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ces météores est celle où se réunissent les impulsions contraires (les moussons et des alizés. On voit qu'un observateur, qui de loin regarderait la Terre, la verrait tourner plus lentement aux jioints qui correspondent aux cvclones. S'il en est de même dans l'atmosphère solaire, le mouvement des taches peut être très-différent de celui de la masse gazeuse qui h^s (Mivironne; elles auraient ainsi une vitesse plus grande à l'équateur, plus faible sur les parallèles : dans ce cas elles pourraient être assimilées à nos cyclones. Cette opinion, émise depuis longtemps, est soutenue depuis quelques aimées par IM. Fave, qui regarde toutes les taches comme des tourbillons.

Cette théorie, admise dans une certaine mesure, peut expliquer un grand nombre de faits; mais elle ne nous paraît pas a^oir la généralité que lui attribue M. Fave. Nous n'avons jamais nié l'existence des taches tournantes : nous avons même constaté plus d'une fois que certaines taches affectent la forme spirale. De plus, on en voit souvent qui obéissent à la loi de circulation des cyclones : elles tournent dextrorsum , c'est-à-dire comme les aiguilles d'une montre, dans l'hémisphère austral, et sinistrorsum dans l'hémisj)hère boréal ; mais nous avons déjà fait remarquer que le nombre de ces taches est très-petit relativement à celles qui ne présentent rien de semblable. De plus, dans ces derniers temps, nous avons étudié plusieurs taches en déterminant jour par jour la position des ponts et des langues : ces mesures nous ont appris que le mouvement tourbillonnant change souvent de direction ; il est donc impossible d'attribuer ce phénomène à une cause persistante comme celle qui produit nos cyclones. De là nait une difficulté sérieuse qui, jointe à l'absence de transport systématique de l'équateur vers les pôles, ne permet pas de comparer les taches aux cyclones terrestres.

— Ifii —

Il doit cependant v avoir un mouvement de rotation dans toutes les taches. Nous avons vu que la matière lumineuse se précipite de toutes parts vers le noyau. Cet afflux de molécules provenant de parallèles où les vitesses sont différentes doit produire un mouvement tourbillonnant, comme il arri\e dans notre atmosphère même pour les orages ordinaires. 3Iais, comme la rapidité avec laquelle tourne un tourbillon dépend principalement de la vitesse avec laquelle la matière se porte vers le centre, si cette vitesse est fîiible, le mouvement gvratoire sera peu rapide; le frottement pourra même le rendre insensdjle en ralentissant le mouN ement centripète. Si une tache était une région vide ou considérablement raréfiée, cette vitesse serait très-grande; mais si elle est remplie de matière, si elle ne diffère des régions voisines que parce qu'elle contient une masse un peu plus froide et plus absorbante, la vitesse du mouvement centripète sera assez faible poin- que la rotation qui peut en résulter soit insensible. D'ailleurs, si les taches sont des centres d'éruption, il peut s'y produire une force centrifuge capable de détruire l'effet de la force centripète, ou même de produire un effet contraire ; or il est incontestable que la production des taches est intimement liée avec les phénomènes d'éruption.

Nous avons déjà fait remarquer que, au moment de disparaître, les ouragans terrestres et les taches solaires se comportent de manières absolument différentes; les ouragans se ddatent, les taches se contractent; les ouragans se dirigent vers les pôles en rebroussant chemin dans leur mouvement en longitude, les taches suivent une tout autre direction, et leur mouvement rotatoire n'est considérable que dans la ])remière phase de leur formation, lorsque l'éruption est plus violente.

