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W. H. JULIUS. 
et Hl, ainsi que pour certaines raies du fer, on constate nettement que 
la clarté anormale affecte particulièrement les larges ombres des raies, 
c. à. d. les portions dont nous attribuons l'origine, dans le spectre nor- 
mal, non à une absorption, mais à une dispersion. De plus, la bande 
obscure provenant de la tache a disparu. Cela veut dire que les ondes 
qui, dans des circonstances ordinaires, font défaut dans le spectre de la 
tache à cause de leur forte dispersion, sont de nouveau présentes, au 
moment de la perturbation, dans le faisceau reçu par Tinstrument. 
La raison de tout cela deviendra évidente quand il nous sera possible 
de trouver une cause plausible, réunissant de nouveau les rai/ons furte- 
vieuL dispersés, dans un angle assez grand pour embrasser une portion 
considérable du disque solaire. 
A cet effet il n'est pas nécessaire d'introduire une nouvelle hypothèse. 
La même idée relative à la constitution du soleil '), qui nous a permis 
d'expliquer les j'i'opriétés de la chromosphère et des protubérances, nous 
fournit ici encore une fois les données nécessaires. 
En effet, si nous admettons (d'après la théorie de Schmidt) que le 
soleil est une masse gazeuse illimitée, il doit s'y former des surfaces de 
discontinuité semblables à celles dont la forme générale a été déterminée 
par M. Emden ^) pour un soleil nettement limité, rayonnant et tour- 
nant. Ces surfaces doivent s'étendre jusqu'aux portions extrêmes de la 
masse gazeuse — une conclusion qui s'accorde parfaitement avec la 
structure visible de la couronne. Le long de ces surfaces de discontinuité 
il se forme notamment des vagues et des tourbillons; les axes de ces tour- 
billons coïncident à peu près avec les génératrices de ces surfaces de 
révolution et sur ces axes la densité est un minimum. Cela permet de 
rendre compte de la stratification que Ton observe plus ou moins 
distinctement dans toutes les bonnes photographies ou dessins de la 
couronne. 
Cette apparence particulière pourrait avoir du reste une autre cause, 
que cela serait indifférent pour les considérations suivantes. Tout ce que 
nous devons admettre, c'est que la densité de la matière coronale varie 
d'une manière qui correspond à la structure striée que l'on reconnaît 
pendant une éclipse totale de soleil. 
') Ces Archives, (2), 7, 473, 1902. 
*) R. Emden, Beitràge zur Sonnentheorie, ^nn. rf. f/(i/s., (4), 7, pp. 176— 197. 
