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Ainsi, il arrive souvent que dans le cours d^une année il n^y J pas un seul jour sans taches, et, que dans les années les moins ^yvorables à ces observations M. Scbv»rabe a trouvé des taches 2u moins de deux jours Tun.

f>. La présence des taohèi à permis de constater que le soleil a 11. i8

ttn mouvement propre analogue au mouT^nent dhime de la terre , et de déterminer en même ten^ la période de ces révo» lutions et la direction de Taxe autour duquel eUes s'accomplissent. La durée de la rotation du soleil est d^^iviron vingtcinq jours ; les observations les plus récentes sont cdles de M. Laugier qui donnent 25^ 8** 10'; s'il y a quelques heures de différence entre les déterminations des divers <^>servateuis, cela tient sans aucun doute à la mobilité des tadies qui en se déformant et en se déplaçant eUes-mémes, dérangent la fixité du repère qu'il fendrait avoir pour arriver à une mesure précise. Si Taxe de rotation du soleil était dans le plan de Tédmtique, dirigé, par exemple, suivant la ligne des équinoxes, nous verrions à cette époque, en mars et septendire, les tadies décrire un cercle parfiedt; tandis qu'aux solstices, en juin et décembre, placés dans l'équateur solaire, nous les verrions se mouvoir en ligne droite; enfin dans les saisons intemiédiaires le cercle des taches, tu plus ou moins obliquement ^ nous semblerait être une ellipse plus ou moins allongée. Si Taxe de rotation du soleil était perpendiculaire à Tédiptique , les taches se^iéplaceraient pour nous en ligne droite à toutes les époques de Tannée. C'est donc par l'aspect des courbes qu'elfes semblent décrire que l'on arrive à déterminer l'axe de rotation; cet axe fait avec Técliptique un angle de 7* 19' diaprés les observations de Ddambre, et la ligne des nœuds de l'équateur solaire fait avec la ligne des équinoxes un angle de 80* 45'. Ainsi, un peu avant les solstices , au consmenc^nent de juin et de décembre, les taches du soleil semblent se mouvoir en iîrae droite, et c'est un peu avant les équinoxes, au commencement de mars et de septembre que leur trace prend ra^>ect de Vellipse la moins allongée.

Un fait bien digne de remarque et omstaté par toutes les observadons, c'est que les tadies ne se forment pas indiffàramment sur toute l'étendue de la surSeK^e du sdeil : elles ne parûoeat point vers les pôles et, ce qui est plus surprenant, elles ne paraissent que très-rarement sur l'équateur, où la puissance énorme de la force centrifuge devrait produire les perturbations les |>lus fràjuentes et les plus considérables, elles semblent confinées dans deux zones symétriques et parallèles qui ne s'étendent pas au delà de 35* de part et d'autre de l'équateur, laissant entre

\ GHAP. YI. — TACHES fiU SOLEIL. i7S

\ întenralle libre de plusieurs degcéA de Uaçeur, sur '^ oe pacaîssent presque jamais (P14. 31 b, Fig. 7). >tléve mmêàmmàii^* — Casftiid a donné le nom de lumière ^^n immense ellipsoïde assez aplati pour n'avoir «-^ . lenliailaire aigué et qui paraît éclairé d'une lu-

Lise (oompaiabJe à celle d'une queue de comète peu .iite. Dans nos dimats la lumière zodiacale se montte au jm de mars et d'arril, après le coucher du soleil, et aux mois deieptembre et d'octobre avant son lever; son apparence est celle dw cône, ou jdutot d'un angle dont le sommet ^'élève tantôt de 30, tantôt de 00* au-dessus de l'horizon , sa largeur au point le plus bas corre^ondant à un angle visuel variable de 10*1 30*; sa position semble indiquer que ^on plan moyen oûàcicle avec Téquateur du soleil 4 et, d'après sa hauteur au* dessus de lluxizûn, elle appartiendrait à un ellipsoïde aplati, ajant pour centae le ^6be du soleil, et se développant dans J'éfuateur de cet astre jusqu'à une distance qui comprendrait les oibites de Mercure et de Vénus, peut-être même l'orbite de la Tecre. Sous la lone tonide la liunière zodiacale est plus éclatante que dflms nos latitudes; ce qui ne dépend peut-être qœ de linégale tran^iarence de notre atmosphère. On croit avoir rei&arqué qu'elle a pds récemment une intensité extraordinaire dins deux drconstances différentes: en 1843, pendant l'apparitiou de la comète dont la queue occupait dans le del une longueur de 50^; et dans les premiers mois de 1850, bien qu'il a j eût alors aucune comète sur Tborizon.

