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IDI

Equateur.

Le second tableau est facile à com]:>renclre et résume d'une manière plus claire les résultats du précédent. La première colonne contient les latitudes liéliograpliiques des taches ; la seconde montre la manière dont varie la rotation.

M. Fave a comparé cette rotation avec celle qui résulte de la formule de Sptirer, et il trouve que les durées de révolution de Carrington sont plus faibles en moyenne de 0^,16 ou de 3^' 8'". 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 i856,7, et celle de Sporer à i8()2,5. 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 onroro dôtonri in ('•<>. (le fait constitue nn des plus siui^juliiM's jiliénnmènos de l'histoire du Soleil ; on en trouvera peut-èlre l'explication dans cet autre fait, que les taches s{^ 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 im 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 o])servations 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 177G 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-mém(\

La durée de rotation {"ixéo. par de la Lande, Bianchi, etc., est donc exacte si l'on s'en tient aux latitudes héliographiques des taches ([ui ont servi à les déterminer.

Ainsi disparaissent les difficultés ([ni ont tant tourmenté les asti'onomes relativement à la rotation solaire : Le Soleil ne tourne j)as d'après les lois f/iic dcMait présenter le momcment

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 :

auxquelles les maxima observés sont

On peut aisément remarquer que ces positions correspondent à peu près à celles où les mouvements en latitude changent de signe. Cette coïncidence est importante, car elle semble indiquer une relation entre les mouvements en latitude et les arcs qui servent de limites aux différentes zones où se produisent les taches. Nous verrons cependant que cette coïncidence est accidentelle -, on ne l'observe que dans la période étudiée par M. Carrington, car les zones changent de position dans les autres séries.

3^ On peut encore remarquer que les mouvements en latitude des taches sont également variables, mais la loi n'est pas aussi simple que pour les longitudes. La dernière colonne du tableau précédent, extraite d'un tableau plus détaillé de M. Carrington, montre que la loi est un peu confuse, le nombre des observations étant sans doute insuffisant. Ce-

pondant co tablonu, (piclqnr iniparliul (pTil soil. nnns iicnnot (Ir faire les rcniarcjucs suivantes :

a. De 5 à 20 degrés N., et de 10 à 1 5 degrés S., le mouvement est négatif, c'est-à-dire dirigé vers l'équateur;

/j. De 20 à 35 degrés N., et de i ^) à 3() degrés S., le mouvement est dirigé vers les pùles : pour les points plus éloignés, il est impossible d'étaljlir une loi; les taches sont trop peu nombreuses et les résultats trop discordants pour qu'on puisse en tirer aucune conclusion.

c. Les changements de signe les plus prononcés correspondent H des points voisins de ceux où le nombre des taches passe par un maximum ou par un minimum ; mais on ne voit pas qu'il v ait, comme dans nos ouragans, une tendance nettement prononcée vers les pôles.

d. En comparant les mouvements en longitude et en latitude, on voit que l'équateur ne divise pas les zones des taches et leurs trajectoires en deux parties égales; la ligne de démarcation semble coïncider avec le parallèle de 5 degrés nord. Ce fait est important, et nous le rappellerons dans l'un des Chapitres suivants, lorsque nous reconnaîtrons que l'équateur thermique n(; coïncide pas non plus avec l'équateur astronomique et que les protubérances solaires présentent aussi une pareille excentricité.

Les lois que nous venons d'exposer résultent de la discussion des moyennes ; mais dans les cas particuliers il v a de très-grandes divergences. Nous avons discuté par manière d'essai les trajectoires de toutes les taches qui ont paru depuis le i*"' janvier jusqu'à la fin de juillet 18GG; voici les conclusions auxquelles nous sommes arrivé :

Les éléments déterminés par M. Carrington, comparés avec nos observations, laissent à désirer; ils donn<'iit des différences systématiques (pii démontrent l'existence de varia-

-notions réelles. M. Sporer a combiné nos observations avec les siennes, et elles lui ont donné des résultats que nous inscrivons ci-dessous en regard des éléments donnés par M. Carrington ; tous les nombres sont ramenés à la même époque, 1869 :