ESSAT SUR LE ROLE DES ONDES HERTZIENNES

sa plus grande amplitude lors de la plus grande actwité solaire et sa plus faible valeur lors du minimum des taches.

C'est, en effet, ce que montre l'observation.

B. — Perturbations des éléments magnétiques.

La relation qui relie la période de l’activité solaire à la courbe diurne de l’aiguille aimantée se précise et se manifeste d’une manière encore plus remarquable avec des phénomènes d’un caractère bien différent : les perturbations magnétiques. À certaines époques, l’aiguille aimantée est agitée par des mouvements brusques et variables, se produisant à n'importe quelle heure, et dont l'amplitude, qui dépasse fréquemment de beaucoup l’amplitude totale de la pé-

riode diurne, atteint souvent ,! de l'intensité totale du magnétisme terrestre,

et quelquefois même 5 et À de cette valeur.

Parmi ces perturbations, quelques-unes paraissent avoir un caractère local et une origine uniquement terrestre : elles se manifestent peu à peu par une déviation graduelle des aiguilles aimantées, sans avoir été précédées d'aucun signe précurseur; elles se produisent pour un des éléments avant de se montrer d’une manière quelconque pour les autres, dans une sfation donnée, sans que dans d’autres très éloignées ou même voisines, les aimants soient le moins du monde perturbés. D’autres, au contraire, et c’est le plus grand nombre, ont des caractères complètement différents : soit qu’elles se manifestent d’une manière absolument brusque au milieu d’une période de calme magnétique, soit qu’elles soient précédées de signes précurseurs d’agitation, elles affectent simultanément les trois éléments, et se produisent au même moment dans des stations très éloignées les unes des autres; et elles donnent aux courbes des enregistreurs des inflexions irrégulières et brusques qui sont simultanées pour les trois éléments. Ces caractères sont parfaitement familiers à tous ceux qui ont la pratique des enregistreurs magnétiques. Nous y reviendrons d’ailleurs tout à l'heure.

Depuis longtemps, on à remarqué qu'il y a un parallélisme complet entre la fréquence de ces perturbations et celle des taches du Soleil. La relation de cause à effet de ces deux ordres de phénomènes, dont le parallélisme se poursuit jusque dans les détails, n’est plus contestée aujourd’hui : et le fait que les perturbations se produisent simultanément dans les stations les plus éloignées de la surface du globe prouve incontestablement, en effet, qu’elles sont dues à une cause cosmique ('). De nombreux travaux, depuis ceux de Sabine jusqu'à ceux relativement récents de W. Ellis (?), de Sidgreaves (*), etc., ont conclu, sans

(1) Proceed. of the Royal Society, t. LIT, p. 191-212. (2?) Monthly Notices of the Roy. Ast. Soc., t. LX, p. 142-159. (3) The Observatory, t. XXIV, p. 39-42.

qu'il puisse, semble-t-il, subsister aucun doute, à une connexion absolue entre les taches solaires et les perturbations magnétiques. Nous n’y insisterons donc pas.

Nous voulons cependant accorder une brève mention au Mémoire dans lequel Ellis (‘}, à l’aide de documents très étendus, a confirmé, comme l'avait déjà indiqué le général Sabine, que les perturbations (celles du moins qui sont caractérisées à leur début par une déviation brusque et simultanée des trois éléments, et qui seules, de ce fait, se prêtent, sans erreur possible, à une comparaison de ce genre) sont rigoureusement simultanées dans les stations les plus éloignées de la Terre (les différences de 2 ou 3 minutes au plus, observées dans certains cas entre deux stations, rentrant amplement dans les limites d'erreurs des enregistreurs employés ).

Le seul moyen d’avoir une indication précise sur le caractère exact de cette mystérieuse connexion entre l’activité solaire et nos perturbations magnétiques est l’étude individuelle des perturbations isolées et des taches correspondantes.

Or, voici ce que nous apprend une pareille étude :

1. On s’est demandé s’il existe une relation entre l’apparition des perturbations et la position des taches correspondantes sur le disque solaire; et des opinions, en apparence contradictoires (quoique basées les unes et les autres sur des documents très complets), ont été émises sur ce point. Tandis que M. Marchand (?) a conclu (et les diagrammes publiés par lui semblaient absolument convaincants) que les principales perturbations coincident toujours avec le passage d'un groupe de taches ou de facules au méridien central du Soleil, M. Veeder (*) a trouvé, au contraire, une coïncidence parfaite entre les perturbations et l'apparition de taches ou de facules au bord est du Soleil. M. Tacchini, enfin, a soutenu que la position de la région perturbée sur le disque solaire n’a pas d'importance.

Or, c’est M. Tacchini qui a raison, sans d’ailleurs que les opinions de MM. Marchand et Veeder cessent de renfermer une part de vérité: M. G.-E. Hale (*) a montré en effet, par l'étude des clichés du Soleil avec taches et facules qu'il obtient à l’aide de son spectrohéliographe, qu'il y a une grande probabilité pour que, les années de grande activité solaire (et ce sont ces années que MM. Marchand et Veeder ont considérées dans leurs calculs), une facule au moins existe toujours au méridien central ou au bord est du Soleil. Sur 142 clichés pris en 1892 par M. Hale, 10 seulement ne montraient pas de facules au

(1) Proc. Roy. Soc., t. LIFE, p. 191.

(2) Comptes rendus, 10 janv. 1887.

