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W. H. JULIUS. 



Fobjectif du télescope, on voyait apparaître sur l'écran un système de 

 deux taches très noires , correspondant aux deux nappes de la flamme 

 où la combustion était la plus intense. Un petit changement dans la 

 position du bec de gaz avait déjà un influence notable sur la forme des 

 taches. Il suffisait de le tourner de quelques degrés seulement autour 

 d'un axe vertical pour voir disparaître les taches; mais on pouvait 

 observer alors , sur une plus grande étendue de la surface éclairée, des 

 ombres tremblotantes d'intensité variable. 



Réalisons-nous maintenant un peu plus en détail la constitution de 

 la masse solaire gazeuse, conformément à l'état actuel de nos connais- 

 sances. Nous y trouvons d'abord les surfaces de révolution, décrites 

 pour la première fois par M. Emden surfaces de discontinuité où se 

 produisent, d'après v. Helmholtz, des ondulations et des tourbillons. 

 Il n'est pas invraisemblable que la couronne, par son apparence striée, 

 nous fait voir de Tune ou l'autre façon les génératrices de ces surfaces, 

 mais pour le moment nous ne nous occuperons pas encore de la ques- 

 tion de savoir comment cela se fait. 



En général la densité variera très rapidement dans une direction 

 perpendiculaire à ces surfaces de discontinuité; et là où des tour- 

 billonnements se produisent, la densité sera minima sur les axes des 

 tourbillons. 



C'est pourquoi la structure solaire peut, en grands traits, être appelée 

 lamellaire, et aux endroits où se produisent des tourbillonnements nous 

 pouvons la qualifier plutôt de tubulaire. Les tourbillons peuvent être 

 orientés diversement dans les surfaces de discontinuité, mais en moyenne 

 leurs axes seront parallèles aux génératrices des surfaces de révolution. 



La terre est coupée par les prolongements de quelques-unes de ces 

 surfaces de discontinuité; chaque fois qu'un tel prolongement passe par 

 l'observateur, la direction dans laquelle il regarde le soleil est à peu près 

 parallèle à la nappe d'une pareille surface. Ces nappes se projettent sur le 

 disque solaire suiyant des bandes plus ou moins larges, parallèles à son 

 équateur. Ces bandes sont d'autant plus étroites que la ligne de visée est 

 plus près de se confondre avec une surface de discontinuité, et l'effet de 

 la réfraction, en particulier de la dispersion de la lumière anomalement 

 réfractée, sera aussi d'autant plus fort. Il est évident que la largeur de 



x ) R. Emden, Beitrâge zur Sonnentheorie , Ann. d. Physik n (4), 7, 176 — 197. 