Enfin, si nous admettons que les taches peuvent être com-

- IGS —

parées à nos ouragans, il faudra, pour les expliquer, trouver une cause capable de déterminer ces crises, il ne suffit pas (rinvo(|uer le mouvement de rotation du Soleil, ni le transport de la couche mobile, soit dans un sens, soit dans l'autre. Ces causes sont constantes et permanentes, tandis cjue les taches sont des phénomènes intermittents et variables. Leurs causes doivent être de même ordre (juc ((ilcs qui déterminent la production des ouragans terrestres, causes qui nous paraissent irréguliéres et accidentelles, parce que nous non connaissons point l'origine. On a dit que chaque pore qui se produit sur le Soleil est un véritable tourbillon, et qu'ainsi ces tourbillons recou^rent littéralenicnt la surface du globe solaire : il n'y a là qu'une hvpothèse sans aucun fondement dans l'observation ; nous avons étudié ces pores avec soin et p(M\sévérance sans v rien découvrir qui puisse faire soupçonner l'existence de ce prétendu niou\ement tourbillonnant. Quant à la cause déterminante de ces phénomènes, nous la trouverons dans les éruptions solaires (pie nous étudierons plus tard; nous verrons que la théorie des tourbillons et celle des éruptions, loin de se contredire, se complètent l'une l'an Ire.

Pour le moment, bornons-nous à constater que les taches paraissent douées d'un mouvement de translation générale contraire au mouvement qui entraine la masse entière du Soleil. Nous .sommes amené à cette conclusion par des faits de différentes natures : i" la discussion des observations magné ti(jues de M. llornstein; 2" la présence, à la partie postél'ieure des taches, de queues plus ou moins agitées, semées de lacules et de petites taches ; 3" la disposition des facules qui sont j)lus vives et ])lus étroites à la partie antérieure des taches, tandis cpielles sont nombreuses, plus larges, mais plus pâles ;i la partie postéi'ieure qui présente elle-mènu^ sur

son contour nn renflement que ]M. de la Rue appelle un bourrelet. Tous ces faits conspirent pour nous faire voir à la surface une circulation générale différente du mouvement qui anime la masse intérieure.

Il nous est impossible de formuler une tliéorie expliquant d'une manière absolument satisfaisante cette circulation exceptionnelle de la masse solaire ; nous allons cependant pro-

Fig. 65.

poser une livjjotlièse que nous soumettons au jugement des savants compétents.

Le Soleil se refroidit d'une manière progressive en perdant de la chaleur par le rayonnement; nous verrons plus tard comment on peut évaluer ces variations. Cet abaissement de temjîérature produit nécessairement une diminution de volume dont nous allons examiner les conséquences.

Supposons un globe NES { fig. 05); par suite du refroidissement, la surface NES prend au bout d'un certain temps la position rpq^ le point E étant descendu en /;, le point a en c, etc. Dans ce mouNcment de contraction, les différents points se rapprochent inégalement de l'axe de rotation NS : le ])oint E.

s'en rn|)|)i'()<li(' de la (|iiaiilil(' V.p, tandis i\\\v le point n s en est lapproclic sciilcMK'iit de la ([iiaiililé

ad = ac l'os ccul --^ V./) cos /,

). étant la latitude du j)()int a. On voit donc (juc le rayon du cercle décrit par un point ipielconque se raccourcit d'une quantité proportionnelle au cosi/uis de lu latitude ; ce raccourcissement est //Knif/iuni à l'i'f/uateur, et il diminue pros^ressivenient jus- (pi'au pôle où il est nul.

Su|)|)osons donc un ^lobc tournant autour d'un de ses diamètres et dont tout» s les parties sont soumises à la gravitation : le ravon venant à diminuer, il en résultera, en vertu de la loi des aires, nn accroissement de ^itesse angulaire déjxndant du caire de cett*' même diminution : la vitesse s'accroîtra donc à l'ccpiateur plus (pi'en tout autre j)oint, et sur un |)arallele de latitude X, cet accroissement pourra être regardé conune jiroportionnel à cos^)..

Ce résultat serait l'une des formes sous lescjuelles peut se présenter la loi de Carrington, et l'excès de vitesse des régions équatoriales serait ime consé(pieiice du refroidissement. M. Roche est arrivé à la même conclusion en considérant seulement la condcmsation progressive delà masse nébuleuse (|ui a formé le Soleil, et il admet que l'accélération actuelle ivsulte de cette action j)rimitive; il est évident que, grâce au frottement, cette accéléi'ation de\raif disparaître a\ec le temps; mais, connue la contraction du<' au refroidissement se produit dune maniei'c |)ermanente, I accelei'ation C(|uatoiMale (|ui en résulte doit égalenu-nt persévérer.