(3) Astronomy and Astrophysics, 1892, p. 331, 434-436. (+) Comptes rendus, t. CXVT, p. 240.

méridien central. Comme, d'autre part, le nombre de groupes de facules sur le disque solaire est indépendant de la longitude héliocentrique de la Terre, il en résulte qu'aux années de grande activité solaire la probabilité qu'à un instant donné un ou plusieurs groupes de facules se trouveront sur un méridien quelconque du Soleil est 93 pour 100. Enfin, dans un travail très complet publié récemment (!}, et qui embrasse toutes les observations magnétiques et solaires faites de 1881 à 1898 à l'Observatoire de Stonghurst, le P. Sidgreaves à montré que les perturbations magnétiques ne semblent pas correspondre à une position plutôt qu’à une autre des taches sur le disque solaire : il y a environ 18 pour 100 des coincidences qui se rapportent à des taches situées au limbe est, 25 pour 100 sur le bord ouest, et 19 pour 100 sur le méridien central.

2. S'il n’y a pas de relation spéciale entre les perturbations et la longitude héliocentrique des taches, en revanche tous les observateurs s'accordent à reconnaitre que la grandeur et l’importance des perturbations dépendentde l’état plus ou moins grand d'activité des taches correspondantes : fréquemment de grandes taches (lorsqu'elles sont calmes) existent sans qu'il se produise d’orage magnétique ; en revanche des perturbations intenses des aiguilles aimantées se montrent parfois lorsqu'il n’y a que des taches petites, mais qui sont le siège d’une vive agitation (que décèle soit l'étude visuelle ou photographique, soit l'observation spectrale). Tous les auteurs, y compris tous ceux que nous avons cités plus haut, s'accordent sans exception à reconnaitre ces caractères : à savoir que la grandeur des taches est sans influence, et que leur état plus ou moins grand d’agitation est un facteur capital de la production des perturbations magnétiques. Ainsi, comme l’a le premier indiqué Tacchini, celles-ci correspondent moins à la présence même des taches (car celles-ci sont sans effet magnétique lorsqu'elles sont tranquilles) qu'à des cnaxcemexrs rapides de la surface solaire, et qu’à l’état d’acuvité rapide des taches et facules, que l’on reconnait, nous le répétons, facilement par l'observation visuelle et photographique à l’aide de laquelle on peut suivre les variations rapides des taches, et surtout par l'étude spectrale qui, lorsque les taches sont violemment agitées, montre leurs raies renversées et distordues vers le rouge et le violet, indice certain de la vitesse radiale énorme des mouvements qui s’y manifestent. Nous verrons dans la suite de ce Chapitre quelques exemples caractéristiques de ces faits.

3. Il est une autre question, à tous égards essentielle, et sur laquelle cepen-

(1) Loc. cit.

dant les astronomes n’ont pas jusqu'ici porté suffisamment leur attention, puisqu'il n'existe aucun travail sur ce sujet; c’est celle de la vitesse avec laquelle les perturbations du Soleil se transmettent au magnétisme terrestre. L'étude de cette vitesse est certainement capitale; elle paraît de nature à nous renseigner d’une manière précise sur le caractère de ces phénomènes et la nature exacte de l'agent physique par l'intermédiaire duquel nos aiguilles aimantées subissent d’une manière aussi surprenante le contre-coup des éruptions du Soleil. Et c’est, enfin, dans cette étude que nous pourrons trouver le criterium certain des diverses théories qui ont été émises pour expliquer ces faits.

Pour toutes ces raisons, nous avons voulu apporter sur ce point une contribution personnelle, si minime fût-elle :

Nous ferons d’abord brièvement quelques remarques indispensables sur les limites des erreurs d'observation que l’on peut rencontrer dans l’étude des coincidences entre les phénomènes solaires et magnétiques. Les enregistreurs magnétiques en usage dans les divers observatoires sont, soit du type Addie (en Angleterre notamment), soit du type Mascart (en France, etc.). Sur les courbes enregistrées par ces appareils, l’écheile des temps est malheureusement assez petite : dans les courbes de l'appareil Mascart, 1" d’abscisse correspond à 6 minutes de temps (dans l'appareil Addie l’échelle est légèrement plus grande et 1% d’abscisse correspond à environ 4 minutes); si l’on se rappelle d’autre part que la largeur du trait imprimé photographiquement n’est guère moindre (quand l’appareil est bien réglé) que 0o"",5; que cette largeur est elle-mème très variable, au moment des perturbations, sur une même courbe, et dépend de la rapidité des mouvements des aimants, on comprendra qu'avec une échelle aussi réduite il est difficile de faire, au delà d’une certaine limite, des mesures parfaitement précises sur ces courbes. De plus, de légères erreurs peuvent résulter : 1° de la descente du châssis (commandé par un mouvement d’horlogerie) et dont la régularité n’est pas parfaite comme le montre l'expérience; 2° de l'allongement ou du retrait du papier photographique selon son état hygrométrique; 3° en cas de reproduction, du soin apporté au décalque (et nous n'avons pu étudier directement dans ce travail que les courbes originales de l'Observatoire de Nice; pour les autres stations nous n'avons eu à notre disposition que des décalques que l’on a bien voulu nous envoyer ou les reproductions lithographiques trouvées dans les publications). Pour toutes ces raisons, nous estimons (d’accord en cela avec M. Moureaux, directeur de l'Observatoire du Pare Saint-Maur, et M. Ellis, chef du service magnétique à Greenwich) qu’il n’est guère possible de garantir l'heure à moins de + 2 minutes sur les courbes que nous avons étudiées.

D'ailleurs cette limite d'erreur est elle-même beaucoup plus faible, comme

nous le verrons, que les différences qui nous permettront de faire un choix entre les diverses théories.

