C. — Effets magnétiques des éclipses de Soleil

Les phénomènes dont nous allons dire maintenant quelques mots sont loin d'être connus et régulièrement observés comme ceux que nous venons d'étudier. Nous ne possédons encore, au sujet des effets magnétiques des éelipses, que très peu de documents, pour la plupart incomplets, car ce n’est qu'exceptionnellement que, lors des éclipses de Soleil, on a songé à étudier cette question, qui est pourtant d’un si haut intérêt pour la météorologie cosmique. Mais si Les observations sont, sur ce point, encore trop peu nombreuses pour que l’on ne doive pas considérer comme prématuré d'établir une théorie générale de ces phénomènes, il nous a paru, d'autre part, que nous ne devions négliger aucun ensemble de faits de nature à nous éclairer sur la valeur de notre conception des diverses variations magnétiques ; et c'est uniquement à ce point de vue que nous voulons ici esquisser cette rapide étude.

Nous avons vu, à propos de la période diurne, qu’on ne peut douter que celle-ci soit due à des courants électriques circulant dans l'atmosphère. Si donc notre conception du rôle du Soleil est exacte (et nous avons vu comment, grâce à elle, on conçoit la possibilité même de pareils courants, et comment elle relie entre eux et explique tous les caractères et les variations de la période diurne), il doit, lorsqu'une éclipse totale de Soleil intercepte en un lieu les rayons solaires, se produire, toutes choses égales d’ailleurs, les phénomènes suivants :

1° L’aiguille aimantée qui, en ce lieu, est à ce moment dans une certaine

position de sa course diurne, doit tendre à revenir à sa position moyenne. Ainsi, en un lieu de notre hémisphère où l'aiguille de déclinaison atteint en moyenne sa plus grande élongation orientale vers 8° 30% du matin, sa position moyenne vers 11" et sa plus grande élongation occidentale vers 2° de l’aprèsmidi, l'effet de l’éclipse doit être de donner à l’aiguille, vers 8° 30" du matin, un mouvement vers l’ouest, et à 2° de l’après-midi un mouvement vers l’est.

2° La grandeur de l'effet doit dépendre de l'heure de l’éclipse et être proportionnelle à l’élongation par rapport à sa position moyenne que possède l’aiguille à ce moment de sa course diurne. L'effet doit donc être sensiblement nul vers 11°, quand l'aiguille occupe sa position moyenne, et il doit être maximum vers 8" 30* du matin et 2" du soir. De plus, il doit être sensiblement plus grand à 2° du soir qu'à 8! 30% du matin, car l’élongation occidentale maxima est plus grande par rapport à la moyenne que l’élongation orientale maxima ; ainsi, au Pare Saint-Maur, la plus grande élongation vers l’est, par rapport à la normale, est en moyenne 2,22, tandis que la plus grande élongation vers l’ouest est 4,68, soit plus du double. C’est donc quand l’éclipse est centrale vers 2" de l’aprèsmidi qu’elle doit, toutes choses égales d’ailleurs, avoir son plus grand effet.

3° Cet effet doit être variable avec les saisons (plus grand en été qu’en hiver dans notre hémisphère) et avec les années (plus grand lors du maximum que lors du minimum des taches solaires ).

4° Il doit être sensiblement nul pour les lieux qui sont en dehors de la ligne de l’éclipse, et plus grand pour ceux qui sont situés au milieu de cette ligne que pour ceux qui sont aux extrémités.

Il convient d’ajouter que ces propositions, déduites immédiatement de notre théorie, ne seraient rigoureusement exactes que si l’on avait toutes choses égales d’ailleurs. Or, 1l n’en est pas absolument ainsi, car les variations barométriques que l’on a observées souvent pendant les éclipses de Soleil prouvent que, par l'effet de celles-ci, les mouvements de convection de l’atmosphère supérieure peuvent être plus ou moins altérés, ce qui, en changeant le sens des courants électriques qui y circulent, peut modifier dans une certaine mesure les effets que nous venons de décrire. Néanmoins, dans leurs grandes lignes, ceux-ci doivent se produire, si notre conception est exacte, et nous allons voir qu'il en est bien ainsi.

On peut se demander quelle peut être, a priori, et dans les conditions les plus favorables, la grandeur des effets observés. On voit facilement que ceux-ci doivent toujours être très faibles.

Dans l'ignorance où nous sommes encore des mouvements de convection de l'atmosphère supérieure, le moment ne nous paraît pas venu de traiter en détail la question par le calcul; mais nous pouvons géométriquement nous en faire une idée approximative (/z. 9). Soit O, un lieu de la Terre qui est au centre de la

zone de totalité au moment d’une éclipse de Soleil. Soit SS’ la section de la surface de la Terre par le plan qui contient le parallele de ce lieu; et supposons pour simplifier que le Soleil se déplace dans ce plan (ce qui a lieu aux équinoxes); soit OV la verticale du lieu et OS la direction du Soleil au moment considéré de l'éclipse, l'angle horaire du Soleil par rapport au méridien du lieu étant alors &. On sait que la résistance électrique de l'air raréfié passe par un minimum quand sa pression est voisine de 1%, Or, la formule de Laplace nous indique approximativement que les couches atmosphériques dans lesquelles la pression est d'environ 1°, et dans lesquelles doivent par suite circuler les courants électriques les plus intenses sont à environ 5ok" du sol. Soit AA!’ la section de cette région de l'atmosphère par le plan de la figure. D'autre part on sait que la zone dans laquelle l’éclipse est totale à en moyenne une largeur d'environ 1o0k%, et

Cône d'ombre deä Lune CrÈ