VIII AVERTISSEMENT
surcroit de travail qui nous a été imposé par la publication de notre Astronomie populaire ^ et nous prions nos lecteurs de nous excuser de nouveau. Notre plus vif désir est de réparer ce retard par la publicatioa très -prochaine de notre Tome X. Malheureusement rétude du ciel absorbe si complètement ceux qui s'y consacrent, et la Terre tourne si vite, que vraiment la vie entière passe comme un rapide voyage dans lequel on ne réalise pas la dixième partie des projets éclos dans les rôves de Fespérance.
Paris, décembre 1879.
STATISTIQUE DES TACHES SOLAIRES, DEPUIS LA PRE- MIÈRE ANNÉE DE LEUR ÉNUMÉRATION PRÉCISE JUSQU'a
l'Époque actuelle.
Nous sommes fort en retard avec le Soleil ! Cet astre important est devenu, depuis un certain nombre d'années, l'objet spécial des études assidues et des observations minutieuses de plusieurs astronomes disséihinés sur une grande partie de la surface du globe. L'Italie, l'Angleterre, la France, l'Amérique, la Suisse, la Russie, le Portugal, l'Espagne, possèdent des observatoires où chaque jour^e disque solaire est examiné, analysé, dessiné, photographié : l'Italie nous offre, au premier rang , sa laborieuse Société des spectroscopistes, ses observatoires de Rome, Palerme, Padoue (illustrés par les travaux de Secchi, Tacchini, Lorenzoni. Pergola) ; l'Angleterre, après ses Carrington et ses de la Rue, a consacré un département de Greenwich à l'observation quotidienne du Soleil; la France est fière de Janssen,et le lui prouve ; l'Amérique nous offre Young, Draper, Langley, Trouvelot ; Wolf à Zurich, Brédichin à Moscou , Capello à Lisbonne, Ventosa à Madrid, sans compter leurs émules, suivent attenti-
flammarion. — iX. i
a STATISTIQUE DES TACHES SOLAIRES.
vement et notent ponctuellement les moindres faits et gestes de l'astre du jour.
L'instant est propice pour former ici une synthèse de ces nombreuses observations, et pour nous rendre compte de l'état actuel de la science pratique relativement à la nature intrinsèque de l'astre solaire, à ses manifestations diverses, et aux rapports nouvellement aperçus qui paraissent exister entre ce puissant foyer et les planètes dont il est à la fois le soutien, le flambeau, le cœur et la vie.
Commençons par la statistique des taches. On a cessé depuis quelques années d'employer la méthode simple et primitive de Schv^abe, qui consistait à les compter chaque jour, et à inscrire chaque année le nombre constaté. Cette méthode, il est vrai, n'était pas trèsprécise, car le nombre des taches ne correspond pas exactement à Véiendue tachée, puisqu'il y a des taches de toutes les dimensions ; mais elle était commode pour saisir la variation annuelle, et, comme il n'y a pas longtemps qu'on mesure micrométriquement la superficie, et qu'on procède par année, nous ne pourrions faire ici la première comparaison nécessaire pour juger les variations annuelles. Le seul moyen de tourner la difficulté, c'est de tirer parti des deux méthodes, afin d'avoir sous les yeux la série adéquate indispensable à notre jugement.
