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Un simple coup d'oeil jeté sur les tableaux précédents nous permettra de faire quelques remarques intéressantes.

La tache n° 32 parut le 8 mai; ses coordonnées étaient 3°48' de latitude, io7°,24 de longitude. Au bout de deux jours, elle était divisée en deux parties ayant pour coordonnées, l'une 70 9' de latitude et 0,7°, y3 de longitude, l'autre 6°22' de latitude et 910, 14 de longitude. La longitude du premier noyau va en augmentant, tandis qu'elle reste stationnante pour le second; quant aux latitudes, on ne reconnaît pas de mouvement régulier.

Cette tache reparait le ierjuin (n° 36); le second novau a disparu, il ne reste que le premier. La latitude va en diminuant progressivement pendant que la longitude augmente. Au ier juin, le diamètre était de 3° 5' ; le 9, il est réduit à i°39'. Le 4 juin, il y a évidemment un saut brusque de 1 degré et une grande diminution dans l'étendue.

Nous avons inscrit sous le n° 40 la troisième rotation de la même tache (32 et 36). Nous y trouvons une latitude oscillante tandis que la longitude va toujours en croissant. Le diamètre décroit jusqu'au 5 juillet, puis il augmente de nouveau en faisant des mouvements brusques qui annoncent sa dissolution prochaine : en effet, cette tache n'a plus reparu.

Sous les nos 39 et 43 se trouvent deux rotations d'une autre tache. Du 25 au 26 juin sa latitude diminue, tandis que sa longitude va en croissant. Pendant sa seconde rotation, elle possède un mouvement en latitude très-prononcé, tandis que sa longitude est très-stable et son diamètre constant.

Les variations de ce genre ne sont pas des nouveautés : on en retrouve de semblables dans toutes les discussions de taches anciennes. Si nous nous appuyons ici sur nos observations personnelles, c'est pour convaincre le lecteur que les variations signalées par les anciens ne résultent pas d'erreurs

dans leurs mesures, ou de défauts dans leurs instruments comme on l'a cru pendant longtemps. Ces variations sont bien réelles, car nous pouvons garantir et l'exactitude de nos appareils et le soin avec lequel nous avons pris les mesures.

En partant de ces données, on trouve que les déplacements des taches sont très-considérables et qu'ils s'exécutent avec une très-grande rapidité. M. Laugier a trouvé qu'elles doivent parcourir jusqu'à 1 1 1 mètres par seconde dans des cas qui ne sont pas très-extraordinaires ( ' ).

Nous ne parlons pas seulement des variations de la longitude; le mouvement en latitude peut aussi être très-considérable et très-rapide. Ainsi Bianchi a observé une tache dont la latitude a pris successivement les valeurs suivantes :

Deuxième révolution . .

Quatrième révolution ... .

io°55'

Cinquième révolution. . . .

Des changements aussi considérables doivent paraître suspects, car il peut arriver qu'on ait affaire à des taches nouvelles. On explique ainsi plusieurs anomalies contenues dans les résultats de Cassini et de la Lande. Cette explication n'est cependant pas toujours suffisante ; ainsi il n'est pas rare de remarquer des variations en latitude de deux ou trois degrés dans la demi-rotation qui s'exécute sur l'hémisphère visible du Soleil, et la continuité des observations montre cependant avec certitude que ces différentes positions appartiennent bien à la même tache.

Nous pourrions multiplier ces exemples; mais l'essai que

( ' ) Comptes rendus des séances de V Académie des Sciences, t. XV, p. !\(j '.

nous venons de faire suffira pour montrer au lecteur quelles sont les difficultés que présente la théorie de ces mouvements. Il n'y a peut-être aucune tache dont la révolution représente avec exactitude la rotation solaire; comme nous ne savons pas quelles sont celles qui s'en rapprochent le plus, nous devons nous servir des données les plus disparates : aussi la correction définitive ne peut être que le fruit d'un travail très-long et très-pénible, M. Faye a cependant réussi à trouver quelques règles très-intéressantes. En discutant les observations de Carrington et celles des nôtres qui se rapportent à des taches plus persistantes, il est parvenu aux conclusions suivantes :

Lorsque les taches persistent pendant plusieurs rotations successives, elles présentent, non pas un mouvement progressif, mais des mouvements oscillatoires dont l'amplitude est de plusieurs degrés et dont la durée dépasse de beaucoup celle de la rotation du Soleil ; c'est donc une simple oscillation périodique donnant naissance à des courbes sinusoïdales trèsallongées.