Cette dimimition de volume du Soleil peut être tres-laihie. assez faible j)our qu il soit impossible de la constater dans un intervalle de tem|)s aussi court (pie celui cpii s'est écoulé depuis réj)oque ou l'on a connnencé à fau'c des mesures pré-

cises ; et cependant, vu limniensité du globe solaire, elle peut être suffisante pour expliquer les différences de vitesses qui nous ont été révélées par l'observation.

§ IV. — De quelques irrégularités apparentes clans le momement des taches.

Lorsque l'on étudie les mouvements en longitude d'une tache, on trouve, comme nous l'avons dit, des variations très-considérables et qui paraissent tout à fait anomales. ]Mais en dehors de ces mouvements irréguliers, on constate, auprès des bords, des aberrations systématiques dont on peut saisir les lois : près du ])ord oriental, la tache paraît se rapprocher du centre, sa longitude augmente, et, près du bord occidental , elle parait marcher en sens contraire et s'approcher encore du centre pendant que sa longitude diminue. Ainsi donc, dans la partie orientale du disque, les arcs diurnes se trouvent augmentés, tandis qu'ils sont diminués dans la partie occidentale.

Après avoir remarqué ce fait en examinant les tableaux de M. Carrington, nous en cherchâmes la cause, et nous fûmes porté à l'attribuer à la réfraction de l'atmosphère solaire. Déjà JM. Carrington avait indiqué cette source d'irrégularité, mais il ne l'avait pas étudiée avec le soin qu'elle mérite.

.Soient amn [fig. (j6 ) le globe solaire; //aS la couche atmosphérique dont il est couvert. Si cette couche possède un pouvoir réfringent assez considérable, un rayon émané du ])oint ^, au lieu de suivre la du^ection qe suivant laquelle il se propagerait dans le vide, sera dévié suivant une courbe, telle que qro tangente à la droite qe. Ce ravon ainsi tlévié pourra parvenir à l'œil d'un observateiu' placé en o, pour lequel le point q fût resté invisible sans la réfraction. Un point

— IGO -

(|iirlc()iu|ii(* (IcN iciidi'a donc \isil)lc pour nous un peu ;i\;uif (le li'ancliir le ccrrlc (jui loi-nic le contour |;conu'lii(|u<' Au Soleil, et (|ui, sans la l'ciraction, séparerait la partie \isil)le (le la partie invisible; les laelies seront done \isil)lesun peu plus tôt (I un e«»le du dis(pie, tandis cpie de I autre elles disparaîtront un peu plus lard. ()n j)onrra. pour le eal( iil r;l;ilil à ces plienoHR'ncs, eniploxer les loriniiles (pii serxent a e\a-

luer linfluence de nos réfractions atmosphériques sur le lever et le coucher des astres.

Pendant ([ue nous examinions 1 inOuence des retractions dues à ratmosphère, M. Faye donnait une antre explication des irreijularités systématiques (pii se produisent prés des hords du disque. D'après lui, ces anomalies seraient |)roduites par un phénomène qu'il a appelé la parai/axe de profondeur, et fjui résulte en effet de ce que h^s taches sont des cavités.

Supposons (Jii^\ C)~ une tache axant la forme dune ca\ité coiiKpie. L'observateur \ ise le (^eiitre n du no\au, et dans ses éNaluations il le rapj)orte au point c/ ou son ra\on visuel reiK^onfre la surface de la |)liotosplirre. Si la tache occupe le

- no -

milieu du disque, le rayon visuel dn passant par le centre C (lu Soleil, le point visé se projettei'a au centre même de la pénombre. jMais si la tache se trouve auprès du bord, le point m visé par l'observateur suivant la direction K/;?, au lieu d'être rapporté à l'extrémité a du rayon solaire Cmrt, paraîtra projeté au point K où le rayon visuel rencontre la photosphère; la lâche paraîtra donc s'être rapprochée du centre de la quantité r/K. Quand on cherche à calculer l'influence de cette pa-

