu'une photosphère sphérique de 

 nuages a été formée , ces nuages ne tourneront pas sur l'axe 

 tout d'une pièce, mais avec des vitesses angulaires différentes qui 

 augmenteront des pôles vers l'équateur. Il est clair en effet, qu' après 



se forment et comment leur épaisseur dépend a. de l'intensité de la source lumineuse (voir 

 la note x suivante) et h. de l'épaisseur de la couche absorbante (Julius: Astropli. Journ. 

 March 1907 p. 95—115) et 2° nous savons bien avec certitude que les épaisseurs très 

 différentes des vapeurs chromospbériques, à travers lesquelles nous voyons la photosphère 

 au centre du disque et à son bord, ne changent rien aux raies (Forbes, Matthiessen, 

 Janssen: C. R. '25 et 64. Brewster a. Gladstone: Phil. Tr. 1NM). Délai nay: Ann. 1869), 

 mais que les moindres différences dans l'état hygrométrique de notre propre atmosphèie 

 causent aussitôt dans le spectre des rayons solaires affaiblis, tels qu'ils arrivent jusqu'à nous, 

 un changement notable dans l'épaisseur des raies telluriques d'absorption (Brewster: 

 Phil. Mag. 1838 (3-) 8 p. 384. Janssen: Compt. Rend. 1866. Pia/.zi Smyth: Roscoe, 

 Spectr. analyse 1890 p. 170) et puis 3° nous avons encore les recherches récentes de 

 M. M. Hale et Waltheii Adams (Astroph. Journ. March 1907 p. 91) qui ont fait voir que 

 la lumière solaire qui est réfléchie dans notre propre atmosphère et probablement aussi 

 dans l'atmosphère solaire (ou qui en vertu de troubles atmosphériques arrive dans le 

 spectroscope d'endroits photosphériques adjacents pas directement fixés) doit tendre aussi 

 à amoindrir toute différence éventuelle de spectre en différents points du disque solaire. 

 (Voir aussi sur ce sujet H. F. Newall: Monthly Not, Jan. 1907 p. 162; Observations 

 on the Nature and Amount of Sky-glare). 



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