Pour faire ce travail nous avons étudié parallèlement les littératures du Soleil et du magnétisme terrestre depuis une vingtaine d'années, et cela le plus complètement possible. Ce n’est que depuis une quinzaine d'années environ que l’on possède en France et dans quelques pays un enregistrement continu des phénomènes magnétiques. Auparavant les observatoires anglais seuls possédaient des enregistreurs, et à Greenwich même, on n'a commencé à publier quelques courbes qu’il y a vingt ans. Quant au Soleil, l'étude connue de sa surface n’est réalisée nulle part; on ne l’observe d’une manière un peu suivie que dans quelques observatoires d'Europe et d'Amérique, c’est-à-dire que pendant au moins 12 heures par jour nous n'avons aucun renseignement sur ce qui se passe dans le Soleil. Nous n'avons eu depuis 20 ans que deux époques d'activité solaire, vers 1881 et vers 1892, et cen’est que pour cette dernière que l'on possède autre part qu’en Angleterre l'enregistrement continu des perturbations magnétiques. Pour toutes ces raisons, le champ de notre recherche a été singulièrement limité.

Enfin, et pour éviter toute cause d’erreur, toute équivoque dans l’interprétation des faits (et la nature même de cette recherche nous commandait cette précaution), nous avons volontairement exclu de notre étude tous les phénomènes d'activité solaire (d’ailleurs assez nombreux) dont on n’a pas rigoureusement observé le début, tous ceux qui ne se sont pas manifestés d’une manière brusque et, pour ainsi dire, instantanée. Des considérations exposées ci-dessus, il résulte que la probabilité pour qu’une manifestation soudaine d'activité, ainsi caractérisée, se produisant sur le Soleil, soit observée sur un point de la Terre, est évidemment très faible. Ainsi Young qui, toute sa vie, observa le Soleil visuellement et spectroscopiquement, d’une manière presque continue, n’a eu l’occasion d'observer que deux ou trois phénomènes de ce genre. Mais si, dans ces conditions, le nombre des phénomènes solaires éruptifs que nous aurons à considérer est forcément limité, les conclusions que nous pourrons tirer de chacun d’entre eux auront d'autant plus d'importance et semblent devoir être d'autant plus nettes.

Rappelons tout d’abord les quelques phénomènes ayant les caractères définis plus haut, qu’on a observés lors des deux maxima d'activité solaire qui ont suivi le milieu du siècle dernier. Ces faits sont restés classiques :

1° L'observation faite par MM. Carrington et Hodgson le 1°° septembre 1859 est célèbre : ce jour-là ces deux astronomes, dans deux stations distinctes, virent simultanément un phénomène dont ils ont donné l’un et l’autre la des-

cription complète (!}, consistant en deux ponts lumineux extrêmement brillants qui se formèrent brusquement au bord d’une grande tache et disparurent au bout de 5 minutes, après avoir parcouru environ 58000"". Les deux observateurs s’accordèrent à dire que le début soudain du phénomène s'était produit entre 1118 et ri! 20" (temps moyen de Greenwich). Or, les courbes magnétiques de l'Observatoire de Kew (le seul établissement qui, à notre connaissance, possédât à cette époque des enregistreurs) montrent (?) qu'une perturbation très étendue et soudaine des trois éléments se produisit ce jour-là à 11" 20%, c’est-à-dire que les débuts des perturbations solatre et magnétique se produisirent d’une manière rigoureusementsynchrone dans les limites d'erreur définies ci-dessus.

2° Young, pendant le maximum d’activité solaire qui suivit celui de 1859, a eu la bonne fortune d'observer spectroscopiquement plusieurs faits analogues. Voici d’ailleurs comme il les rapporte (*) : « Le 3 août 1872, dans le voisinage d’une tache solaire qui apparaissait à ce moment sur le bord du Soleil, la chromosphère présenta à plusieurs reprises de grandes perturbations pendant la matinée. Des jets de matière lumineuse d’un éclat intense s’élançaient du Soleil, et les raies sombres du spectre furent renversées par centaines, pendant plusieurs minutes de suite. Il y eut trois PAroxYSMES particulièrement remarquables à 8° 45%, 10° 30% et 11" bo" du matin (temps moyen de Sherman dans les Montagnes Rocheuses où Young faisait ses observations) ». Young ajoute que, précisément pendant qu’il observait, celui de ses collaborateurs qui était chargé des observations magnétiques constata des mouvements extraordinaires de l’aiguille aimantée. D'autre part, Young ayant reçu les courbes magnétiques pour ce jour-là, de deux observatoires anglais, Greenwich et Stonyhurst, remarqua que, sur ces deux courbes, les trois paroxysmes qu’il avait observés aux États-Unis étaient accompagnés de secousses brusques identiques et correspondantes des aimants, qui, « en tenant compte de la différence de longitude, furent simultanées avec les perturbations spectroscopiques observées sur les Montagnes Rocheuses... »

3° Le 5 août 1872, Young observa un phénomène analogue. Et ici la coïneidence à un caractère encore plus net, car le à août fut, en dehors de la perturbation qui nous occupe, un jour calme au point de vue magnétique, tandis que le 3 août les aimants avaient été plus ou moins agités toute la journée. Donc le 5 août, dans la même tache, Young observa à 6° 4o% «un des phénomènes les plus remarquables qu’il ait jamais vus », suivant son expression. » « Les raies de

(1) Monthly Notices of the Roy. 4stron. Society, t. XX (1859), CARRINGTON, p. 13-15, HoDGsoN, P: 15-16.