Fig. 67.

rallaxe, on trouve qu'elle produit une erreiu" proportionnelle à la tangente de la distance liéliocentrique de la tache, et exprimée par la même formule trigonométrique qui sert pour les réfractions. Il devenait donc impossible de déterminer, par le simple résultat numérique des formules, la part qui revient à chacune de ces deux causes dans la production des mouvements apparents qui nous occupent. Le doute était d'autant plus permis que les calculs faits par M. Faye, en partant de son hvpothèse, attribuaient aux taches une profondeur bien plus considérable que celle qui résidte des mesures directes, car il leur assignait un rayon terrestre pendant que l'observation directe donne à peine un tiers.

L'observation pouvait seule résoudre la question, en four-

lîissMiit (les (loiiiK'Os iu)ii\ elles, l'oiir cel,!. il falhiit clierclier à se soiistraiic a ruiic «les i\ci[\ causes (reireiii-, aliii de j)oiivoir t'valiK r I iiilluciice de l'autre. Il élail t'\ idemnient im- |)(»ssil)le (TcN iter la rôfrartioii ; mais je pensai riiiil serait possible (reliniiiier la parallaxe (l«> j)r(ifnii(leui" en |)reiiant la position (les (leii\ bords (le la laelie, et en ealenlanl scMiarénicnt leurs coordonnées hélioojrapliifpies. .l'eus le honlieur. en i8("»(), de reneontrei' fjuel(|ues t.iilies trcs-reguliercs et a\anl un laihle inouNcnient en longitude, surtout celle du I G juin au <) juillet, et celle du i i au 2^ juillet, .le les sui\is joiu* par jour a\('c l)eaucoup de soin, prenant des mesures micrometriques avec le grand réfracteur, et j'obtins les résultats inscrits dans des tableaux dont sont extraits ceux du paragraplie précédent.

Après avoir ainsi cmLc les erreurs dues a la parallaxe de profondeur, on trouve encore une perturbation dans la marche en longitude, et ces perturbations, cpii sont toutes dans le sens iiidi(|ué par la théorie, ne peux eut être attrd)uées qu'à la rétraction. Cependant leur valeur ne dépasse pas de beaucouj) la limite des ernnu's d'ol)servation. Nous sommes convaincu (jue la réfraction solaire existe; mais nous ne pourrons l'évaluer qu'après avoir fait de nombreuses observations sur des taches d'inie régularité et d'une stabilité extiMordinaires ; * ).

Ce sont ces mesures, prises avec le plus grand soin, qui nous ont appris que les taclies .subissent souvent de trèsgrands changements dans leurs dimensions réelles, et que tout changement de forme ini j)eu considérable entraîne une irrégularité dans la marche en l()ni;itud(\

('" f'oir les Comptes rendus des séances de l'.-icadéinie des Sciences, 1866, t. I.XIII. i, ir..{-i70.

La théorie de INI. Faye, sur la parallaxe de profondeur, se trouve ainsi parfaitement vérifiée, et à son tour elle sert de confirmation aux idées de Wilson, Les taches sont donc des ca\ ités ; mais ces cavités sont-elles produites par des éruptions volcaniques, ou bien sont-elles dues à des tourbillons analogues à nos cvclones? Nous traiterons cette question lorsque nous aurons recueilli toutes les données nécessaires pour la résoudre. Une circonstance nous ])orterait dés à présent à adopter l'assimilation avec les cyclones : c'est que le maximum des taches coïncide avec les limites des zones où se produit le renversement du mouvement en latitude; mais ne nous hâtons j)as de tirer des conclusions qui pourraient être prématurées.

§ y. — Rcsum' des moiacments des taches.

On voit, par tout ce que nous avons dit jusqu'ici, qu'au lieu d'observer le mouvement de rotation du corps solaire lui-même, nous en sommes réduit à étudier celui de son atmosphère. Nous sommes donc dans les conditions où se trouverait un astronome ([ui voudrait, en se plaçant dans la Lune, déterminer le mouvement de rotation de la Terre, en prenant un nuage pour point de repère. Il lui faudrait tl'abord étudier la circulation atmos})hérique et en déterminer les lois, tâche bien difficile, et à peu près impossible dans de pareilles circonstances.

