MOUVEMENTS
des
en arc.
d'après le nombre
eu latitude.
lâches.
des observations.
IDI
Equateur.
ij
Si/,
Le second tableau est facile à comprendre et résume d'une manière plus claire les résultats du précédent. La première colonne contient les latitudes héliographiques des taches ; la seconde montre la manière dont varie la rotation.
M. Faye a comparé cette rotation avec celle qui résulte de la formule de Sporer, et il trouve que les durées de révolution de Carrington sont plus faibles en moyenne de cJ,i6 ou de 3h8m. Cette différence est considérable, et l'on ne saurait l'attribuer à des erreurs d'observation. Peut-être cela tient-il à ce que les observations ne se rapportent pas à la même époque, celle de Carrington appartenant à la date moyenne de 1 856,7, et ce^e ^e Sporer à 1 862,5. D'après les dernières recherches de M. Sporer, la valeur de £ ne serait pas même constante : elle varierait avec le temps d'après une loi qui
n'est pas encore déterminée. Ce fait constitue un des plus singuliers phénomènes de l'histoire du Soleil ; on en trouvera peut-être l'explication dans cet autre fait, que les taches se présentent en plus grand nombre à des latitudes qui varient avec le temps. H y a là une question importante qu'on ne pourra résoudre qu'en appliquant la même méthode de calcul aux deux séries d'observations. Si alors la différence subsistait encore, ce serait un fait d'une portée immense, car il en faudrait conclure que la durée de la rotation solaire varie avec le temps, ce qui ne peut pas avoir lieu dans un corps solide, Dans un corps fluide, cette variation ne serait pas impossible; mais elle supposerait des réactions intérieures bien extraordinaires. Il faut donc attendre de nouvelles observations avant de nous livrer à des spéculations qui actuellement ne reposeraient pas sur un fondement suffisant.
Nous avons voulu examiner jusqu'à quel point les observations anciennes étaient représentées par les éléments de Carrington. Nous avons choisi pour cela un grand nombre d'observations réduites par Lalande dans les Mémoires de l'Académie des Sciences de Paris, pour les années 1776 et 1778, et par Bianchi dans la Correspondance du Baron de Zach, année 1820 ; en séparant les taches selon les différents parallèles, nous avons trouvé que ces observations sont représentées avec le même degré de précision que celles de Carrington lui-même.
La durée de rotation fixée par de la Lande, Bianchi, etc., est donc exacte si l'on s'en tient aux latitudes hélioeraphiques des taches qui ont servi à les déterminer.
Ainsi disparaissent les difficultés qui ont tant tourmenté les astronomes relativement à la rotation solaire : Le Soleil ne tourne pas d'après les lois que devrait présenter le mouvement
d'un corps solide; d'où résulte que, du moins dans la couche qui est accessible à nos observations, nous devons le regarder comme composé d'une masse fluide.
La troisième colonne contient une évaluation numérique de l'importance qu'on peut attacher aux résultats, vu le nombre des taches qui ont servi à les calculer : c'est ce que nous exprimons par le mot poids. Cette colonne met en évidence les zones où se produisent les maxima des taches. Si l'on pouvait s'appuyer sur un nombre aussi limité d'années, on pourrait dire qu'il y a quatre zones de maxima correspondant aux latitudes :
