a observé une de 560 000 kilomètres, dont par conséquent l’extrémité atteignait presque la distance d’un rayon solaire au-dessus du bord, ou au-dessus de la photosphère. En général elles ont 40 000 kilomètres environ.
La liste des protubérances enregistrées est très considérable.
Lors de leur première découverte par le professeur Vassenius,
de Göteborg, en 1733, on ne pouvait les apercevoir que pendant
des éclipses solaires totales. Mais, à partir de 1868, il est
devenu possible de les observer à tout moment, en pleine
Fig. 24. — Figure schématique, montrant la différence entre le spectre d’une tache et celui de la photosphère. Certaines lignes se trouvent agrandies dans la tache, d’autres sont affaiblies. Au milieu, deux « inversions », à droite, deux « bandes ». (D’après Mitchell.)
lumière solaire, à l’aide du spectroscope, ainsi que l’ont fait
voir MM. Lockyer et Janssen.
Les protubérances quiescentes sont formées presque exclusivement d’hydrogène et d’hélium. Parfois elles contiennent des traces de gaz métalliques. Elles ressemblent en général à des nuages suspendus dans l’atmosphère, ou encore à des fumées qui seraient sorties d’une cheminée. Elles se produisent partout à la surface du soleil, et leur stabilité est si grande, qu’il arrive parfois qu’on peut les suivre pendant toute la durée d’une rotation et plus, c’est-à-dire pendant environ quarante jours. Cela arrive par exemple, quand elles se produisent dans le voisinage des pôles, où l’on peut les apercevoir sans interruption au delà