Voici donc d'abord l'ensemble des observations faites sur ces taches depuis l'année à laquelle on a commencé régulièrement à les compter. La quatrième colonne du tableau suivant contient le nombre des taches comptées chaque année à Dessau par Schwabe, de 1 826 à 1 868, et
à Rome parSecchi, de 1869 a 1877. Tai pris les premiers nombres dans les publications mômes de l'astronome allemand, et les derniers dans l'Ouvrage du P. Secchi sur le Soleil ( a* édition, I" Partie ) , pour les années 1 869 à 187a ; mais, comme l'auteur n'a pas continué à les donner depuis cette dernière année, et qu'aucun des astronomes qui observent assidûment le Soleil ne les a donnés non plus, j'ai dû les chercher dans les tableaux des taches classées par rotations solaires [le Soleil, n* Partie, et Me morte délia Società dcgli Spettrosçopisti); les nombres inscrits pour 1878, 1874, 1875, 1876 et 1877 sont donc obtenus par l'addition des groupes de taches comptés pendant les rotations de chacune de ces années. La cinquième colonne indique la superficie des taches en millionièmes de la surface de l'hémisphère solaire, calculée par Warren de la Rue pour l'intervalle de i83a à 1868, et par Secchi de 1872 à 1877. J'ai obtenu ces derniers nombres en divisant la somme des valeurs inscrites pour chaque rotation par le nombre des rotations de chaque année. Il n'a pas été tenu compte des jours de non-observation. (Pour l'année 1872, il y a une différence que je ne m'explique pa3 entre mes chiffres et ceux du Soleil. L'auteur a imprimé 3i5 pour le nombre des jours d'observation, et 29a pour le nombre des taches, et, en additionnant les j3 rotations qui vont juste du i**" janvier 1872 au 1* janvier 1873 (II* Partie, p. 160), on trouve 294 pour le premier, et 3o3 pour le second). Pour les années suivantes, j'ai pris des nombres entiers de rotation : i3 en 1873 et 1874, 14 en 1876, i3 en 1876 et 1877.
Nombre de taches comptées sur le Soleil depuis 185^6.
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STATISTH^UK DBS TACHES SOLAIAES.
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Il est facile, d'après ce tableau , de se représenter exactement la variation annuelle des taches solaires. On constate, à première vue, que les années 1828, 1837, 1848,. 1860, 1871 ont été des années de maximum, tandis que les années i833, ,i843, i856, 1867 ont été des années de minimum. La période de décroissement est plus longue que la période d'accroissement (c'est ce qui arrive aussi pour le reflux de la mer). D'un
maximum à l'autre, comme d'un minimum à l'autre, il y a en moyenne onze ans d'intervalle, partagés en deux périodes inégales et variables d'environ 7 et 4 ans.
Pour en déterminer la valeur avec plus de précision, quelques astronomes ont eu recours aux observations anciennes. Wolf, de Zurich, a pu établir la chronologie des phases que le Soleil a parcourues depuis la découverte des taches jusqu'à nos jours. Ses calculs l'ont conduit à une période de 11 j ans. Lamont avait trouvé, de son côté, 10 -^^ ans ; mais ce nombre ne représente pas assez exactement les dernières observations.
Chaque maximum est plus rapproché du minimum précédent que suivant, de sorte que la courbe présente la forme indiquée par h^g, i. L'ordonnée aug-
Fig. I . — Courbe undécennale des taches.
mente pendant 3 yz ans, elle diminue ensuite pendant 7 7^ ans. D'après W. de la Rue, l'accroissement durerait 3 — ans et la diminution 7 -j^ ans. La coïncidence est surprenante , vu la diversité des méthodes qui ont conduit à ces résultats presque identiques, les uns ayant évalué le nombre des taches, les autres ayant mesuré leur superQcie. Les différentes périodes ne sont
STATISTIQUE DB9 TjlCRES SOLtlRES. 7
pas absolnment identiques, csmme oa peut le voir daDS isijig. a, eïtraite des travaux de W. de la Rue 'i83a-i868) ; mais on a remarqué que, si dans une
' OKilIations dans la
période la partie décroissante esl retardée ou accélérée, la partie ascendante de la période qui suit s'allongera ou se raccourcira également. D'après cette
remarque, on a pu aniumcer que la première partie de la période actuelle serait très-accélérée, ce qui s'est vérifié.
On peut suivre sur cette figure la marche accidentée du phénomène. I^ ligne ponctuée indique les valeurs moyennes, la ligne pleine fait connaître les valeurs réelles.
La phase la plus saillante de cette courbe, c'est une recrudescence très-sensible qui se produit très-peu de temps après le maximum proprement dit.
Les passages des maxima aux minima sont accompagnés d'une circonstance assez curieuse. En disposant les taches d'après leur longitude et leur latitude sur un diagramme assez serré, Carrington a montré que leur latitude va en décroissant à mesure qu'on approche du minimum ; puis, lorsque leur nombre va en croissant , elles se montrent à une latitude plus élevée. Cette loi se vérifie encore dans la dernière période, à partir de Tavant-dernier minimum, qui s'est produit en 1867.
