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W. H. JULIUS. 
2°. „IIalm a annoncé ') que certaines raies subissent , du centre aux 
„borJs, un léger accroissLMuent de longueur d'onde; ses mesures ont 
„été faites sur deux raies rouges du fer, en comparant leurs positions 
„à celles de deux raies telluriques voisines. Il a trouvé un déplacement 
„de 0,OVZ Angstrom." 
MM. Buisson et Fabiiy ont étudié eux-mêmes, à l'aide de leur mé- 
thode iuterférentielle , 14- raies de ditterents métaux (intensité 2 à 6 de 
l'échelle de IIowland) et trouvèrent la confirmation du résultat de 
Halm: un déplacement vers le rouge, variant de 0,00-1 à 0,006 Angstr., 
en passant du centre au bord du disque (seules deux raies du vanadium 
ne montrèrent point de déplacement.) En outre ils trouvèrent que ces 
raies étaient plus larges d'environ 0,010 Angstr. au bord qu'au centre 
du disque. Ou peut donc dire que l'élargissement se ])roduit surtout du 
côté rouge de la raie. 
Si Ton veut expliquer ce phénomène, ainsi que l'ont fait les auteurs 
cités, comme un effet de la pression, il faut admettre que les couches 
plus profondes, se trouvant sous une pression plus élevée, contribuent 
relativement plus à la formation de raies d'absorption aux environs du 
bord qu'au centre du disque. 
Nous ne nous arrêterons point aux diverses difficultés qu'on rencontre 
en développant cet ordre d idées; il est ])robable qu'on puisse les écarter 
à l'aide d'hypothèses spéciales sur l'épaisseur des couches, la tempéra- 
ture et les autres propriétés des gaz absorbants. 
Mais en tous cas il est inutile de rendre la pression dans les gaz 
solaires seale responsable des phénomènes observés au bord du disque, 
car la réfraction anomale, qui se produit sans aucun doute, a précisé- 
ment cette conséquence nécessaire, qu'il faut s'attendre dans le spectre 
du bord à l'élargissement des raies minces du cêjté du rouge. 
En etl'et, les rayons du bord ont parcouru en moyenne un chemin plus 
long à travers les gaz solaires que les rayons centraux, et ont donc eu 
plus d'occasion que ces derniers de perdre en intensité, par suite du 
retour par inflexion d'une partie de la lumière vers la photosphère. La 
grandeur de l'inflexion irrégulière des rayons est déterminée par la va- 
leur absolue de i2„A,„; celle-ci, pour les faibles raies du s])ectre solaire, 
est sensiblement plus grande pour la lumière R que pour la lumière V. 
A mesure que les chances d'une perte d'intensité augmentent, ces 
') Hai.m, Astronomische Nachricliten, nos. 4146 — 47, 1907. 