(ous Gi, jose

(3) YounG, Le Soleil, p. 124-126.

l'hydrogène ainsi que beaucoup d’autres furent renversées d’une manière brillante dans le spectre du noyau et la raie C se déplaça vers l’extrémité supérieure du spectre, indiquant un mouvement radial d'environ 120 milles (192) par seconde... » Le phénomène dura environ r heure. Or, sur les courbes magnétiques reçues de Greenwich et de Stonyhurst, Young observa pareïllement que, en tenant compte des longitudes, l'aiguille aimantée qui était calme auparavant eut une secousse brusque à la minute même où l’éruption observée par lui commençait et resta agitée pendant environ 1 heure (comme la tache solaire ellemême) pour reprendre ensuite son allure calme.

Young conclut de ces faits et de celui observé par Carrington et Hodgson qu'il est « extrêmement probable que chaque perturbation importante de la surface solaire se transmet à notre magnétisme terrestre avec la vitesse de la lumière ».

Arrivons maintenant aux exemples que, dans notre étude de la question, nous avons nous-même trouvés de faits analogues, et dont quelques-uns nous paraissent encore plus caractéristiques que ceux rapportés par Young. Nous procéderons par ordre de dates :

4° Le 17 juin 1891, M. Trouvelot (‘}) était en train d’observer dans la matinée le Soleil dont 1l avait projeté l’image sur un écran, quand, à ro" 16" (temps moyen de Paris), son attention fut tout à coup attirée par l'apparition d’un « phénomène lumineux extraordinaire, qui ne ressemblait en rien à ce qu'il avait observé jusqu'alors sur le Soleil ». Et il décrit ainsi le phénomène : « Tout contre le bord occidental de l’astre on voyait une tache lumineuse sous-tendant ua arc de 3° sur le limbe et qui surpassait bien loin en éclat les facules les plus brillantes que j'ai observées jusqu'ici... Cette lumière avait un aspect tout particulier qui la distinguait à première vue de celle des facules même les plus brillantes... » Après deux ou trois minutes, Trouvelot remplaça l’oculaire par un spectroscope grâce auquel il observa que ce phénomène consistait en « un centre éruptif duquel s’échappaient des espèces de bombes volcaniques, extraincandescentes, qui s’élevaient dans les hauteurs à 2’ ou 3’ au-dessus de la chromosphère... » Et il ajoute : « Malgré l'éclat éblouissant de cette éruption, 1l devint évident pour mot que le phénomène lumineux s’était notablement affaibli pendant les quelques minutes employées à ajuster le spectroscope. Voülant m'assurer du fait, je retirai promptement cet instrument et le remplaçai de nouveau par l’oculaire, et je projetai l’image sur l'écran. Là où quelques minutes plus tôt étincelait une si éblouissante lumière, on ne voyait rien d'inusité, pas même la plus faible trace de facule... » Et Trouvelot ajoute en terminant la Note qui décrit cette observation : « .. Dans la littérature solaire, nous

(1) Comptes rendus, t. CXIT, p. 1419-1421.

re CHARLES NORDMANN.

ne voyons que les deux observations simultanées, dues à Carrington et Hodgson, faites le 1° septembre 1859, qui semblent avoir quelque rapport avec le phénomène que nous avons observé. »

L'observation de Trouvelot se rapproche en effet sur bien des points de celle de Carrington et Hodgson, et, comme cette dernière, elle est particulièrement précieuse pour l’étude qui nous occupe en ce sens qu’il s’agit d’une perturbation solaire dont le début, nettement observé, s’est produit brusquement avec une intensité extraordinaire et qui a disparu ensuite rapidement. Cette perturbation a-t-elle été accompagnée d’un phénomène magnétique analogue à celui qui fut simultané avec l’éruption observée par Carrington et Hodgson?

M. Turner, chef du service magnétique à l’observatoire de Greenwich, en examinant les courbes magnétiques enregistrées dans cet établissement Île 17 juin 1891, y a trouvé une perturbation faible, quoique très nette, précisément à la minute notée par Trouvelot comme étant celle du début du phénomène observé par lui. M. Turner s’exprime ainsi à ce sujet (‘): « Ainsi à ro°7" (ce qui correspond à r10"16", temps moyen de Paris), dans une très faible limite d'erreur, 1l s’est produit brusquement une légère perturbation simultanée des trois aimants (enregistrant la déclinaison, la force horizontale et la force verticale)... Cette perturbation, qui n’a pas une grandeur exceptionnelle, se distingue nettement d’autres qui se sont produites le même jour par sa brusquerie (abruptness), qui est clairement visible sur les trois courbes... » La figure 6,

Fig. 6.

Courbes magnétiques de l’Observatoire de Greenwich (enregistreur Addie), du 15 juin 1801 (de 9" à r1"20, temps moyen de Greenwich).

gh 10h nb TT

Déclinaison. EE D

Comp. horizontale.

Ses

qui est un calque aussi exact que possible des courbes de Greenwich au moment du phénomène, illustre nettement ces caractères.

Nous avons, de notre côté, examiné les courbes magnétiques du 13 juin 1891 de l'observatoire de Nice, que M. Perrotin a bien voulu mettre à notre disposition ; le résultat de cet examen peut se résumer ainsi: à 1036", temps moyen de

(1) Astronomy and Astrophysics, 189.

