à l’absorption des gaz atmosphériques immédiatement sus-jacens ne présentent pas toutes la même intensité que les raies correspondantes du spectre photosphérique. Or, parmi ces raies, il en est un grand nombre que l’on peut reproduire artificiellement au laboratoire en rendant incandescentes les vapeurs des élémens chimiques par divers procédés. Sir Norman Lockyer a remarqué depuis longtemps que lorsqu’on produit le spectre du fer, soit dans l’arc électrique, qui a une température voisine de 3 500°, soit dans l’étincelle électrique fortement condensée qui a une température bien plus élevée encore, certaines raies, qui étaient à peine visibles dans le premier cas, deviennent très fortes et apparentes dans le second. Ces raies qu’on a appelées raies renforcées sont donc l’indice d’une température élevée. Or ces raies sont précisément beaucoup plus faibles, par rapport aux autres, dans le spectre des taches que dans celui de la photosphère. Celle-ci doit donc avoir une température supérieure à celle des taches. Des comparaisons minutieuses faites récemment par Haie, Adams et King des spectres des élémens vaporisés dans l’arc et le four électrique avec les spectres de la photosphère et des taches ont conduit au même résultat.
Un autre phénomène, enfin, tend à prouver nettement la température relativement basse des taches solaires : c’est la présence dans leur spectre de bandes spectrales absentes du spectre photosphérique. Ces bandes sont formées de multitudes de raies fines et rapprochées les unes des autres qui donnent au spectre un aspect cannelé et forment tout le long de celui-ci comme des colonnades régulières et régulièrement espacées. Ces bandes sont dues, on l’a prouvé, il y a peu de temps, à la présence, dans les taches, de divers oxydes et hydrures métalliques, et notamment de ceux du titane, du magnésium et du calcium. Or on sait qu’à haute température, les composés chimiques tendent tous à se dissocier, et qu’ils ne subsistent guère au-dessus de la température de l’arc électrique. La présence abondante des bandes d’oxydes et d’hydrures dans le spectre des taches suffirait à démontrer catégoriquement la température relativement basse de celle-ci et permet de lui assigner une valeur voisine de 3 500 degrés.
Le fait le mieux établi de l’histoire des taches solaires est leur curieuse périodicité : tous les onze ans environ, (en moyenne exactement tous les onze ans et un dixième), elles sont presque absentes du disque solaire, puis, pendant trois ou quatre ans, leur nombre et leur étendue totale augmentent progressivement, puis restent à peu près stationnaires pendant quelque temps, pour diminuer ensuite pendant
