LA PHYSIQUE solaire DEPUIS TROIS SIECLES 449 
iuia(/c’ réelle de la source lumineuse, du Soleil par 
exemple. Les astronomes réalisent, en j»ratique, ce 
dispositif en substituant à l’oculaire d’un équatorial 
le collimateur du spectroscope, et en mettant au point 
l’image objective de l’astre étudié sur le plan de la 
fente. Celle-ci découpe, encadre telle partie de cette 
image ([u’il nous plaît de lui su])erposer : ce sera, par 
exemple, dans le cas du Soleil, le noyau d’une tache, 
sa pénombre, une faciile, une coupe à travers la 
(diromosphère ou une ]»rotul)érance, qui deviendront, 
à V exclusion de tout le reste, la source dont le spec- 
troscope disperse la lumière. Si cette portion de l’image 
solaire a icne forme bien éi elle dans les limites de 
l'oucerture de la fente et si son spectre est discontinu 
— ce sera le cas pour les protuliérances — les éléments 
de son spectre seront des images monochromatiques 
de rnéitie forme, et non plus des raies rectangidaires, 
comme dans la jiremière méthode ovi la fente fonction- 
nait comme source rayonnante. 
Les premières observations de ce genre, dans le 
domaine des recherches solaires, se rapportent aux 
taches. Elles nous ont appris que les changements 
éprouvés pai- le spectre solaire, dans ces régions 
trouldées de la photosphère sont très nomlireux et très 
variés. Leur étude est loin d’être é|misée, leur classe- 
ment systématique à peine ébauché et leur inteiqtréta- 
tation souvent dithcile. Bornons-nous à quelques points 
principaux choisis parmi ceux dont on a tiré le meilleur 
parti. 
Disposons le spectroscope de telle manière que 
l'image d’une tache régulière soit bissectée parla fente ; 
que verrons-nous ? Le s|)ectre solaire divisé en bandes 
longitudinales d’éclat différent : la liande médiane, la 
plus sombre, est le spectre dit noyau ; les deux bandes 
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