Nice (ce qui correspond à 10"16", temps moyen de Paris), exactement, il s’est produitune déviation légère, maiseætrémement brusque et simultanéedes aimants ; cette déviation, qui se manifeste par une inflexion subite et à angle aigu des courbes, a donné à celles-ci une direction momentanée presque verticale: en particulier pour la déelinaison, la déviation a été si rapide que le papier n’est impressionné que d’une manière à peine visible dans cette portion verticale de la courbe. |

Ces caractères sont donc les mêmes que ceux qui ont été relevés à la même heure par M. Turner sur les courbes de Greenwich; ils sont même, en quelque sorte, plus nets encore, en ce sens que le 17 juin 189r fut à Nice un jour exceplionnellement calme au point de vue magnétique, car ce jour-là (comme on le voit par la figure 7) les courbes, en dehors de la perturbation qui nous occupe,

Fig. 7.

Courbes magnétiques de l'Observatoire de Nice (enregistreur Mascart), du 17 juin 1897 (de g"r8 à 15h, temps moyen de Nice).

Composante horizontale.

gns 10 nb 12h 13h 14h 15h

10h36 im» d'ordonnée correspond à 0,00044 H(C.G.S.).

Déclinaison.

gh8 10h un 12h 13h 14h 15h

10936 1m d’ordonnée correspond à 1'4r.

eurent toute la journée une allure parfaitement calme, tandis qu’à Greenwich il se produisit ce jour-là plusieurs agitations des aimants, d’un caractère local d’ailleurs, outre la perturbation caractéristique de r1o"7" (temps moyen de Greenwich).

En résumé, la perturbation solaire instantanée du 17 juin 1891 à été accompagnée d'une perturbation également instantanée des éléments magnétiques comme cela s'était produit lors du phénomène observé par Carrington et Hodgson; cette perturbation magnétique, à Greenwich comme à Nice, s’est distinguée nettement des perturbations ordinaires de caractère local et d’origine terrestre, par la déviation brusque et simultanée des éléments, donnant aux courbes enre-

gistrées une allure momentanément rectiligne et presque verticale [rappelons que les travaux étendus de Sabine, puis d’Ellis (*) ont établi que les perturbations qui ont ces caractères sont toujours simultanées sur toute la terre et doivent être attribuées à une cause cosmique |; de plus, le début soudain de la perturbation magnétique s’est produit rigoureusement à la minute où Trouvelot observait le début également brusque de la perturbation solaire. Il s'ensuit que cette dernière (dans les limites des erreurs d'observation dont nous examinerons plus loin la signification) s'est transmise à notre Magnétisme terrestre avec la vitesse de la lumière.

Les phénomènes du 19 juin 1891 ont donc été de tous points les mêmes que ceux du 1° septembre 1859. Cependant, au point de vue quantitatif, la perturbation magnétique du 17 juin 1891 a eu une amplitude bien moins grande que celle du 1% septembre 1859, tout en étant de nature identique. Il n’y a rien là qui doive étonner : l’intensité des décharges électriques produites dans les perturbations de la surface solaire doit certainement varier avec une foule de circonstances, et de même et parallèlement la grandeur des effets produits par elles sur nos aiguilles aimantées.

5° Le r1 juillet 1892, M. Townsend était en train d'examiner au spectroscope une tache remarquable qui, trois jours auparavant, avait fait son apparition au bord Est du Soleil, lorsque, à 11"45" (temps moyen de Greenwich}, 1l s’y montra des signes d’agitation extraordinaire qu'il décrit ainsi : « La raie C se trouvait renversée d’une manière si brillante sur les deux noyaux méridionaux de la tache que je pouvais élargir la fente en lui donnant toute la largeur de ce noyau sans que la raie cesse de se montrer renversée dans toute la surface de ceux-ci, qui avait partout une incandescence éblouissante, etc... Or, j'ai eu l’occasion d'observer sur des taches plus de cent cas de renversements de la raie C, et dans aucun cas, pas même lors de la tache de février 1892, la raie C ne m'avait montré des renversements aussi brillants que cette fois... Mais ces renversements de la raie C n'étaient pas seulement confinés aux noyaux de la tache, mais ils étaient même très brillants dans la pénombre.. Une foule d’autres raies étaient brillamment renversées. Quant aux raies D et B, elles avaient un éclat bien supérieur à tous ceux que j'avais jamais constatés mème dans ces protubérances..….. »

Et Townsend ajoute : « Ce phénomène était tout à fait semblable à celui que Young observa dans la raie C Le 3 août 1892. » (Vour ci dessus, $ 2°.)

Or M. Sidgreaves, en examinant les courbes magnétiques de l'observatoire de Stonyhurst, du 11 juillet 1892, constata que précisément ce jour-là, à 1145" (temps moyen de Greenwich}, » une déviation brusque et simultanée des

(1) Loc. cit.

ESSAI SUR LE ROLE DES ONDES HERTZIENNES. La

aimants interrompit seule leur course qui, sans cela, était calme. » Et Sidgreaves ajoute cette remarque : « Lors d’une perturbation semblable en tous points observée en août 1872 par le professeur Young, une perturbation dans la courbe calme de l’aiguille aimantée coincida pareillement avec l'orage solaire... » (Voir ci-dessus.)

M. Nash, chef du service magnétique à Greenwich, a bien voulu nous écrire que la même perturbation brusque que celle observée sur les courbes de Stonyhurst est visible sur les courbes magnétiques de Greenwich, précisément à 1145 (temps moyende Greenwich}; en ce qui concerne en particulier la déclinaison, M. Nash nous a écrit : « Une brusque déviation commença à r:1°45" précises, dont l'amplitude totale atteignit 13’. »

Enfin, les courbes de l’observatoire de Nice montrent des phénomènes identiques (/£g. 8): à 12"14%, temps moyen de Nice (ce qui, étant donnée la diffé-

Fig. 8.

