INCLINAISONS

de 48 à 68

Concordantes . . .

de 79 à 84

Discordantes. . . .

de 9.5 à 12!

de 224 à 233 de 289 à 261 de 280 à 296

- ia:

\\vc ce premier l;il)Ie;m. nous laisoiiseiisiiite (juatre autres, où les protubérances sont disposiM-s d'après leur ani^le de position sur la eirconforenee du discpie, de lo en lo tlegrcs, à parlii" du pôle nord : i" le preniiei' di' ces tableaux contient lindieation des banleurs; 2" le deuxième celle des lari;enis: ji° le troisième contient le produit de la base par la hauteur. Comme la l)ase est nu^surée avec une imité double de celle (jui sert pour la hauteur, ce produit représent(; la surface de la protubérance supposée triangulaire, approximation qu'on peut regarder comme sulfisante. 4° Il y a un dernier tableau pour les facules. Plusieurs de ces tableaux ont déjà été publiés dans nos Mémoires; nous nous contenterons de donner les résultats d'une manière succincte, avec un spécimen de la manière dont se fait ce dépouillement (p. i3()).

§ III. — Distribution des protubérances . — Résultats obtenus. —

Nombres relatifs.

Les observations dont nous pouvons donner les résultats embrassent soixante-deux rotations solaires complètes, suivies toutes au Collège Romain. Nous y avons ajouté trois périodes de M. Respighi, qui embrassent l'intervalle antérieur du 26 octobre 18G9 au 3o avril 1871, dont on verra bientôt l'importance. I.e tout comprend six ans et trois mois d'observations. Sans doute, cette période n'est pas suffisante pour que nous puissions en tirer des lois définitives, mais elle nous apprend déjà des choses très-importantes, que nous présenterons aux lecteurs comme un essai de ce que nous réserve pour l'avenir cette étude féconde.

Pour la discussion que nous allons aborder, il faut d'abord distinguer entre le nondjre absolu des protubéranci^s et leur nr)nd)re relatif. Le premier dépend de l'assiduité de l'obser-

A'ateiir. de l'état du ciel, de la bonté de rinstrument et dti critère pratique que se forme l'observateur pour la classification des objets : c'est le nombre brut des oljservations recueillies. Ce nombre doit être modifié par des corrections convenables, pour le rendre comparable aux autres. Ainsi, pendant un mois serein d'été, on recueillera une abondante moisson d'observations, car on peut les faire chaque jour dans des conditions favorables. En hiver, ce sera le contraire : le mauvais temps restreindra beaucoup le nombre des jours d'observations. On aurait bien tort de juger de la fréquence movenne des protubérances par ces chiffres enregistrés : il est évident qu'il faut les rapporter à chaque jour individuel, en divisant la somme par le nombre des jours, pour obtenir la fréquence relative; mais, s'il s'agit d'étudier seulement la distribution de ces objets sur le bord solaire, cette opération n'est pas nécessaire, car pourvu que les bords soient complets) le nombre, pour une certaine partie du contour, sera toujours relatif au total noté.

Dans le tableau A (p. 160), on a résumé : d'abord la date approchée du commencement de la rotation, en prenant la durée synodique de vingt-sept et de vingt-huit jours alternativement ('); ensuite, dans les colonnes 3 et 4, le nombre total absolu des protubérances enregistrées, en tenant cependant séparés les deux hémisphères; puis, dans la colonne 5, le nombre des jours d'observation pour chaque rotation. Si ce nombre se trouve assez petit quelquefois, cela tient à l'état du ciel, car les jours où j'étais empêché, le R. P. Ferrari a fait l'observation à ma place. Nous avons fait plusieurs séries poin^ déterminer notre équation personnelle, et nous

(') Pour la première année, on a réuni à la dernière rotation les jours résiduels, afin (l'y faire rentrer toute l'année. Cette rotation, du reste, était très-pauvre.

avons fini par nous trouver scnsililonicnt d'accord, f.a colonne C lionne le raj)|)(Ml du n()nd)re total au noinlji'e des jours d'observation.

Quant aux dimensions, la Ininle niinnnuiii de liaulcur a été tixéo à 3 unités de n<»tre échelle, c'est-à-dire à :>..] secondes. Il \ a eej)endaiil une eireonslance (|u il ne lant pas dissinuder, et ([ui tend a dinnnuer \v nond)re au cominencenient de la série et à l'aui^niente!' à la fui : c'est que. pendant (jiie les protubérances sont trés-nojiihreuses, on en trouNC un i;r;uid iiond)re (Lnis la même dizaine de degrés, et elles sont tontes exaliiees comme inie seide, de lariienr égale à leur sonnne; de |)lns, un i^iaiid nombre de petites est involontairement négligé. Au contraire, aux époques des mininia, il est rare que plusieurs soient dans la même dizaine tle degrés, et l'observateur tient compte plus soigneusement des plus petites. Cette remarque doit servir de règle pour l'apprécia tion de certains résultats.

