ÉPOQUES

de69° à7o° 70. 10'

Il y a entre tous ces résultats une discordance frappante. M. Carrington la remarqua, et c'est ce qui le détermina à faire une série continue d'observations d'après la méthode que nous avons indiquée.

Avant d'exposer les résultats auxquels il est parvenu , faisons remarquer qu'on ne constate aucune variation considérable dans la longitude du nœud de l'équateur solaire. •• 9

Scheiner donnait comme position du nœud ascendant 69 ou 70 degrés, ce qui fait actuellement 72°55' , en tenant compte de la précession des équinoxes. Ce résultat concorde d'une manière suffisante avec celui de M. Carrington, vu le peu de précision des observations anciennes.

Il n'est pas sans intérêt de connaître l'angle que forme, d'après les recherches de Cassini ('), l'équateur solaire avec les orbites des autres planètes :

Mercure . . 3 . 1 o

Vénus 4 • 6

Mars , 6 . 5o

Jupiter 6.22

Saturne 5 . 55

§ IV. — Résultats trouvés par AI AI. Carrington et Spôrer.

Le travail de M. Carrington, commencé en novembre 1 853, s'est continué jusqu'en mars 1861. Les données de l'observation ont été discutées par une analyse savante et minutieuse qui lui donne une très-grande importance. Dans sa discussion, il prenait comme point de départ la valeur présumée la plus exacte des éléments de la rotation solaire, et il s'en servait pour calculer d'avance les positions que devait successivement occuper une même tache. Il déterminait ensuite les différences entre les positions calculées et les positions observées, et ces différences servaient à calculer les corrections destinées à rectifier les nombres primitivement adoptés. Cette méthode est très laborieuse, mais très-sûre;

(') Cassini, Mémoires de l'Académie royale des Sciences; 1734.

il y aurait lieu de l'appliquer aux observations anciennes et à celles qui ont été faites depuis le travail de M. Carrington. Nous comparerons les résultats ainsi obtenus avec ceux de M. Sporer d'Anclam, puis avec ceux que M. Zollner et M. Hornstein ont obtenus par des moyens tout à fait différents. La méthode de réduction de M. Carrington a le grand avantage de mettre en évidence les mouvements propres des taches, en faisant voir la différence qui existe entre les ré- ' sultats moyens et les observations particulières.

i° La première loi signalée par les observateurs est la confirmation d'un fait déjà remarqué par les anciens : c'est que les taches sont très-rares au delà de 3o degrés de latitude héliocentrique. De la Lande en cite une qui fut observée à 4o degrés. Au mois de juin 1846, M. Peters, à Naples, en observa une autre dont les coordonnées étaient 34° 20' de longitude et 5o degrés de latitude nord. Cette tache est la plus éloignée de l'équateur qu'on ait jamais observée d'une manière certaine, car on regarde comme douteuse celle dont parle Lahire, et qui aurait eu pour latitude 70 degrés nord.

La tache observée par M. Peters possédait un mouvement propre très-prononcé, mais en sens inverse de la rotation solaire; dans ce mouvement elle parcourait chaque jour — 64' en longitude et H- r 1' en latitude.

On a remarqué aussi que les taches sont rares sur l'équateur et qu'elles se montrent en plus grand nombre dans deux zones situées symétriquement, au nord et au sud, entre 10 et 3o degrés de latitude

Les taches ne sont pas également réparties dans les deux hémisphères, de même que leurs limites extrêmes ne sont pas les mêmes de chaque coté de l'équateur; mais il y a compensation dans les longues périodes, et si l'on prend la moyenne pour un grand nombre d'années, on trouvera peu

de différence. Il en est de même pour la latitude à laquelle correspond ce maximum ; elle est variable, mais sa position moyenne est d'environ ± 17 degrés. Enfin M. de la Rue vient de trouver que les maxima semblent passer d'un hémisphère à l'autre et que les lieux où se produisent les grandes taches affectent des positions diamétralement opposées.