Les connaissances que nous avons acquises nous permettent cependant de diviser les mouvements des taches en trois catégories :

La première comprend tous les mouvements généraux , et à ce point de vue le résultat le plus important est l'inégalité des rotations sur les divers parallèles; la vitesse angulaire est

maxiiniim ;'i r(''(Hi:ilciii\ et clic (limiiiiic l()fs(nic la lafitiidc auiiinciilc.

La (Iciixicmc calci^oric <'()in|)r('ii(l les inoiiNcnu'iits apparciils (lus a la j)aralla\c «le jn-oroiidciir et à la réfraction. La nrcniici'o i\c ces Ai'ux causes étant cluumcc |)ai' la mctliodc d'obsiM-N atioii c|iic nous a\nus |)i'o|)()S('c, il reste seuleinent la seconde, dont I influeiKn* n'a |)as encore été sulfisannneut deterniinee, mais fjui n'est pas à néj^lii^M'r.

].a troisième contient tous les mouvenjcnls irréj^uliers et extraordinaires (jui dépendent des causes mêmes qui |)roduis<'nt le> lacMies, causes encore bien obscures et qui l'estei'onl longtemps iucoinnies.

Nous avons fait remarquer plusieurs fois que ces mouvements se produisent surtout au moment de l'ajjparition d'une tache; il se forme souvent plusieurs centres sans qu'on puisse prévoir lequel d'entre eux persévérera et formera définitivement le novau de la tache. Les mêmes irrégularités se renouvellent à l'époque de la dissolution finale; aussi les taches les plus stables sont celles qui paraissent les plus profondes.

Enfui il est impossible d'expliquer les mouvements systématiques des taches par des courants analogues à nos vents alizés. Cette Inpothèse n'explique j)as le fait fondamental que nous révèle l'observation, savoir que la vitesse angulaire est plus grande à l'équateur; elle n'explique })as davantage les nombreux mouvcMuents en latitude.

L'liv[)othèse la j)lus simple est celle de la contraction duc au refroidissement; c'est elle qui explique le plus grand nombre de pliénomènes et en particulier ce mouvement j)lus rapiile (jue possède à l'équateur la couche superficielle. Mais si nous voidons descendre dans l'examen détaillé d(\s cas particuliers, il nous est impossibli* d'assigner les causes immé-

»-«r«i»»-- Ifl*'^*»»»*-. -o

diates dv chacun des mouvements que nous observons. jMéme en admettant que les taches sont dues à des tourbillons, nous devons avouer notre ignorance sur les circonstances qui déterminent leur formation, car des causes générales et permanentes ne suffisent j^as pour expliquer des phénomènes aussi variés et aussi capricieux.

Nous ne connaissons pas la profondeur de la couche gazeuse que nous étudions ; si nous considérons la haute température du globe solaire, nous devons penser que cette couche est très-épaisse, et qu'il n'y a point de novau solide dans le sens que nous donnons ordinairement à ce mot. Dans tous les cas, si ce, noyau existe, il doit se trouver à une grande profondeur au-dessous de la surface.

ClLVriTUE YIL

VAniATio.NS siici i.Ai II i:s i)i;s taches.

§1. — Recherches historiques.

Après avoir étudié la slructuiv et les nioiivenieiUs des taches, ou est uatiirellemeiit porté à se demander si Iciiis apparitions à différentes épocpies sont assujetties à queUjuc loi générale. Cette question est une de celles cjui ont beaucouj) occupé les astronomes modernes. Les plus anciens observateurs ont remarqué (ju'il n y a pas clinque année un nombre «'gai de taches. Il v a eu des époques ou il s'e.st écoulé des mois et des années sans cju'on puisse en observer aucune. Alème en admettant que cette dernière affirmation soit im peu exagérée, et qu'elle résidte du peu de précision avec laquelle les observations ont été faites et de la faiblesse des instruments (ju'on employait autrefois, il n'en est pas moins vrai que le nombre des taches est extrêmement variable, et (ju'il v a des époques où elles sont très-rares.

