As a result of research carried out with rocket-borne grating spectrographs, the nature of the extreme ultraviolet spectrum of the Sun is now known to a short wavelength limit of 33.7 Å, the Lyman-alpha line of C VI. Most of the emission lines of wavelengths greater than 400 Å have been identified, as have those from 80 Å to 33.7 Å. Between 149 Å and 400 Å, however there are many intense emission lines whose identity has not as yet been established. Twenty or more have been proved to be from iron, since they appear in spectra obtained from high temperature plasmas into which iron has been introduced, but the stages of ionization have not yet been established. Lines from the elements most abundant in the Sun, H, He, O, N, O, Ne, Mg, Al, Si, S and Fe, in most of the stages of ionization requiring 500 eV or less for production have been found. The outstanding exceptions are the lines in the fluorine and neon sequences.

Spectroheliograms, photographed with normal incidence spectrographs, show that the emission lines Fe XV 284 Å, Fe XVI 335, 361 Å, originate principally from active regions, in contrast to He II 304 Å, which is emitted with great intensity from the disc also. Continuum emission, in the wavelength range 170–300 Å, has been recorded from intense centers of activity.

Grâce aux recherches menées au moyen de spectrographes à réseaux portés par des fusées, on connaît maintenant la nature du spectre solaire dans l'extrême ultra-violet jusqu'à 33,7 Å, la raie Lyman α de С VI.

On a pu identifier la plupart des raies d'émission de longueur d'onde supérieure à 400 Å ainsi que celles comprises entre 80 Å et 33,7 A. Cependant, entre 149 Å et 400 Å, il subsiste de nombreuses raies non identifiées. On а pu montrer que vingt au moins d'entre elles proviennent d'atomes de Fe puisqu'elles apparaissent dans les spectres de plasmas à haute température où l'on a introduit du Fer; mais on en ignore les états d'ionisation. On a aussi reconnu l'existence des raies des éléments les plus abondants dans le Soleil, H, He, C, N, O, Ne, Mg, Al, Si, S et Fe, dans les états d'ionisation de potentiel inférieur à 500 eV. Les exceptions les plus remarquables sont celles des séquences du fluor et du néon.

Au moyen de spectrographes à incidence normale, on a obtenu des spectrohéliogrammes qui montrent que les raies d'émission, Fe XV 284 Å, Fe XVI 335, 361 Å, sont produites principalement dans les régions actives; au contraire de Не II 304 Å, émise avec une grande intensité sur le disque aussi. Les centres d'activité intenses émettent aussi un spectre continu dans la gamme 170-300 Å.

Благодаря исследованиям, проведенным при посредстве многоканальных спектрографов на ракетах, теперь известна природа солнечного спектра в дальней ультрафиолетовой области до 33,7 Å, лаймановская линия α С VI. Удалось отождествить большинство эмиссионных линий с длиной волны превышающей 400 Å, как и с длиной волны между 80 Å и 33,7 Å. Однако, между 149 Å и 400 Å многочисленные линии остались неотождествленными. Удалось показать, что по крайней мере 20 из них происходят из атомов Fe, т. к. они появляются в спектрах плазм с высокой температурой, куда было введено железо; но ионизационные состояния не известны. Распознано также существование линий самых обильных элементов в Солнце — Н, Не, С, N, О, Ne, Mg, Al, Si, S и Fe в состояниях ионизации с потенциалом ниже 500 эв. Самыми замечательными исключениями являются ряды снимков флуора и неона.

При посредстве спектрографов с нормальным направлением падения были получены спектро- гелиограммы, показывающие, что эмиссионные линии, Fe XV 284 Α, Fe XVI 335, 361 Å, произведены главным образом в активных областях, в противоположность Не II 304 Å, излучаемых с большой интенсивностью также на диске. Интенсивные центры активности излучают также непрерывный спектр в диапазоне 170-300 Å.