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W. H. JULIUS. 
,, Quelle que soit la situation de la tache sur le disque solaire , pourvu 
que sa distance au centre soit supérieure à 10°, la plu])art des raies 
de Fkauniiofer de son s])eL'tre sont invariablement légèrement inclinées, 
lorscpie la fente passe par le centre de la tache et est dirigée vers le 
centre du disque. L'inclinaison disparaît aussitôt que l'on dispose la 
fente ])erpendiculairement a cette direction. 
Le déplacement se ])roduit toujours vers le rouge, du côté de la tache 
dirigé vers le l)ord du soleil, et vers le violet du côté de la tache dirigé 
vers le centre du soleil; sa valeur varie ])our les ditl'érentes raies."' ') 
Pour expliquer tout cela M. Evershed a recours au principe de 
DoppLER. Il lui faut alors admettre que dans une tache la matière a un 
mouvement radial du centre vers le bord, parallèle à la surface solaire, 
et cela à une vitesse croissante. A la périphérie de la pénombre cette 
vitesse s'épuise presque subitement. Au milieu de la tache les raies 
spectrales ne sont presque pas déplacées; là, il n'y a donc ])as de mou- 
vement sensible dans une direction normale à la photosphère. 
Nous nous trouvons donc devant une énigme insoluble: d'ovi vient 
la matière qui se répand continuellement sur la tache, et oii s'accumule-t- 
elle? Ensuite le mouvement des différents éléments se fait à des vitesses 
ditl'érentes, variant de 0 à plus de 2 kilomètres par seconde. Ces mou- 
vements sont d'ailleurs, comme le remarque M. Eversued lui-même, 
absolument incompatibles avec la conclusion à laquelle est arrivé M. 
n.\LE dans sou étude sur les tourbillons et les champs magnétiques dans 
les taches solaires. 
Les difficultés auxquelles se heurte Texplication de M. Eversheb 
des phénomènes importants, qu'il a découverts, me })araissent insurmon- 
tables. Ces déplacements systématiques de raies ne peuvent pas être 
occasionnés par un mouvement dans la direction de la ligne visuelle. 
On ne peut pas davantage les attribuer à une pression, ou à l'aclion de 
champs magnétiques, sans introduire des hypothèses auxiliaires absolu- 
ment invraisemblables. 
') //(3 ne montra point cette inclinaison. Nous attribuons cette particulavité à 
ce que la dispersion anomale de l'hydrogène dans l'atmosphère solaire est 
trop forte pour se manifester de la même façon que pour les autres raies. La 
largeur de la bande de dispersion de H(S dans le spectre moyen du soleil dé- 
passe déjà une unité Angstrôm; dans le spectre d'une tache cette bande s'étend 
tellement qu'on est tenté de ne plus la considérer comme appartenant à la raie, 
qu'on croit alors être affaiblie. La ligne médiane très-tine est la raie d'rt6so>vj''on 
i//3, et celle-ci ne peut être ni déplacée ni infléchie par réfraction. 
