SUR I,ES CONSÉQOKNCES UÉGUIJKRKS, KTC. 
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L'rliirgissemeiit de la raie s't'tend encore en dehors de la pénombre 
moyc-niie, puisque pour la lumière R et la lumière V la péiionihre est 
plus grande que pour la lumière qui n'a point subi de dispersion anomale. 
Dans le spectre d'une tache située excentriqueraent les raies de Fraun- 
HOPER doivent donc être plus ou moins courbées en forme de S (la fente 
étant placée radialeinent par rapport au disque solaire), et cela dans 
une mesure qui déjjend de la valeur de la dis])ersion anomale à laquelle 
elles donnent lieu, ainsi que de la distance de la tache au centre du 
disque. Si cette distance est si petite qu'il n'existe plus d'asymétrie 
suffisante dans la lumière pénétrant dans la région de la tache, le phé- 
nomène devient imperceptible. 
Lorsque la fente est orientée d'une façon différente, l'elfet est moins 
fort; il disparaît lorsque la fente est placée perpendiculairement à la 
ligne réunissant la tache au centre du disque. 
FAUT-IL ADMETTRE UN MOUVEMENT RADIAL DANS 
LES TACHES SOLAIRES? 
Le Bulletin n°. XV du Kodaikanal Observatory (février 1909) con- 
tient une communication remarquable de M. J. Evershed, intitulée: 
„Tladial movement in sunspots." L'auteur y décrit des phénomènes, 
faitement conformes aux conséquences nécessaires de la réfraction, que 
nous venons d'analyser. Dans toutes les taches soumises à l'examen M. 
EvERSHED trouve des déplacements d". raies, répondant à la loi suivante: 
Les distributions de lumière qu'on rencontrerait successivement sur la ligne 
PC de la figure 4 ont été figurées dans la figure 6 les unes à côté des autres, 
du côté rouge de la ligne d'absorption. 
On a fait de même du côté violet. Là, les ordonnées négatives de la fig. 8 
décroissent à mesure qu'on s'éloigne de la raie d'absorption , de sorte qu'il faut 
reporter sur la fig. 6, à une échelle décroissante, la distribution de la lumière 
que l'on trouve le long de la ligne PC de la fig. 5. Or, en c', fig. 8, {BniAi,i)v 
devient nul; la lumière de cette longueur d'onde ne subit point de réfraction 
dans l'atmosphère solaire, de sorte que le spectre de la tache y est interrompu. 
Ensuite (/?()iA,/,)v prend des valeurs positives croissantes, jusqu'à B^A^, de 
sorte qu'il faut emprunter la distribution de la lumière à la figure 4. 
Les raies de la tache ne sont donc pas seulement inclinées, mais encore asy- 
métriques, ce qui se manisfestera surtout pour les raies faibles, pourvu que 
la dispersion de l'appareil spectroscopique soit suffisante. 
