a naturellement une température plus élevée quand le courant est plus intense. Mais lorsqu’on passe du courant fort au faible, le spectre change d’une façon fort caractéristique. Ce changement reproduit exactement celui qu’on observe si l’on fait passer le spectroscope de la surface unie du soleil à une tache. Hale en conclut que la tache est moins chaude que la photosphère. Ce fait provient sans nul doute de ce que la partie principale du rayonnement de la tache a son origine dans ses parties supérieures. Il serait prématuré de supposer que les parties profondes de la tache sont également plus froides que la photosphère.
Le même observateur a encore fait voir que le spectre des taches ressemble à un haut degré à celui de la grande étoile Arcturus. Il est suggestif de l’existence d’une atmosphère élevée, chargée de poussières, au-dessus des nuages photosphériques d’Arcturus, tout comme au-dessus du « fond » des taches.
Tout à fait à l’extérieur de la masse solaire, ou de son enveloppe gazeuse, on trouve l’énigmatique couronne, formée en apparence de rayons qui peuvent s’étendre au delà de ce qui nous apparaît comme un disque ou comme un globe. Ils peuvent avoir une longueur égale à plusieurs diamètres solaires. Les figures 30 à 32 donnent une idée de cette surprenante apparition.
Quand le nombre des taches solaires est faible, les rayons de la couronne s’étendent, semblables à d’immenses balais, à partir des régions équatoriales. En même temps les rayons plus faibles de cette couronne qui émanent des régions polaires sont ployés vers l’équateur absolument comme les lignes de force partant des pôles d’un aimant (fig. 30).
C’est cette apparence qui a fait admettre que le soleil agit comme un puissant aimant dont les pôles seraient situés dans le voisinage des pôles géographiques de l’astre.
Dans les années riches en taches solaires la répartition des rayons coronaux est plus uniforme (fig. 31). Si le nombre des
