La Naturaleza (Madrid.1877) (1879-05-03 00:00:00), página 6

de una temperatura relativamente elevada, y como uno de nosotros ha visto la línea en cuestión invertida en el espectro de la cromósfera, se sigue que la cromósfera, aunque bastante fría para absorber, posee aún una temperatura bastante alta.

»2. En ciertas condiciones de temperatura y de presión, el espectro muy complicado del hidrógeno se reduce en nuestro instrumento á una línea en el verde que corresponde á F del espectro solar.»

Como en el caso del calcio, las observaciones del Sol les suministraron preciosos datos. La línea h faltaba en las protuberancias en 1875, si se cree el extracto siguiente del informe de la expedición del eclipse:

«Durante la primera parte del eclipse, notamos fuertes protuberancias reunidas. Hacia el fin se cubrieron parcialmente, mientras que otra serie de ellas apareció en el borde opuesto. Las más fuertes estaban repetidas tres veces por el efecto del prisma, y vamos á decidir, si es posible, el largo de la onda correspondiente á estas imágenes.»

Esperamos á priori hallar las líneas del hidrógeno. Conocemos tres: F, una línea cerca de G y h. F está justamente en el límite de la parte fotográfica del espectro, y hallamos, en efecto, imágenes de protuberancias en esa región; la fijación de la posición de las rayas de protuberancias está facilitada por la presencia de un espectro continuo emitido por la parte más fría de la corona.

Podemos, pues, admitir provisionalmente que la raya menos refrangible de nuestra protuberancia corresponde á F, pudiendo verificarla por la observación de las otras líneas.

A fin de determinar la posición de la línea siguiente, se estudió primero el poder dispersatriz del prisma; estando colocado el prisma en la mesa de un goniómetro, en el mínimo de desviación para F, se midió la distancia angular entre F y la línea del hidrógeno vecina de G, i.e. H γ, que se halló igual á 3', tomando la media de muchas medidas; el goniómetro fue graduado en 15', y en consecuencia del débil poder dispersivo y de la anchura relativamente grande de la hendidura, no puede considerarse esta medida sino como una primera aproximación. Volviendo á las fotografías y calculando la distancia angular entre el primero y segundo anillo de protuberancias, hallamos 3' 15''. Concluiremos, pues, que este segundo anillo es debido igualmente al hidrógeno.

Pero en vano buscaremos las protuberancias correspondientes á la tercera línea del hidrógeno, designada habitualmente por h.

Por más que esta línea sea siempre más débil que H γ, su ausencia en la fotografía es bastante sorprendente, y no puede explicarse en manera alguna sino admitiendo que la raya en cuestión no se produce sino á una alta temperatura, hecho que las investigaciones de Franckland y de Lockyer hacen por otra parte probable. (Proc. Roy. Soc., vol. XVII, p. 453.)

Volvamos ahora á la última y más fuerte de las protuberancias visibles en las fotografías. Entre esta serie y lo que hemos juzgado que corresponde á H γ, hay sensiblemente la misma distancia que entre H β y H γ, y concluye Lockyer como una primera observación, que los cuadrados de los inversos de las longitudes de las ondas de estas tres series están en progresión aritmética. Calculando según esto la longitud de esa línea desconocida, la hallamos un poco inferior á 3.957. No puede tenerse, por lo demás, gran confianza en este número, pero parece que la línea debe estar colocada al fin del espectro visible.

A fin de decidir, si es posible, de dónde proviene, propone averiguar Lockyer, por la fotografía y la florescencia, si el hidrógeno posee una línea en esta parte del espectro. Hasta ahora no ha llegado á una conclusión cierta. En un tubo de Gaissler, que contiene hidrógeno rarificado, se ve una fuerte línea más refrangible que H, pero como este mismo tubo muestra entre H γ y H δ otras líneas que se sabe que no pertenecen al hidrógeno, el origen de la línea ultravioleta es difícil de averiguar.

Lockyer ha ensayado hacer pasar la chispa en el hidrógeno á la presión atmosférica, esperando atenuar así la influencia de las impurezas; pero entonces se extiende un espectro continuo sobre el violeta y una parte del ultravioleta, é impide observar raya alguna.

Este es un punto que hay que aclarar experimentalmente. Si se halla que esta línea no se debe al hidrógeno, se trataría de saber á qué sustancia pertenece. Es de observar que la longitud de la onda calculada la pone muy cerca de H del calcio. Joung ha observado que estas líneas del calcio están siempre invertidas en la penumbra y en la vecindad inmediata de las manchas solares un poco importantes. El calcio debe, por consecuencia, elevarse muy alto en la cromósfera. Llamamos la atención sobre esta coincidencia, pero las fotografías de Lockyer no permiten deducir ninguna conclusión cierta.

Parece, pues, resultar de las pruebas de Loc-