Courbes magnétiques de l'Observatoire de Nice (enregistreur Mascart) du 11 juillet 1892 (entre 9"23 et 18?, temps moyen de Nice).

Composante horizontale.

ah23 10h nh 12h 13h 14h 150 16h 17h 18h

H + | $ 12014 1m d’ordonnée correspond à 0,00045 H(C.G.S.). Déclinaison.

9h23 10h un 12h 13h 14h 151 16? QUE 18?

EH

1 d’ordonnée correspond à :'4r.

rence des longitudes, correspond exactement à r1"45", temps moyen de Greenwich), les éléments sont brusquement perturbés : la courbe de la composante horizontale, jusque-là absolument calme, subit une inflexion soudaine, quoique légère, se manifestant par un angle vif; quant à la déclinaison, elle subit une brusque déviation, dont l'amplitude totale finit par atteindre 16, c’est-à-dire presque la même valeur que la déviation produite en même temps à Greenwich.

Ici encore, le début net de la perturbation magnétique, simultané pour tous

les éléments en des stations éloignées, s’est produit à la minute même où l’on observait le début soudain de la perturbation solaire.

Ainsi les cinq exemples caractéristiques que nous venons d'examiner de perturbations solaires soudaines et dont le début a été nettement enregistré, ont été accompagnés chaque fois de perturbations magnétiques également brusques, et dont le début a nettement coïncidé avec la minute où l’on a observé le début de la perturbation solaire. Chaque fois, les perturbations magnétiques observées dans diverses stations éloignées, au même instant physique, ont été caractérisées par la simultanéité de la déviation pour tous les éléments et par l’inflexion subite donnée aux courbes (caractères qui, comme l’ont montré Sabine et Ellis, sont toujours ceux des perturbations se produisant simultanément, sur toute la Terre et d’origine cosmique, tandis que les perturbations d’origine locale ne donnent jamais aux courbes que des inflexions progressives qui n’affectent pas en même temps les trois éléments).

Il s'ensuit donc nettement que les perturbations solaires se transmettent à notre magnétisme avec la viTESSE DE LA LUMIÈRE. Si même on admet que, dans chacun des cas que nous avons examinés, l'erreur maxima ait été faite dans le relevé des courbes (et nous avons vu que cette erreur possible est de 2") et que chaque fois cette erreur ait eu le même signe, favorable à une vitesse moins grande de l’agent solaire qui nous transmet ces perturbations (et il est en réalité bien improbable que les erreurs aient eu chaque fois le même sens), on trouve comme kmute inférieure de la valeur de cette vitesse V, en désignant pare

la vitesse de la lumière Du EE

Examinons maintenant avec ces éléments les diverses théories qui ont été proposées de l’action immédiate du Soleil sur le magnétisme terrestre.

Nous avons déjà, dans les Chapitres précédents, indiqué un certain nombre d’objections sérieuses que soulève la théorie de M. Arrhénius; nous y reviendrons d’une façon plus détaillée dans le prochain Chapitre de ce travail (Sur les aurores boréales); car c’est plus spécialement à propos des Aurores que M. Arrhénius a développé son ingénieuse hypothèse. Contentons-nous ici de remarquer que cette théorie ne peut en aucune façon expliquer la relation entre les Taches et les perturbations magnétiques, car en attribuant aux particules de M. Arrhénius la plus grande vitesse qu'elles puissent posséder sous l’action de la pression de radiation solaire, et dans les conditions les plus favorables d’après l’auteur luimême, on trouve qu'il leur faudrait au moins 16 heures pour nous parvenir du Soleil, c'est-à-dire un temps incomparablement plus grand que celui qui résulte, comme nous venons de le voir, de l’observation des phénomènes.

Donc (en dehors de la doctrine d’une action magnétique directe du Soleil, sur laquelle nous reviendrons tout à l'heure), deux théories restent en présence : celle qui est basée sur l'hypothèse d’un rayonnement cathodique émané du Soleil, et qui a été émise par Goldstein et développée sur divers points par M. Deslandres et par M. Birkeland (nous l’appellerons pour abréger Théorie cathodique) et la conception que nous avons émise nous-même (et que nous appellerons Théorie hertzienne ).

Dans le Chapitre IT de ce travail nous avons vu déjà que, pour plusieurs raisons, l'idée même d’un rayonnement cathodique qu'émettrait le Soleil parait soulever quelques difficultés auxquelles échappe l'hypothèse d’un rayonnement hertzien de cet astre. Mais, en dehors de cette discussion a priori, nous avons pensé que seule la comparaison des faits d'observation avec les conséquences logiques de ces deux théories envisagées isolément pouvait permettre de juger de leurs valeurs respectives; nous avons déjà, notamment à propos de la Couronne solaire, fait cette comparaison et nous avons trouvé qu’elle parait défavorable à la Théorie cathodique. Nous allons brièvement faire un examen analogue en ce qui concerne les perturbations magnétiques. Comme nous l'avons vu, l’observation montre que :

1° Les orages magnétiques sont produits par des perturbations actives de la surface solaire. L'émission des rayons cathodiques (dans les idées de Goldstein), comme celle des ondes hertziennes (vosr Chap. [), doit, en effet, être particulièrement intense dans ces conditions. [ci donc, les deux théories sont également d'accord avec les faits.