Cette périodicité a été le premier résultat de l'observation assidue de Schwabe. Elle a été adoptée rapidement par Wolf, alors directeur de l'Observatoire de Berne, aujourd'hui directeur de celui de Zurich, contrairement à la résistance des autres astronomes, et confirmée par ses observations personnelles, ainsi que par une recherche des constatations antérieurement faites sur les taches solaires depuis leur découverte, en 1610, par Galilée. Cet astronome parvint à dresser le tableau suivant des, dates des maxima et minima.
Tableau des époques des maxima et minmia des tac/tes solaires, depuis Galilée,
Maxima.
Hinima.
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i6i5yO
i8o4iO
Cette remarquable périodicité aurait pu être déterminée depuis longtemps, si TObservatoire de Paris avait mis à exécution un programme qui avait paru
lO STATISTIQUE DES TACHES SOLAIRES.
sourire à Arago dès 1840. Cette année-là, en effet, rémînent astronome français avait prononcé les paroles suivantes à la Chambre des Députés , dans le Rapport qu*il présenta pour demander une rémunération nationale en faveur de Daguerre :
t L'Académicien qui connaissait déjà depuis quelques mois (lorsque le projet de loi fut présenté) les préparations sur lesquelles naissent de si beaux dessins n'a pas cru devoir tirer encore parti du secret qu'il tenait de l'honorable confiance â& M. Daguerre. Il a pensé que, avant d'entrer dans la large carrière que les procédés photographiques viennent d'ouvrir aux physiciens, il était de sa délicatesse d'attendre qu'une rémunération nationale eût mis les mêmes moyens d'investigation aux mains de tous les observateurs. Nous ne pourrons donc guère, en parlant de l'utilité scientifique de l'invention de notre compatriote, que procéder par voie de conjectures. Les faits, au reste, sont clairs, palpables, et nous- avons peu à craindre que. l'avenir nous démente. :
T> La préparation sur laquelle M. Daguerre opère est un réactif beaucoup plus sensible à l'action de la lumière que tous ceux dont on s'était servi jusqu'ici. Jamais les rayons de la Lune, nous ne disons pas à l'état naturel, mais condensés au foyer de la plus grande lentille, au foyer du plus large miroir réfléchissant, n'avaient produit d'effet physique perceptible. Les lames de plaques préparées par M. Daguerre blanchissent, au contraire, à tel point sous l'action de ces mômes rayons et des opérations qui lui succèdent, qu'il est permis d'espérer qu'on pourra faire des cartes
STATISTIQUE DES TÂCHES SOLAIRES. i I
photographiques de notre satellite ; c'est-à-dire qu'en quelques minutes on exécutera un des travaux les plus longs, les plus minutieux, les plus délicats de l'Astronomie. »
Cinq ans plus tard, Foucault et Fizeau présentaient à TAcadémie des photographies du Soleil , sur lesquelles les taches étaient nettement visibles, et pouvai^t chaque jour être comptées et mesurées.
A la réunion de TAssociation britannique de Tannée i85r, à Ipswich, on exposait une image daguerréotypée de la Lune, obtenue par Bond avec le grand réfracteur de l'Observatoire de Catmbridge (États-Unis). La vue de ce résultat décida Warren de la Rue à se lancer dans la même voie, et, dès le mois de septembre i853', le professeur Phillips montrait aux Membres de l'Association britannique de beaux dessins de la Lune obtenus, non plus par daguerréotypie, mais par les procédés photographiques de Talbot. D'ailleurs, cette méthode offrait de grandes difficultés d'exécution. Le temps de pose était considérable, et ' il fallait suivre à la main: le mouvement de la Luné pendant tout cet intervalle.