20 La seconde loi, plus importante que la première, peut s'énoncer ainsi : La rotation solaire na pas la même durée sur tous les parallèles; la vitesse angulaire est maximum à l'équateur, et elle diminue à mesure que la latitude augmente : c'est donc à l'équateur que V arc parcouru en un jour correspond à un plus grand nombre de degrés. On a cherché à exprimer d'une manière empirique cette rotation diurne. Nous donnons ici trois formules qui sont dues, la première à M. Carrington, la seconde à M. Faye, la troisième à M. Sporer (£ représente la rotation diurne et X la latitude) (')

Ç = i4°25'— i65' sin"h,

%= i4°22' — i86'sin2A,

Ç.= i6°,8475 — 3°,38i2sin(* + 4i°i3/).

Il est donc certain que la vitesse angulaire n'est pas la même sur tous les parallèles. Nous ne connaissons pas la vitesse de rotation près des pôles, et c'est seulement par analogie que nous pouvons généraliser la loi. Au delà du 5oe parallèle, on n'a jamais observé de taches, et par conséquent

(') On a encore proposé plusieurs formules, mais elles conduisent toutes aux mêmes résultats. Nous en citerons seulement trois : les deux premières sont des modifications de celle de M. Faye; la troisième est xlue à M. Sporer.

f = i2°, 82-+- i°,55 cos2.J..

ç = 12°, 982 -+- 1°, 3l I COS il.

% — 1 2°, 92 ■+■ I 3°, 7/} cos 2 X.

on ne peut pas étudier la manière dont s'exécute la rotation pour les régions plus éloignées de l'équateur. Le seul phénomène qui puisse servir de base à cette étude est celui des facules; mais elles sont si variables dans leurs formes qu'on ne peut avoir aucune confiance dans les résultats qu'on obtiendrait par ce procédé. Nous avons étudié les changements que présentent les zones des granulations polaires, aussi bien que les protubérances que nous avons observées près des pôles, mais leur durée n'a jamais été assez considérable pour qu'on puisse leur voir décrire une révolution entière. En mesurant la portion de la circonférence qu'elles ont parcourue et la durée de leur mouvement, nous arriverions à une révolution d'environ vingt-cinq jours, et de plus ces zones seraient très-excentriques par rapport aux pôles.

Pour donner au lecteur une idée des mouvements que possèdent les taches sur chaque parallèle, nous empruntons les deux tableaux suivants à l'Ouvrage de M. Carrington. Le premier (A) résume les travaux relatifs aux mouvements propres, en nous montrant, pour les différentes latitudes où les taches ont été observées, la quantité dont varient en un jour leur longitude et leur latitude. La première colonne indique, pour chaque hémisphère, la latitude solaire moyenne des groupes de taches dont les mouvements sont enregistrés dans les deux colonnes suivantes. La deuxième et la troisième contiennent la moyenne des mouvements diurnes en longitude et en latitude, ces deux coordonnées étant exprimées en minutes de degré solaire. On a supposé que la révolution du Soleil dure 25j,38o, et que, par conséquent, l'arc décrit en un jour est de i4°i i'. tes signes -+- ou — placés devant les longitudes indiquent que le mouvement diurne observé a dépassé ou qu'il n'a pas atteint cette valeur moyenne. Les mêmes signes -h ou — , placés devant les latitudes, indiquent

dans chaque hémisphère un accroissement ou une diminution de la latitude, c'est-à-dire un mouvement vers les pôles ou vers l'équateur. La quatrième colonne contient le nombre des taches qui ont fourni les éléments précédents : ce nombre permet de juger l'importance qu'il convient d'attribuer aux différents résultats; il fait également connaître les zones dans lesquelles les taches se rencontrent en plus grand nombre.

Tableau A.

Du mouvement propre diurne des taches déduit des observations de Carrinstorit