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Considérons d'abord une espèce de lumière, pour laquelle le pouvoir 
réfringeut A = n — 1) de l'atmosphère solaire a une certaine valeur 
■posilire. Imaginons quel(|ue part sur la portion cenirale du discpie, dans 
l'enveloppe gazeuse du soleil, une région de forme quelconque, satis- 
faisant uniquement à la condition, que la densité des gaz y croît, ou 
décroît, continûment du bord vers Tintérieur, de sorte que la région 
contient soit un minimum, soit un maximum de densité. Dans les deux 
cas le domaiue sera limité par une zone sombre. Si dans ces deux cas 
les gradients de densité étaient de même grandeur, malgré leur différence 
de signe, l'effet optique, produit par la raréfaction et par la conden- 
sation, serait en grands traits sensiblement le même. Cela provient de 
ce que la lumière, qui a traversé le domaine considéré, émanait d'une 
source qui pouvait être considérée comme à peu près symétrique autour 
de la ligne de visée. (Dès que la dernière condition n'est pas remplie, et 
si par exemple certains rayons, avant de pénétrer dan? cette région, ont 
déjà subi une forte déviation dans un gradient de densité voisin, la 
symétrie de la source apparente est troublée, et l'aspect d'une raréfaction 
peut différer notablement de celui d'une condensation de mêmes dimen- 
sions. C'est ce qui arrive anx endroits où il y a de fortes perturbations). 
Considérons en second lieu une espèce de lumière pour laquelle le 
pouvoir réfringent de l atmosphère solaire est tout aussi grand, mais 
négatif. Dans une raréfaction de pareilles ondes se comportent exacte- 
ment, comme celles que nous venons de considérer se comporteraient 
dans la condensation, que l'on obtient en renversant les gradients. L'effet 
optique est le même dans ses traits principaux. 
Si donc nous portons spécialement notre attention sur la partie cen- 
trale du disque et que nous laissions de côté les régions fortement trou- 
blées, nous devons nous attendre à trouver peu de différence entre les 
images spectrohéliograpliiques, obtenues au moyen de lumières E et V, 
choisies Ti des distances convenables de part et d"antre d'une raie d'ab- 
sorption. 
coutribuent à produire plusieurs plicnouièues solaires. Mais dans la bibliographie 
relative au soleil la plupart de ces facteurs eut d'ordinaire été suffisamment 
considérés, tandis qu'on a accordé bien moins d'attention à la réfraction et la 
dispersion anomale; voilà pourqudi j'ai vnulu traiter spécialement ces dernières 
influences et mettre leur grande importance en lumière. Mon but n'était donc 
pas de construire une nouvelle théorie du soleil, mais d'étudier les conséquences 
cosmiques de la dispersion anomale. 