Dans une seconde parti(» tic ce mémo tableau, nous avons enregistré le nombre des groupes nom^eaux de taches qui ont paru dans chaque rotation; mais, comme la quantité des taches est évaluée trop arbitrairement par ce nombre, nous en avons donné la superficie telle qu'elle est mesurée sur les dessins journalieis. l'unité de surface étant un carré de 8 secondes de côté; suit le nombre des jours d'observations des taches, et enfin leur superficie divisée par le nondire des jours d'observations ^colonnes 7, 8, 0, 10).

r>'examen du tableau V nous conduit aux conclusions sui\antes :

i" Si nous considérons le nondire moyen des protubérances visibles sur !<■ bord solaire, sans aucune disliiK tion de grandeiu', nous vovons que ce nombre varie beaucoup avec le temps; il v a à certaines eporpies une diminution trè.s-sensible,

qui arriv<^ presque à une disparition aljsolue. Poin* en rendre la iiiarelie plus évidente, nous avons tracé, dans lay?»-. 206, la courbe ABCD, dont les ordonnées représentent le nombre des protubérances, et les abscisses les rotations. On voit par là comme celte diminution est progressive. Déjà, à la XX^ rotation, le nombre des protubérances est réduit à un tiers, et

de quinze il est descendu à dix. Cette diminution continue toujours, et à la LY** et LX*' rotation, nous sommes au-dessous du tiers. Cette diminution est encore plus frappante si l'on considère les jours isolés Au commencement, nous avions souvent jusqu'à quanuite protubérances séparées, et dans les derniers jours nous en avons eu quelquefois deux ou trois seulement (janvier 187G). Cette diminution des protubérances est encore plus frappante après l'évaluation de leur superficie calculée comme il a été dit au paragraphe précédent. On trouve, par exemple, les valeurs suivantes :

Kiilalioii.

Siipi riitic

llb'

II?l)

lA"

'>.*' Si nous toiisidcions iiiii(|ii(iiiciil les [)i()liil)ciiiiitc>. (huit la liaiitcm" dépasse /|0 secondes, dapres de nond)reii\ tableaux (pie nous ne |)ou\ons repioduire ici, nous lrou\oiis une dinuuulion eucoi"e plus nota! île a p.iihr de la \ 1'' roi a t ion septend)re i 8'j i ; cette diniiuutiou a continue, saul de petites oscillations, jiis([irà l'eporpie actuelle, i8-(j, où les protubérances sont assez rares.

'V' Si nous considérons les protubérances dont la bauteui" dépasse G\ secondes, la dnnnnilion est encore plus li"appanle à jKU'tir de la \ '' i-otation roir le tableau 1), p. i()<j . il v a doue eu un niaxinnun d'actisité entre la 1'*^ et la A '" rotation, c'est-à-dire depuis le mois d'avril jusqu'au mois d'août i8y i ; ce maximum a été suivi d'une éj)ocpie de calme relatif dans la force qui produit les protubérances. Ce calme a progressé juscpien i8j(). Nous ne pouvons encore nous prononcer si i8y(j est une époque de niininiuni absolu, car les fluctuations sont trop considérables d;uis des périotles même tic courte duré(\

4° Avec la diminution du nond)re, nous dcNons encore signaler le défaut presque absolu d'éruptions vi\('s et donnant des spectres métalliques, et l'ab.sence presque générale de l'inclinaison a(v^entuee et de la courbure des jets.

A la courbe des j)rotubéi'ances, dans la J/g. 20G, nous axons ajouté la courbe A'B CD' de l'étendue movenne dans cliarpie rotation de la superficie des taches, et l'on voit qu(* les deux courbes marcluMit dans le même sens, mais sans f[u il v ait proporlionnalile. r>a courbe des taches présente plus dir-

régularités et de saccades. Il y a plusieurs raisons de cette différence, que nous analyserons ailleurs. Il nous suffira de dire ici que, si nous tenions compte seulement du nombre des groupes, le résultat serait faussé en partie; car, dans la dernière période, la surface totale des taches est singulièrement réduite, quoique leur nombre n'ait pas diminué d'une manière très-sensible.

§ n . — Distribution des protubérances par latitudes h élio graphiques .

Le tableau B, p. 162, nous donne la distribution des protubérances suivant les latitudes, de 10 degrés en 10 degrés. On le comprend mieux en groupant les rotations cinq par cinq et en construisant les courbes figuratives, ce qui se trouve exécuté dans la ^g. 207 ci-contre. Il faut faire attention que les trois premières courbes se rapportent aux trois périodes empruntées à M. Respighi, qui sont marquées de la lettre R, pour les raisons que nous verrons tout à l'heure.

Voici les conclusions principales auxquelles nous avons été conduit par cet examen :

1° Au commencement de notre série, il y a en général deux maxima, l'un dans l'hémisphère nord, situé entre 20 et 3o degrés, l'autre dans l'hémisphère sud, entre 10 et 20 degrés.

2° Jusqu'à la VP rotation, on observe en outre deux maxima secondaires très-nettement prononcés, situés dans les deux hémisphères entre 70 et 80 degrés; ils s'affaiblissent progressivement et finissent par disparaître. Les observations de M. Respighi, commencées en octobre 1869, prouvent qu'à cette époque les maxima polaires n'existaient pas; ils se sont donc développés dans le courant de l'année 1870, et sont

— ii;{ -

arrivés au iiiaxitmiiu en a\iil \^~i- Du -^'i octobre |M(J() au

Kir- '2'>~- Coiir/'cs rejyrésfiitaiit Ir nnmbrr </fi fininif'crnncrt olurrx-ces sur le boni solaire

et disti ibltèfi se, on les liitiliiiles lirlio^riinlin/iirs .

l'rciiiiero périoilc (l\). —-/ ^,y^~

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