Les longitudes présentent une oscillation périodique de même durée.

La combinaison de ces deux mouvements fait décrire à la tache, autour de sa position moyenne et dans le sens de la rotation solaire, une ellipse dont le grand axe est dirigé vers les pôles.

Les dimensions de ces ellipses et les durées de révolution varient d'une tache à l'autre, et de plus ces phénomènes ne se manifestent d'une manière évidente que pour les taches qui persistent pendant plusieurs révolutions (').

Nous regrettons vivement que M. Fave n'ait pas donné

(l ) Comptes rendus des séunces de l'Académie des Sciences, t. LXII, p.3G8.

plus d'étendue à ses recherches. Dans les questions de ce genre, on ne peut pas attacher une grande importance à quelques faits particuliers; aucune conclusion ne peut être certaine que si l'on a vu se reproduire un grand nombre de fois le phénomène sur lequel repose le raisonnement.

§ II. — Conclusions qui résultent des faits précédents et questions diverses.

Le lecteur aura sans doute; remarqué avec surprise le peu de concordance qui existe entre les différents résultats que nous venons d'exposer, et il en aura déjà tiré cette conclusion que nos observations ne portent point sur la partie solide du Soleil, mais seulement sur son atmosphère fluide. En effet, lorsqu'un corps solide est animé d'un mouvement de rotation, il est évident que tous ses points doivent posséder la même vitesse angulaire et qu'ils doivent mettre le même temps à exécuter une révolution entière. Nous avions donc raison de dire, en nous appuyant sur les changements de formes des taches et sur les mouvements dont elles sont le siège, que la couche photosphérique, dans laquelle se passent tous ces phénomènes, est mobile comme les nuages qui flottent dans notre atmosphère.

Plusieurs questions se présentent maintenant à nous : i° Quelle est l'épaisseur de cette couche mobile? i° Cette fluidité est-elle particulière à la couche photosphérique, ou bien s'étend-elle au corps solaire tout entier? 3° En d'autres termes, existe-t-il dans l'intérieur du Soleil un noyau solide? 4° Ce noyau n'est-il pas le siège d'actions physiques dont les taches ne seraient que des manifestations? Toutes ces questions sont importantes, mais les astronomes sont loin d'être d'accord sur la solution qu'il convient d'y apporter. Il nous est impossible

de les résoudre dès maintenant : nous exposerons seulement les différentes opinions; nous les discuterons sommairement, nous réservant de dire, dans une autre partie de cet Ouvrage, quelle est la solution qui nous parait ressortir de l'examen des faits.

i° Nous avons déjà dit que les anciens astronomes regardaient la profondeur des taches comme mesurant l'épaisseur de la couche photosphérique. Cette opinion pouvait être admise lorsqu'on ne se préoccupait pas de la nature de la chaleur, lorsqu'on pouvait supposer qu'une couche très-mince fût capable de produire, ou plutôt d'émettre, en la tirant du néant, l'immense quantité de chaleur que le Soleil perd par le ravonnement. Cette hypothèse est en contradiction formelle avec les idées admises aujourd'hui par les physiciens; le corps entier du Soleil doit prendre part à cette émission de chaleur, ce qui ne permet plus d'admettre l'existence d'un noyau obscur, solide et d'une température peu élevée, situé a une faible distance de la surface extérieure, comme l'indiquerait la profondeur des taches.

On se rappelle que, d'après les recherches de Carrington, la vitesse de rotation n'est pas la même sur les différents parallèles ; M. Zôllner a voulu expliquer ce fait en partant de l'hypothèse d'un noyau solide recouvert d'une couche fluide peu épaisse exerçant un frottement contre la surface du noyau. Il est arrivé ainsi à la formule suivante :

£ A -,- B sin2 a