LE SOLEIL

Pression à la surface du Soleil. D'après la Physique relativiste, les raies spectrales dues à un élément déterminé doivent être décalées vers l'extrémité rouge du spectre d'autant plus que la source lumineuse appartient à un champ de gravitation plus intense, d'où l'intérêt de comparer les longueurs d'onde des raies correspondant à un même élément, l'une dans le spectre solaire, l'autre dans le spectre d'une source terrestre.

Mais la pression qui règne dans la source lumineuse peut avoir des effets analogues, et il est de la plus haute importance de faire le départ entre le déplacement des raies dû à la gravitation et le déplacement dû à la pression. C'est pourquoi la détermination de la pression qui règne à la surface du Soleil a fait l'objet de nombreux travaux pendant ces dernières années. Au fur et à mesure que se perfectionnaient les méthodes de recherche, il apparaissait de mieux en mieux que la pression de l'atmosphère solaire est extrêmement faible, et sans effet appréciable sur la position des raies spectrales.

H. N. Russell et J. Stewart ont publié un article important sur cette question (1). On pensait jadis que les déplacements des raies solaires correspondaient à une pression d'une à deux atmosphères dans la couche renversante. On sait aujourd'hui que cette estimation est beaucoup trop élevée : des recherches récentes effectuées à Mount-Wilson, sur des raies aussi indifférentes que possible à toute influence perturbatrice, démontrent que la pression dans la couche renversante n'est qu'une petite fraction d'atmosphère, avec une approximation qui est de l'ordre même de cette petite fraction. Certaines raies sont sensibles à la pression de la manière suivante : très diffuses quand elles sont produites au laboratoire, à la pression atmosphérique, elles sont d'autant plus nettes que la pression de la source est plus basse. Dans le spectre solaire, leur netteté témoigne

(1) H. N. Russell et J. Stewart, Pressures at the Sun's surface, APH. J., t. 59 (1924, 1), p. 197.

d'une pression sûrement inférieure à un dixième d'atmosphère. D'autres méthodes de détermination de la pression solaire s'appuient sur la théorie de l'opacité des gaz à haute température, théorie dans laquelle l'épaisseur sous laquelle un gaz de telle nature est opaque à telle température, dépend encore de la pression. Or, la photosphère solaire est opaque sous une épaisseur de l'ordre de 100 km., tandis que la couche renversante et la chromosphère sont encore transparentes sous une épaisseur de l'ordre de 10 000 km. Il en résulte que la pression au pied de la chromosphère serait moindre qu'un dix-millième d'atmosphère (1).

Depuis cette étude de Russell et Stewart ont été publiés les travaux effectués à Mount-Wilson et auxquels ces deux auteurs faisaient allusion (2). Les raies observées ont été choisies de manière que soient éliminées toutes les circonstances perturbatrices, en particulier l'influence du niveau de la couche absorbante, le déplacement des éléments absorbants le long du rayon visuel et l'effet prévu par la Physique relativiste. La pression conclue est 0,13 atm. au niveau des 100 kilomètres les plus profonds de la couche renversante.

Constitution de l'atmosphère solaire. Les deux études qui viennent d'être analysées renferment la description de l'atmosphère solaire telle que les auteurs croient pouvoir la proposer à la suite de leurs travaux.

D'après H. N. Russell et J. Stewart, l'atmosphère solaire, traversée de l'extérieur vers l'intérieur, débute par une couche profonde, la chromosphère, dans laquelle les gaz sont maintenus en équilibre par la pression de radiation agissant sur les atomes. La pression et la densité dans cette couche augmentent lentement en profondeur, et la pression

(1) L'étude de Russell et Stewart signale et discute d'autres méthodes pour la détermination de la pression solaire la largeur des raies solaires; l'équilibre thermodynamique des couches superficielles du Soleil ; la pression de radiation; l'équilibre chimique des gaz ionisés. Toutes ces méthodes s'accordent pour conclure à une pression très basse, inférieure à un dix-millième et à peine supérieure à deux cent millièmes d'atmosphère.

(2) C. St. John et H. Babcock, Pressure and circulation in the reversing layer of the Sun's atmosphere, t. 60 (1924, 2), p. 32.

à sa base doit être de l'ordre du millionième d'atmosphère. En dessous de cette couche, la pression augmente rapidement en profondeur, et la température demeure à peu près constante, dans le voisinage de 5000o, tant que les couches gazeuses sont transparentes. C'est la couche renversante. Lorsque la pression atteint un entième d'atmosphère, l'absorption commence à rendre les gaz brumeux. L'opacité croît rapidement avec la pression, et la couche renversante se transforme presque brusquement dans la photosphère où l'opacité est complète et où la température s'est notablement élevée (1).

A la pression du centième d'atmosphère correspond, au-dessus de la photosphère, une quantité totale de matière de 0,4 gramme par cm2, équivalente à une couche d'air de 10 pieds d'épaisseur à la pression normale (2).

