Boletín meteorológico (Madrid. 1890) (1894-10-01 00:00:00), página 2

En este dibujo aparecen admirablemente reproducidos la magnitud de la corona, la aurícula, los rayos luminosos más allá de la atmósfera que recubre inmediatamente la superficie solar, y la región de las protuberancias.

Durante los eclipses de 1869 y 1870 abordaron los astrónomos el estudio de la corona solar, pero no estuvieron de acuerdo respecto del origen del fenómeno.

El eclipse de Diciembre de 1871, que fué particularmente visible en las Indias, en las llanuras de los Nelgherries, proporcionaba al Sr. Janssen una excelente ocasión de reanudar este estudio.

Considerando que el mal éxito de los trabajos, intentados hasta entonces, procedía de la debilidad luminosa del espectro dado por la corona en los aparatos empleados, por excesivamente dispersivos, el Sr. Janssen trató de obtener un espectro mucho más luminoso, empleando un telescopio de corto foco y un espectroscopio apropiado.

Con estas especiales disposiciones, y favorecido también por la altura de la estación de Schoolor y la pureza de la atmósfera en el momento del eclipse, se pudieron determinar ciertos puntos que resolvían la cuestión:

1.º Que el aspecto de la corona permanece el mismo en el transcurso de la duración de la totalidad, y á pesar del cambio de posiciones relativas de la Luna y del Sol; fenómeno que no ocurriría con una corona que fuese debida á efectos de difracción.

2.º Que el espectro coronal presenta las rayas brillantes de la protuberancia, con una intensidad que indica una emisión propia, y, además, la raya llamada λ.474 más fuerte en este espectro aún que en el de las protuberancias, hecho de la mayor importancia para acusar la existencia de una emisión propia del medio coronal, y para demostrar que el fenómeno es propiamente debido á la presencia de un medio gaseoso incandescente.

3.º Por último, que además de los fenómenos de polarización radial que presenta la corona, pudo reconocerse en el espectro coronal la existencia de varias rayas obscuras del espectro de Fraunhofer, principalmente la raya D; este fenómeno de reflexión de la luz solar sobre el medio coronal, demuestra bien claramente la materialidad de éste.

Las conclusiones de las observaciones del señor Janssen fueron, generalmente, admitidas por los astrónomos, y pareció que no debía dudarse ya de la existencia de la atmósfera coronal.

Sin embargo, no había conformidad respecto de la existencia de las rayas obscuras fraunhoferianas en el espectro coronal. Pero volvieron á verse por algunos observadores, aunque ocularmente, durante el eclipse de 1878, y luego en 1882, en el eclipse observado en el Egipto por M. Schuster, con auxilio de la fotografía.

En el eclipse observado por el Sr. Janssen en la isla Carolina aparecieron de un modo completo, puesto que se vieron entonces en el espectro coronal hasta cien líneas obscuras, próximamente. Bien es verdad que este espectro se obtuvo con un telescopio y espectroscopio extraordinariamente luminoso.

A pesar de que estas observaciones habían llevado, completamente, la convicción al ánimo del Sr. Janssen acerca de este punto, era de desear que la existencia de estas rayas fraunhoferianas que, acusando la reflexión de la luz sobre la materia del medio coronal, dan la prueba de su realidad material, era de desear, decimos, que esta existencia fuese demostrada por la fotografía.

Pues bien, el conde de la Baume Pluvinel, muy versado en asuntos de fotografía científica, estaba llamado para combinar las disposiciones necesarias á fin de obtener un hermoso espectro de la corona, como así sucedió.

A pesar de las condiciones atmosféricas, poco favorables mientras duró el eclipse, y de la falta de auxiliares, M. Pasteur pudo obtener un espectro fotográfico de la corona, de grande interés en este estudio.

Este espectro fotográfico se refiere á las partes bajas y medias de la corona. Las partes bajas indican, con una gran intensidad, las rayas brillantes de las protuberancias y del medio coronal.

Pero la parte del espectro que corresponde á una región media y más elevada presenta el espectro fraunhoferiano de reflexión mezclado con el espectro coronal. El número de rayas obscuras es bastante considerable y no puede dejar la menor duda.

De H, que es cambiado en h, se prueba especialmente la existencia de las rayas del hierro \( \lambda = 400,45 \), del manganeso \( \lambda = 403 \) y 403,5; de h á G, las rayas \( \lambda = 413,15 \) y 413,4 del calcio; \( \lambda = 418,3 \) y 418,7 del hierro; 422,6 del calcio; \( \lambda = 427,2 \) del hierro; \( \lambda = 429,8 \) del calcio y \( \lambda = 430,7 \) del hierro; la línea \( \lambda = 434 \) Hg cambiada y \( \lambda = 438,2 \) y 440,4 del hierro, etc.; de G á F las líneas 438,2 y 440,4 del hierro, etc. Las posiciones de estas rayas han sido restablecidas por los Sres. de la Baume y Janssen por medio de la máquina de medir de los Sres. Brunner, perteneciente al Observatorio.

En el ultra-violeta, independientemente de las rayas brillantes del hidrógeno, se reconocían también partes fraunhoferianas.

El hecho de la reflexión de la luz solar sobre la materia de la atmósfera coronal puede considerarse como definitivamente sentado.

Pero debe añadirse que este fenómeno de reflexión, que es de escasa intensidad y de observación muy delicada, sólo puede probarse en ciertas partes de la corona, allí donde la emisión luminosa no es demasiado fuerte, y en donde, sin embargo de esto, la densidad del medio es todavía