2° La longitude héliocentrique des centres d'activité solaire n'a pas d'influence sur la production des perturbations magnétiques, c’est-à-dire que l'agent solaire des perturbations magnétiques se propage également dans toutes les directions, à partir du point du Soleil où il a pris naissance. Ici encore, la Theorte hertsienne est bien d'accord avec les faits (on sait, en effet, que les ondes hertziennes produites par une décharge se propagent indifféremment dans tous les sens, quelle que soit l'orientation de la décharge). Il n’en est pas de même pour la Théorte cathodique : comme l'ont indiqué M. Goldstein (‘}, puis M. Deslandres (?), les rayons cathodiques doivent dans leur hypothèse être émis normalement à la surface solaire, suivant un faisceau très limité. M. Goldstein (*) a même indiqué qu’on pourrait, dans cette limitation des faisceaux cathodiques solaires (à laquelle ne correspond, lorsque la distance augmente, qu’une diminution très faible d'intensité), chercher l'explication de la grandeur des effets produits

(1) Wied. Ann., t. XI, 1881, p. 266.

(2) Comptes rendus, t. CXXVT, p. 1326.

Toc. cit.

dans certains cas par le Soleil sur notre magnétisme. De son côté, M. Deslandres a indiqué (‘}, suivant ses propresexpressions, « une conséquence de cette théorie qui se prête à une vérification; les variations passagères d'éclat des comètes doivent correspondre au passage de fortes taches, près de la ligne qui joint la comète au centre du Soleil. » Or, non seulement cette vérification n’a jamais été faite, en ce qui concerne les comètes, mais la preuve du contraire a été faite, pour ce qui est des perturbations magnétiques, puisqu'il résulte des observations (voir ci-dessus) que le nombre et la grandeur des perturbations magnétiques sont indépendants de la position des centres d’activité du Soleil, par rapport au méridien de cet astre, contrairement à ce qui devrait avoir lieu si la théorie cathodique était exacte. Ici donc la Théorie hertzienne est de nouveau d'accord avec ces faits; la Théorie cathodique est en contradiction avec eux. Nous verrons dans le Chapitre suivant que l'étude, non plus seulement des perturbations magnétiques, mais de leur fréquence et des périodes de celle-ci, conduit à des résultats identiques.

3° Les perturbations solaires se transmettent, dans les limites des erreurs d ’observation, au magnétisme terrestre, avec la vitesse de la lumière. Or on sait que les ondes hertziennes se propagent avec la vitesse de la lumière, c’est-à-dire que la Théorie hertzienne est, ici encore, confirmée par les faits. Il n’en est, semblet-il, pas de même de la Théorie cathodique. Si l’on peut admettre, avec beaucoup de vraisemblance, d'après la théorie actuelle des rayons cathodiques, que ceux-ci, lorsqu'ils sont produits sous une différence de potentiel suffisante, doivent se propager avec une vitesse voisine de celle de la lumière (en fait, la plus grande vitesse mesurée jusqu'ici expérimentalement pour ces rayons n'a pas dépassé 100000" par seconde), il n’en reste pas moins, comme nous l'avons montré à propos de la couronne solaire (voir ci-dessus, Chap. IT) : 1° que, pour que des rayons cathodiques produits par les décharges électriques de la partie basse de l'atmosphère solaire puissent se propager vers l'extérieur dans l’espace, 1! faudrait que le champ électrique du Soleil ait le même sens que celui de la Terre; 2° que tous ceux (MM. Deslandres, Siemens, Arrhénius) qui ontétudié la question du champ électrique de l'atmosphère solaire ont été amenés à conclure que ce champ doit, au contraire, avoir un sens opposé à celui-là et doit, par suite, s'opposer à toute propagation des rayons eathodiques vers l'extérieur. On sait, au contraire, que la propagation des ondes hertziennes se fait avec la même vitesse dans toutes les directions, et quel que soit le champ électrique.

La Théorie cathodique semble done en défaut.

CD PAGECLL D. 1276.

En 1892, à la Société Royale de Londres, lord Kelvin s’est demandé si, « guidé par la Théorie électromagnétique de la lumière de Maxwell, et Ja Théorie ondulatoire de la force magnétique, on ne pourrait pas espérer résoudre le problème, pendant depuis cinquante ans, de l’action magnétique directe du Soleil sur les orages magnétiques terrestres, quoique jusqu'ici tous les efforts tentés dans cette direction aient été infructueux » (t); et l'illustre savant s’est livré, à ce sujet, à une discussion, restée célèbre, et où il examine si l'on peut attribuer les perturbations magnétiques à une action magnétique directe du Soleil (regardé comme un aimant). Au cours de cette discussion, lord Kelvin a étudié une perturbation donnée (d’ailleurs peu intense) d’origine nettement cosmique, c’est-à-dire dont tous les mouvements ont été enregistrés simultanément par les enregistreurs de divers points du globe dont il s'était procuré les courbes. A l’aide de ces documents, lord Kelvin à calculé que les variations d’intensité des divers éléments pendant celte perturbation (qui dura quelques heures) représentaient de la part de l’agent d’origine solaire un travail moyen de 12 X 10° ergs par seconde, c’està-dire environ 364 fois l'énergie totale du rayonnement solaire (qui est environ 3,3 X 10°? ergs par seconde). Et lord Kelvin conclut de la sorte : « Ainsi, dans les 8 heures de cet orage magnétique, qui fut relativement modéré, il faudrait que le Soleil ait produit, sous forme d’ondes magnétiques, autant d'énergie qu'il en produit régulièrement sous forme de lumière et de chaleur rayonnées dans l’espace en quatre mois. Ce résultat me parait exclure complètement (4s absolutely conclusive against) l'hypothèse que les orages magnétiques terrestres sont dus intrinsèquement à une action magnétique directe du Soleil, ou à n’importe quelle action dynamique directe de cet astre. »

La conclusion de lord Kelvin et sa démonstration semblent absolument irréfutables ; tout le monde les admet actuellement. Ainsi, pas plus pour les perturbations magnétiques que pour la période diurne des trois éléments (comme nous l’avons vu), la théorie d’une action directe du Soleil n’est soutenable.