\V. Tlerschel est le premier cpii se soit occupé de cette (juestion; il chercha à établir un rapj)ort entre les variations des taches et la météorologie terrestre, et, à défaut d'autre élément, il compara le nombre annuel des taches au prix dn ble; mais, on le comprend, il ne pou\ait rien résulter d un siMnblable travail. Sans doute, les phénomènes météorologitpies du globe doivent dépendre, dans une certaine mesure,

des ^ icissitudcs solaires : nous en verrons une preuve frappante ; mais le terme de comparaison choisi par Herscliel n'a aucune relation directe avec l'état du Soleil.

De nos jours, cette question a été étudiée à fond par M. Wolf , directeur de l'Observatoire de Zurich. C'est à son zèle qu'on doit un recueil très -riche et très-intéressant du plus grand nombre des ojiservations anciennes, qui étaient ensevelies dans les archives et dans les répertoires; c'est lui qui a cherché à les coordonner, à les rendre comparables, à combler autant que possible les nombreuses lacunes qui existaient entre les différentes séries.

L'observateur le plus attentif, à l'époque où les taches furent découvertes, c'est Scheiner; mais il nous avertit luimême qu'il n'a pas tenu compte de toutes les taches qu'il a aperçues; il n'a enregistré que celles qui pouvaient lui fournir les éléments de la rotation qu'il cherchait à déterminer. Plusieurs observateiu's ont fiit après lui des séries d'observations détachées; mais quelques-unes ont été perdues, les autres contiennent de grandes lacunes. Jean Gaspard Staudaclier, à Nuremberg, observa avec plus de constance pendant cinquante ans, de 17^9 à 1799. Avant lui, lesCassini, Maraldi et autres s'en occupèrent, mais seulement d'une manière indirecte : ils se contentaient, en faisant l'observation méridienne du Soleil, de noter ce qu'il y avait de plus important. Zucconi et Flaugergues nous ont aussi laissé de bonnes séries, que M. Wolf a utilisées en les rendant comparables entre elles par les corrections les plus vraisemblables qu'on puisse emplover en pareille circonstance. La difficulté principale vient de ce que tous les observateurs n'ont pas emplové des instruments également puissants; celui qui était armé d'une meilleure lunette observait et enregistrait des taches qui auraient échappé aux autres : les nombres inscrits

— >lM>.'»Ji'*'»^gf<<<aHy.-iy

dans lours r('<,Mstr('s (rohscrvatioii ne sf)iit donc pas comparables entre eux. ]M. Woli a clicrclié à remplacer ces nombres par ceux qu'auraient enregistrés les observateurs s'ils avaient employé des lunettes conipaiablcs a un modèle déterminé. Il est résulté de ce ti'a\ail une chroniciue j)i'es(pie continue des taches solaires depuis une époque assez reculée jusqu'au moment où cette étude a été reprise avec une grande activité.

C'est le baron Schwabe, de Dessau, ([ui, dans les temps modernes, s'en est occupé avec plus d'assiduité et de constance. De 182G à 1868, il n'a pas manqué de faire des observations quotidiennes toutes les fois que le temps l'a permis. Cette série est précieuse, parce qu'elle se relie avec celle de Carrington, et que celle-ci, à son tour, se rattache à celle de ]M. Sporer et à toutes les observations photograjjhiques et autres, qui se font maintenant de toutes parts. Toutes ces observations, quoique faites par des procédés différents, sont facilement rendues comparables.

De nos jours, il y a plusieurs savants qui observent avec soin les taches solaires; mais, aujourd'hui comme autrefois, il y en a peu qui aient assez de persévérance. La méthode photographique est excellente, mais elle prend beaucoup de tem|)s et occasionne des dépenses considérables. Quelques savants ont décrié les dessins d'une manière injuste r un dessin assez grand, fait sur projection par un habile dessinateur, avec une lunette portée ])ar un mouvement d'horlogerie, peut soutenir la comparaison avec une épreuve photographi(|ue, et en opérant ainsi on a j)his de chances de persévérer dans ces observations. Nous apprenons avec regret que l'observatoire de Kew a interrompu ses observations photographiques ; espérons qu'elles seront continuées à Greenwich avec le même appareil.