Après quelques années d'essais et de tâtonnements^ Warren de la Rue réussit enfin, en 1857, à simplifier considérablement son procédé. Il se servit alors d'un télescope de Newton, de to pieds (3", 04) de distance focale et i3 pouces (o", 33) d'ouverture, mû par un mouvement d'horlogerie ; il put réduire le temps dé pose à neuf ou dix secondes pour la Lune, douze secondes pour Jupiter, une minute pour Saturne, et deux à trois minutes pour les belles étoileSi
En môme temps, le laborieux observateur proposait au Conseil de la Société astronomique de Londres de mettre à exécution le projet formé par sir John Herschel en i854, et de prendre chaque jour, dans l'un des nombreux Observatoires d'Angleterre, des photographies du Soleil ; une pareille étude ne pouvait manquer de donner, sur le mode de formation, la durée et le mouvement des taches solaires, des notions exactes et précises.
Cette proposition ayant été adoptée, un nouvel instrument, le photohéliographe, fut installé aux frais de la Société royale, sous le dôme de l'Observatoire de Kew^.
C'est un équatorial muni d'un mouvement d'horlogerie, dont l'objectif est achromatisé pour les rayons chimiques. 11 a i",5o de foyer et donne, par consé- # quent, des images du Soleil de iS"" de diamètre. On les agrandit par un système oculaire convenable, jusqu'à leur donner o", 3o, et la nouvelle image ainsi obtenue vient se peindre sur une plaque collodionnée et sensibilisée, placée dans une chambre noire portée à l'extrémité du système oculaire. C'est avec cet instrument et sous la direction de Warren de la Rue, Balfour Stewart et Benjamin Lœwy que, du mois d'août i858 à la fin de mars 1872, ont été faites ces séries si remarquables d'observations du Soleil, célèbres dans le monde entier, et qui ont donné les résultats suivants :
STATISTIQUE DES TACHES SOLAIRES. l3
Joart Années. d'ob«erration. Imafes.
Les réductions de ces observations, ainsi que de celles de Schwabe, de Dessau^ ont été faites aux frais de Warren de la Rue.
Pendant cet intervalle, l'Académie des Sciences de Saint-Pétersbourg et l'Observatoire de Tlnfant don Luiz à Lisbonne commandaient à Dallmeyer des instruments tout semblables, et qui sont aujourd'hui installés à Yilna et à Lisbonne.
Vers le milieu de l'année 1872 se terminait la période décennale pendant laquelle Warren de la Rue s'était engagé à faire les frais de ces observations. Le photohéliographe de Kew fut alors démonté et envoyé dans les ateliers de Dallmeyer pour y être ajnélioré; au mois d'octobre 1878, il a été remonté à l'Observatoire de Greenwich, où, depuis cette époque, on a inscrit dans le service diurne l'observation quotidienne du Soleil.
l4 STATISTIQUE DES TA€HES SOLAIRES.
Les observations nombreuses, faites surtout depuis dix ans, ont absolument confirmé la variation annuelle des taches, variation considérable , comme on le voit, puisqu'il y a des années où leur nombre surpassé 3oo, et d'autres oCi il descend au-dessous de 3o. Mais il ne faudrait pas en conclure que cette variation s'effectue régulièrement. Loin de là : elle subit][des fluctuations vraiment prodigieuses. Si nous voulons nous en rendre compte, examinons plus attentivement le Soleil, non plus sur un intervalle d'une année entière, mais en détail, par chaque rotation. Voici, dans ce but, les observations faites à l'Observatoire du Collège romain depuis le 23 avril 1 871. La première colonne du ta- . bleau suivant indique les rotations solaires à partir de la date de la première observation; la deuxième donne la date du commencement de chaque rotation, à partir du 23 avril 1871; la troisième le nombre des protubérances comptées sur toute la surface solaire (je l'ai calculé en additionnant les deux hémisphères) ; la quatrième indique le nombre des jours d'observation des protubérances ; la cinquième le nombre des protubérances divisé par le nombre de jours; la sixième le nombre de groupes de taches comptées sur la surface solaire; la septième leur superficie en millionièmes de la surface de l'hémisphère solaire visible; la huitième colonne, enfin, montre le nombre des jours pendant lesquels on a pu observer le Soleil, et la neuvième donne la superficie des taches divisée par le nombre des jours d'observation.
STATISTIQUE DES TACHES SOLAIBES. l5
Statistique des taches et des protul?érances comptées par rotations du Soleil,
33 avril. . .
12 mai... .
19 juin. . .
16 juillet .
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