Grâce à notre conception d'un rayonnement solaire hertzien, nous allons pouvoir, semble-t-11, examiner la question sous un autre jour, et voir que, dans les perturbations magnétiques, l'effet du Soleil doit être simplement, et grâce à une énergie initiale relativement faible, de produire, par une sorte de déclenchement, la mise en jeu de forces qui existent à l’état latent sur notre globe; de même que, dans la télégraphie, un courant électrique très faible est capable, grâce à l'intermédiaire du relai, de produire des effets mécaniques relativement considérables ; ou, pour employer une comparaison encore plus adéquate à notre conception, de même que, dans la télégraphie sans fil, des ondes hert-

(1) Procecdinss of the Royal Society, 1. LE, 1892-1893, p. 303-309. N. 11

ziennes extrêmement faibles, grâce à l’action du cohéreur, peuvent mettre en Jeu une quantité d'énergie très grande et disproportionnée avec l'intensité minime des ondes excitatrices; car cette énergie peut être aussi grande que l'on veut et ne dépend que du nombre des éléments de pile mis en cireuit avec Île cohéreur.

Nous avons vu déjà, à propos de la période diurne, que Righi (') et d’autres ont montré que les gaz raréfiés passent sous l'influence des ondes hertziennes, d’une résistance pratiquement infinie à une résistance extrêmement faible, et que lorsqu'un tube à gaz raréfié est mis en circuit avec une pile et un galvanomètre, celui-ci restant au zéro, l'aiguille est violemment déviée si l’on produit des ondes hertziennes dans le voisinage (ce tube se comportant comme une sorte de radioconducteur). Quelque chose d’identique doit se produire dans l'atmosphère : quand, comme nous l'avons ou (voir Chapitre 1), par l'effet des perturbations brusques de la surface solaire, le rayonnement hertzien du Soleil devient bien plus intense, la conductibilité des couches atmosphériques supérieures est notablement augmentée, et l'effet des courants électriques qui y circulent, sur nos aiguilles aimantées, devient lui-même tres grand. Non seulement, comme nous venons de le voir, tous les caractères généraux des perturbations solaires et magnétiques concordent avec cette manière de voir, mais les particularités mêmes des orages magnétiques semblent parfaitement d'accord avec elle. D'une part, en effet, on a démontré (Schmidt notamment) (?) que les perturbations magnétiques sont, comme la période diurne, dues à une cause extérieure à la surface de la Terre. D’autre part, les caractères si particuliers des courants telluriques que l’on enregistre, à Greenwich et à Saint-Maur notamment, simultanément avec les perturbations, sont conformes à notre conception et sont expliqués par elle : :l suffit, en effet, de jeter un coup d’œil sur les courbes qui représentent les variations de ces courants telluriques, et en regard sur les courbes magnétiques correspondantes pour voir que les courants telluriques ont tous les caractères de courants induits (*) : ils sont d'autant plus intenses que les variations des mouvements de l'aiguille aimantée sont plus brusques, et ils n'ont aucun rapport comme intensité avec l'amplitude des mouvements de l’aiguille. M. Ellis était déjà arrivé à cette conclusion par l'étude détaillée des courbes telluriques de Greenwich (*), c’est-à-dire que, pas plus pour les per-

(1) Ricui, Rend. della R. Ac. dei Lincei, 7 novembre 1897; Rend. della R. Ac. di Bologna, 29 mai 1898.

(2) Scuuinr, Metcorolosische Zeitschrift. t. XVI, 1899, p. 385-397.

(3) C'est aussi à celte conclusion qu'étaient déjà arrivés B. Stewart (LAilos. Trans., 1861) el le P. Secchi, qui à constaté (voir Comptes rendus, 1. LXXV, p. 1638) « que lorsque les mouvements des appareils magnétiques se prolongent aux époques des perturbations et lorsque ces mouvements arrivent sans secousses, le galvanomètre n’aceuse pas la présence de courants telluriques ».

(*) W. Ezus, Proc. Royal Society, t. LIT, p. 191-212.

turbations que pour la période diurne, les courants telluriques ne sont l'agent des variations de l'aiguille aimantée; mais ils sont induits par cet agent.

Enfin, notre conception explique, semble-t-1l, simplement, l'allure hachée et irrégulière des courbes au moment des perturbations, qui montre que l'aiguille aimantée est animée de mouvements successifs, irréguliers, se suivant fréquemment en sens inverse dans l’espace de quelques minutes : l’irtensiti des ondes hertziennes émises lors d’une perturbation solaire doit être en effet très variable comme celle des décharges électriques produites par cette perturbation ; selon que ces ondes sont plus ou moins intenses, elles pénètrent plus ou moins profondément, avant d’être absorbées, dans l’atmosphère supérieure, et, rencontrant des couches successives où la direction des mouvements de convection diffère, il s'ensuit que la direction et le sens des courants électriques, dont l'intensité subitement accrue agit sur l'aiguille aimantée, peuvent eux-mêmes varier rapidement. Cet effet, combiné avec celui des courants induits dans la Terre (et dontle professeur Lamb a, comme nous l'avons vu, étudié mathématiquement les effets), suffit, semble-t-il, à expliquer clairement l'allure tourmentée et si particulière des courbes, pendant les perturbations magnétiques.