§ II. — Elude statistique du nombre des taches solaires.

Le baron Schwabe, en étudiant sa longue série d'observations, a reconnu une périodicité très-évidente. Des maxima et des mininia Irès-prononcés se succédaient à un intervalle de dix à onze ans. Il est bien vrai que, dans une pareille étude, il y a des éléments un peu défectueux. D'abord, on ne peut pas observer le Soleil tous les jours, et les lacunes qui résultent du mauvais état du ciel viennent nécessairement au£;menter le nombre des jours où il n'v a point de taches. De plus, le nombre des taches est toujours un peu arbitraire; il y a souvent des groupes qui , par leurs subdivisions , se prêtent à différentes manières de compter ; mais, dans une masse d'observations aussi considérables que celles du baron Schwabe, ces différences se compensent l'une l'autre et disparaissent dans le résultat final. En effet, la loi est si saillante qu'il suffit de jeter un coup d'œil sur son tableau pour reconnaître qu'aucune objection ne saurait l'ébranler. Ce tableau étant très-intéressant, nous le reproduisons ici, en y ajoutant le résultat des observations faites au Collège Romain pendant les quatorze dernières années. Nous avons aussi ajouté une colonne contenant le résultat des recherches de jM. de la Rue sur les observations de Carrington et sur celles de l'Observatoire de Kew.

Les dessins de Schwabe étaient exécutés à une très-petite échelle, 6 ou 7 centimètres de diamètre : aussi les résultats pouvaient être entachés de quelques inexactitudes, et l'on pouvait se demander s'ils seraient assez exacts pour être comparés, par exemple, aux épreuves photographiques. Or cette série se compénètre avec celle de IM. Carrington et celle des astronomes de Kew, M. de la Rue, profitant de cette circonstance, a com-

part' les aniu'cs tuinimiiics. et le résultat a ctr trùs-satisfaisant, (le sorte (|ii(', en x* sci'n.iiiI (11111 coclfii'iciil l'oiiNciiablc, on a j)U (loiiiicr a toutes ces obscr\ations le même clejjjré de j)ré(ision. \()i( i un extrait de la comjjaraison entre les nombres lie Scli\vabe et ceux de i\c\v. <)n solar pliysics, |). ().y

V n.ss.ui.

CM

1 () mois.

() iiii)is. .

ISOi,

1 ?. mois. .

T<)t;il... .

Les dilferenees ne sont jias exagérées et elles ne sauraient infirmer la valeur des conclusions que nous allons exposer.

La méthode la plus exacte, la seule rationnelle, consiste à évaluer la poi'tion de la surface (jui est recouverte d«^ taches; le système qui consiste à évaluer le nombre de taches conduira-t-il au même résultat ou aménera-t-il des conséquences différentes? Pour résoudre cette question, ^I. de la Rue a fait évaluer la surface totale des taches en millionièmes de l'hémisphère visible. Ce calcul a été fait avec une admirable patience pour les trois séries de Schwabe, de Carrins^ton et des astronomes de Kew; on a évalué séparément l'ombre, la pénombre et l'ensemble, en faisant, bien entendu, la correction relative à la déformation apparente qui se produit à mesure fpi'on s'éloigne du CL'ntr(\ Les résultats de cet innnense travail sont consignés dans plusieurs tableaux annexés aux sa^ants Mémoires publiés de i8G5 à iS-jo dans les Transactions philosophiques, sous ce titre : Researches on solar physics, by W. de la Rue, Ralfour Stewart, Renjamin Lœvv. C'est du derni(MOIémoire, page i 28, que nous avons extrait les nombres relatifs cUix années i8'32 à 18G8, insérés dans le tableau ci-après. Dans cette cinquième colonne, l'unité est le millionième de la surface de ! Iieniis])hère solaire.

Tableau du nomhiT de taches pendant quarante-sept a/is.