L'examen du spectre solaire a également permis aux astronomes de Mount-Wilson de proposer un tableau d'ensemble de la constitution de l'atmosphère solaire, des pressions qui y règnent et des courants dont cette atmosphère est parcourue. Dans les mille premiers kilomètres au dessus de la photosphère, le fer est l'élément dominant, auquel s'associe, vers 1500 km., l'aluminium. Aux niveaux de 5000 à 6000 km., règnent le calcium (non ionisé), le sodium et le titane ionisé. De 8000 à 14000 km., l'atmosphère solaire est principalement formée d'hydrogène et de calcium ionisé. Des couches inférieures à vapeurs de fer aux couches à vapeurs de sodium, la pression passe du dixième au dix-millième d'atmosphère. L'observation de l'ensemble du Soleil (par opposition à l'observation dans le voisinage des taches) constate des courants radiaux, centrifuges dans le

( ) La température photosphérique efficace que mesure l'Astronomie physique est une température moyenne des couches rayonnantes. Dans la couche renversante, avec sa température voisine de 5000o et un poids moléculaire moyen probablement voisin de 20, la pression et la densité doivent décupler pour un abaissement de 40 km. du niveau considéré, à quoi correspond, pour toute la couche renversante, une épaisseur de 200 km. - Du point de vue de la spectroscopie, les raies de Frauenhofer seraient dues principalement à l'absorption dans les niveaux élevés de la couche renversante.

(2) Ces deux derniers alinéas sont à peu près la traduction d'emprunts faits à l'article de Russell et Stewart.

voisinage immédiat de la photosphère, et centripètes plus haut, avec 400 km. pour altitude de la couche où ces courants s'annulent; ce sont des courants lents, dont la vitesse est une fraction de kilomètre par seconde. Dans le voisinage des taches règnent des courants tangentiels droitiers au contact de la photosphère, gauchers à partir du niveau de 1500 km.; leur vitesse est inférieure à cinq kilomètres par seconde (1).

Taches solaires. A certaines époques, de nombreuses taches s'aperçoivent chaque jour sur le Soleil ; à d'autres époques, des semaines peuvent s'écouler sans qu'une seule tache soit observée. Dans le premier cas, on dit que l'activité solaire est considérable; elle est faible dans le second cas. L'activité solaire passe par des maxima et des minima, de manière à observer un cycle dont la période est de onze années (II,I ans): des maxima ont été observés en 1881, 1892, 1903, 1914, et nous nous trouvons actuellement dans le voisinage d'un nouveau maximum. D'un maximum au suivant, l'activité solaire décroît lentement pour croître ensuite beaucoup plus rapidement chaque minimum est nettement plus voisin du maximum qui le suit que du maximum qui le précède.

Les taches solaires se montrent dans deux zones symétriques par rapport à l'équateur, de 10 à 40o de latitude (aussi bien positive que négative). D'un maximum d'activité au minimum suivant, la latitude moyenne des taches diminue deux taches moyennes, l'une au nord, l'autre au

(1) La même étude attribue des vitesses de rotation différentes aux diverses couches de l'atmosphère solaire. A la surface de la photosphère la vitesse angulaire serait de 13o,84 par jour, et elle augmenterait de couche en couche pour dépasser 15o dans les couches les plus extérieures.

L'intensité lumineuse de la couronne solaire a été étudiée pendant l'éclipse totale du 21 septembre 1922, par l'expédition envoyée dans le Queensland par l'Université de Sydney: G. H. Briggs, Measurement of the intensity of the light of the corona at the eclipse of Sept. 21, 1922, APH. J., t. 60 (1924, 2), p. 273. L'appareil de mesure était constitué de piles photoélectriques. Un maximum fut constaté au début et à la fin de la totalité ; l'éclat de la couronne était moyennement de l'ordre du tiers de celui de la pleine Lune.

sud de l'équateur, et dont chacune représenterait l'activité de tout un hémisphère, se rapprocheraient graduellement de l'équateur, symétriquement par rapport à celui-ci. Dans le voisinage du minimum, les taches sont voisines de l'équateur; elles en sont écartées peu après le maximum. Dans le passage du minimum au maximum, des taches s'observent simultanément au voisinage de l'équateur et aux latitudes élevées : au voisinage de l'équateur, ce sont les dernières du cycle finissant; aux latitudes élevées, ce sont les premières du nouveau cycle qui commence. Cette simultanéité dure deux ou trois ans la première tache du cycle dans lequel nous entrons a été observée dès le 24 juin 1922, à 31o de l'équateur.

Les premières recherches spectroscopiques des taches solaires décelèrent la présence de grands nuages lumineux de vapeur de calcium au-dessus des taches. L'étude des raies d'hydrogène acquit également grande importance et, en 1908, le spectroheliogramme de la ligne Ha de l'hydrogène, interprété par G. Hale à Mount-Wilson, fit apparaître les taches solaires comme les centres d'immenses tourbillons. Ce fut la première découverte de G. Hale dans ce domaine (1). Le phénomène de Zeeman, découvert en 1897, consiste en ce qu'un gaz incandescent soumis à un champ magnétique intense fournit un spectre dont la plupart des lignes sont (généralement) détriplées, et la manière dont les composantes du triplet sont polarisées dépend de l'orientation du champ magnétique par rapport au rayon lumineux reçu par le spectroscope. Il en est de même des raies d'absorption lorsqu'il s'agit d'un gaz non incandescent traversé par les rayons lumineux analysés. G. Hale constata le phénomène de Zeeman dans le spectre des taches solaires. De nombreuses raies sont divisées en trois composantes, dont les deux extérieures sont polarisées elliptiquement dans des sens inverses, tandis que la composante centrale est polarisée rectilignement (2). On sait ainsi que

(1) G. Hale, Sun-spots as magnets and the periodic reversal of their polarity, NATURE, t. 113 (1924, 1), p. 105.- H. Newall, Hale's magnetic vortices, Ibid., p. 112.

(2) On va rappeler ici de quelle façon la polarisation des composantes du triplet dépend de l'orientation du champ magnétique par