Taches et facules

1° — Les taches solaires sont des parties noires irrégulières qu'on. aperçoit de temps en temps sur le disque solaire quand on le regarde aveé un grossissement suffisant. Elles apparaissent sur le bord oriental et disparaissent sur le bord occidental, Elles sont généralement entourées d’une partie moins sombre. Va

Elles ne sont pas permanentes; elles se dissipent peu à peu. Certaines durent quelques jours, d’autres quelques semaines. On en a vu persister pendant 2, 3 et jusqu’à 8 révolutions solaires, ce qui permet de déterminer par. leur moyen le mouvement de la couche superficielle solaire.

Les taches occupent deux grandes zones (zones royales) qui s'étendent de part et d'autre de l'équateur entre les latitudes 5 et 30°. Leur fréquence est maxima entre 40 et 15°. Elles sont rares à l'équateur solaire, quasiment inexistantes au delà de 45° de latitude solaire. |

Le nombre des taches visibles chaque année varie périodiquement entre un minimum de l'ordre de 20 à 30, et un maximum de l’ordre de 2 à 300. La périodicité est voisine de 41,1 ans. La courbe du nombre des taches en fonction de l’année est dissymétrique; la figure 495 en représente l'allure, Il s’agit là d’une périodicité moyenne : les nom= bres réellement observés oscillent de part et d'autre de la courbe tracée. , 22 TR

On a trouvé que l'amplitude de l'oscillation diurne de la déclinaison

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magnétique est maxima quand lé nombre des taches est maximum, Minima quand ce nombre est minimum. de

2° — La surface solaire n’est pas uniforme; elle apparaît en projection comme granulée. Certains points sont particulièrement lumineux: on

Nombre des Laches

Fig, 125.

les appelle facules. Les facules se déplacent comme les taches, l’observation et les calculs se font de même pour les deux espèces de repères.

152. Repérage des taches sur le disque solaire. 1° — Pour étudier les taches on utilise ordinairement un équatorial, c'est-à-dire une lunette tournant autour d'un axe A parallèle à l’axe du monde. On règle l'axe À en vérifiant que l’image d’une étoile peut toujours être amenée sur la croisée de deux fils réticulaires, par simple rotation autour de l'axe A, sans changement de l'angle que la lunette fait avec lui : dans ces conditions la croisée des fils décrit un parallèle

de déclinaison.

Le réticule porte des fils rectangulaires convenablement distribués ; il est monté sur un cercle gradué déterminant son azimut par rapport au plan horaire qui passe par l’axe oplique de la lunette.

On commence par chercher sur le cercle l’azimut pour lequel les fils d’un des groupes sont dans les plans horaires. Pour cela on s'arrange de manière qu'une étoile reste en coïncidence avec un des fils de l'autre groupe quand, la lunette restant immobile, l'étoile se déplate en raison du mouvement diurne.

Ceci posé, on appelle angle de position P du point T, l'angle que fait