DURÉE

de la rotation

en jonrs solaires

moyens.

IXtLINAISOS (le l'équaleur

solaire sur l'écliplique.

LOXGITLDE dii nœud ascendant.

IvPOOLES.

Schcinei'

de 69° à 70° 70 . 1 0'

De la Lande

Delambrc

Bianchi

Laiigier

Petcrsen

Carringlon

Sporer

Il y a entre tous ces résultats une discordance frappante. M. Carrington la remarqua, et c'est ce cjui 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, I. 9

Scheiner donnait comme position du nœud ascendant 69 ou 70 degrés, ce qui fait actuellement 'y2'^55', en tenant com])te de la précession des équinoxes. Ce résultat concorde d'une manière suffisante avec celui de M. Carrington, vu le })eu de précision des observations anciennes.

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

Mercure 3 . i o

Vénus, . 4 • ^

Mars 6.5o

Jupiter 6. ?.?,

Saturne 5.55

§ IV. — Résultais trouvés par MM. Carrington et Spùrer.

Le travail de M. Carrington, commencé en novembre i853, 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-sùre;

(') Cassini, Mémuires de l'Accidcinic rojiile des Hciences ; 173/|.

il y aurait lieu do l'appliquer aux observations anciennes et à celles qui ont été faites depuis le travail de M. Carrington. Nous comparerons les résultais ainsi obtenus avec ceux de M. Sporer d'Anclani, puis avec ceux que M. ZoUner et M. Hornstein ont obtenus par des moy(3ns tout à lait 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 résultats moyens et les observations particulières.

1° La première loi signalée par les observateurs est la conhrmation 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 -}- 11' 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 côté de l'équateur; mais il y ji compensation dans les longues périodes, et si l'on prend la moNcniie poui' un grand nombre d'aimées, 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.

2^ 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 ci l'équateur, et elle diminue à mesure que la latitude augmente : c'est donc à Véquateur 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 (I rcjjrésente la rotation diurne et X la latitude) (')

? = i4°25' — i65' sin"^).,

?= 14° 22' — i86'sin-A,

|=i6°,8475 — 3°, 38i2sin(>. 4-4i°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 5o*^ parallèle, on n'a jamais observé de taches, et par conséquent

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

ç = 120, 82-t- i",55 cos 1)..

f = I 2°, 92 -r I 30, 74 cos 2 .J.

— I.Ti -

oïl lie pcMl pns ('■IiidicrlM niniiicrc dont s'cxrciilc la rnlalion noiir les l'étions plus cloii^nccs de r('(|natciii'. T.c seul plii'nonu'iio (|ui puisse scjaip de hase à (cttc ctiidc 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 gramdations polaires, aussi bien que les protubérances (jue nous avons observées près des pôles, mais leur durée n'a jamais été assez considérable pour qu'on puisse l(Hir 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 sui\ants à l'Ouvrage de M. Carrington. Le premier (A) résume les tra% aux 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 latitutle. T.a 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 moveinic 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 2r>J,38o, et que, par conséquent, l'arc décrit en un jour est de iV'i i'. Les signes ■+- ou — placés devant les longitutles indicjiient <pie le moii\cment diurne o])servé a dépas.sé ou ([u il n'a pas atteint celte \aleur moyenne. Les mêmes signes -h ou — , placés devant les latitudes, indi(pient

dans chaque liéniisphùro un accroissement ou une diniinulioii (le 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.

Tmii.i \I, \.

r>ii inotuTinrnt pn>prc tliitrni' (/<■<; tdclicx dri/idl ih'<i nhsrn'ntiom tic ('(inin'j^lon.

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latiudi-, M)i;i).