130. BhémmmémtB «Ibaervés pendant les éelipsea totaleB 4e •»lfltt. — Pendant les écUpses totales du 8 juillet 1842 et du 28 juillet 1851 , les astronomes ont donné une attention particulière à deux phénomènes remarquables qui avaient déjà été signalés et décrits depuis plus d'un âiède; mais qui n'avaient pas alors toute J'importance qu'ils doivent avoir aujourd'hui , parce qu'ils se rattachent à des questions que les progrès de la Kieooe tendent chaque jour plus accessibles. Le premier de ces phénomcnes est celui de la couronne; le second celui desproé»

minences»

La coiironae tft le champ de lumière qui environne encore le (iûque dn soleil quand il est complètement caché par la lune, iie est représeatée (Pl. 31 a, Fig. 1, 5); la figure 1 appâr-

276 LIVRE VI. — OPTIttUE.

tient à réclipse du 8 juillet 1842 (Mem, de la Soc. astr. de Londres j t. XV); la figure 5 appartient à Vëclipse du 28 juillet 1851 (mêmes Mém,^ t. XXI). Les divers observateurs ne sont pas exactement d'accord sur quelques apparences de ce phénomène ; savoir : sur l'étendue du champ de lumière, sur sa forme et sa couleur, sur son état de calme ou d'agitation; cependant tout le monde admet qu'il conunence strictement au bord mène du disque de la lune, et qu'à partir de là son intensité offire une dégradation progressive; tout le monde admet que son éâ^t plus ou moins vif peut bien être modifié par l'état de notre atmosphère , mais que la couronne elle-même a une origine et une cause indépendantes de la terre et de la lune.

Les points essentiels à examiner sont ceux qui semblent à l'abri de nos influences atmosphériques ; ce n'est donc ni l'étendue de la couronne, ni son intensité, ni sa couleur; mais c'est surtout son état de calme ou d'agitation. M. Arago, en 1842, a signalé des aigrettes ou de longs jets de lumière, se propageant normalement et avec une grande vitesse , dans toute l'étendue du champ; M. Airy, en 1851, n'a pas observé ces mouvements continuels, mais il a reconnu très-nettement la structure rayonnée, qui rappelle la rose des vents , comme il le dit lui-même et comme l'indique la figure 5 qui est tirée de son mémoire; d'autres observateurs cependant ont remarqué aussi en 1851 des coruscations, c'est-à-dire des jets rayonnants, analogues aux aigrettes de M, Arago {Annuaire 1846).

Les uns attribuent à la couronne une largeur presque ^[ale au diamètre de la lune , les autres ne lui donnent qu'une largeur trois fois moindre; mais en général, à la couleur près, U lumière qu'elle répand est, pour son intensité, comparable à celle de la lune.

lies proéminences observées en 1842 et en 1851 sont pareillement représentées sur les figures 1 et 5 ; ce sont des espèces de flammes colorées, généralement roses ou rouges qui se montrent sur la couronne près du limbe de la lune , tantôt isolées comme c (Fig. 5), tantôt paraissant s'appuyer sur le limbe luimême , conune a, A, rf, e, f. J'emprunte encore ici la figure et la description du savant astronome royal de l'Observatoire de Greenwich : un peu avant l'éclipsé totale, le limbe de la lune et celui du soleil, formant un croissant très-étroit, donnaient