Idrogeno Sodio Magnesio Alluminio Silicio Potassio Calcio
1 23 24 27 28 30 40
Cromo Manganese Ferro Rame Zinco Bario
52, 0 52, 5 56, 0 63, 5 65, 0 137, 0 o 2 × 68, 5
Se un gran numero di corpi, visti come semplici dai chimici, e particolarmente i metalli preziosi, non sono ancora stati riconosciuti nel Sole, non `e sufficiente ad escluderne la presenza; questo fatto, puramente negativo, pu` o derivare dal fatto che questi metalli, a causa della densit`a considerevole dei loro vapori, si trovano rinchiusi in regioni profonde e inaccessibili all’analisi spettrale. In tutto quanto detto, abbiamo sempre supposto che le sostanze che esistono in questa regione del Sole ` tuttavia possibile che si abbiano anche corpi capaci di dare direttamente possono dare solo spettri continui. E righe luminose che sfuggono del tutto all’assorbimento. Si pu`o citare come prova di questa possibilit`a la riga gialla che brilla nello spettro delle protuberanze. Questa riga esiste, in realt`a, nello spettro ordinario; il suo splendore `e anche significativo, cos`ı come quello di altre poste nel verde e nel rosso. Non possiamo entrare in questo tema in maggiori dettagli; rinviamo il lettore alle numerose Comunicazioni che abbiamo inviato all’Istituto di Francia, e che sono state inserite nei Comptes rendus des s`eances de l’Acad´emie des Sciences del 1868 e 1869.
8.4
Analisi spettrale delle macchie. Conseguenze relative alla costituzione del Sole
I procedimenti consueti dell’analisi spettrale ci fanno conoscere l’insieme dei raggi che emanano dal Sole dopo aver attraversato la sua atmosfera; ma ci si pu`o chiedere se tutte le parti del globo solare emettono raggi identici e danno origine a spettri perfettamente simili. Sembra ben difficile che, su una superficie di cos`ı grande dimensione, vi sia una omogeneit` a completa, e naturalmente il pensiero si riporta alle macchie; si `e portati a chiedersi se queste regioni, cos`ı diverse dalle altre da tanti punti di vista, non debbano presentare particolarit` a significative per quanto riguarda le radiazioni che inviano. Abbiamo tentato di risolvere questo problema, e abbiamo cercato di ottenere immagini delle macchie il pi` u amplificate possibili. Abbiamo impiegato a tale scopo il nostro grande equatoriale di Merz. Ponendo a una piccola distanza del fuoco un obiettivo acromatico di un microscopio di Amicci, otteniamo una immagine del Sole, che, proiettata su uno schermo, avr` a il diametro di 22 o 23 centimetri; l’immagine delle macchie si presentava allora con grande rilievo, e, per una coincidenza molto fortunata, il numero delle macchie era stato considerevole nei mesi di aprile e maggio 1869, e ci ha consentito di studiarle attentamente, e di seguire con successo le diverse fasi che presentano. L’immagine delle macchie raggiungeva talvolta un diametro superiore a 1 cm, di modo che limitando con diaframmi la lunghezza della fenditura a circa 2 mm, era possibile esplorare le diverse parti dell’ombra e della penombra. Abbiamo impiegato prismi molto potenti, il cui numero variava da 3 a 5. Le misure erano prese sia con una scala graduata sul vetro e adattata all’oculare, sia con fili micrometrici. Nel seguito del nostro lavoro, tutte le righe sono state confrontate con le figure di Kirchoff, ma qui le riferiremo a quelle di Van der Willingen che abbiamo gi` a riprodotto. Ecco i risultati ai quali siamo giunti, e che, siamo felici di dire, sono stati in larga parte confermati da M. Lockyer: 1° Dirigendo lo spettroscopio verso le diverse regioni del disco solare si trovano dappertutto le stesse righe principali. Quanto alle righe secondarie, non possiamo essere altrettanto affermativi; esse svaniscono in certi punti, ma la loro scomparsa pu` o essere l’effetto di un maggiore splendore della luce in tali punti. Tuttavia, vicino al bordo, si notano variazioni considerevoli. Parecchi sistemi di linee molto sottili, che si notano difficilmente al centro, divengono pi` u visibili; esse presentano nello stesso tempo un aspetto indeciso e come nebuloso, i loro bordi non sono nettamente definiti. Per fare con rigore uno studio comparativo, bisognerebbe giungere a sovrapporre gli spettri di due punti del disco lontani tra loro; ci si assicurerebbe se le differenze riguardano solamente l’intensit` a della luce o la posizione delle righe. Ci `e stato impossibile impiegare uno strumento che desse tale risultato, ma abbiamo constatato che una semplice diminuzione dell’intensit`a luminosa non pu`o produrre un simile effetto; questo risultato `e quindi unicamente dovuto al maggiore spessore dello strato atmosferico che i raggi attraversano vicino al bordo. Soprattutto le righe D sono talmente diffuse che `e impossibile non riconoscervi un effetto dovuto all’assorbimento. 2° Nelle vicinanze delle macchie, e principalmente sulle facole che le circondano, le righe dell’idrogeno sono sempre pi` u deboli; qualche volta esse scompaiono completamente e finiscono pure per invertirsi. La riga C `e quella che subisce le maggiori variazioni. La riga F non scompare mai del tutto; essa `e accompagnata da un’altra riga nera che non appartiene all’idrogeno. Questi fenomeni si spiegano perfettamente ora. Abbiamo visto che, nelle vicinanze delle macchie, vi sono di solito enormi protuberanze composte di gas di idrogeno; 101