JO 40 60 SO

'^o aNiil 1870, la courbe ressemble à celle des rolations X\ l

à XX (18 jiiin-j novembre 1872). Le pôle nord a montré son maximum avant le pôle sud, et l'intervalle de la T*^ à la V^ rotation (23 avril- 10 septembre) renferme le maximum absolu, ce qui est très-important.

S** Au commencement de la série, nous avons un minimum secondaire sur l'équateur, entre zéro et 10 degrés nord; deux minima principaux vers 60 et 'yo degrés nord; enfin deux autres muiima aux pôles. Ces minima secondaires vont en diminuant à partir de la première rotation et finissent par disparaître ; les minima principaux s'éloignent progressivement de l'équateur et finissent par coïncider avec les pôles.

4" Aux pôles, les protubérances sont assez nombreuses et assez persistantes à l'époque des maxima secondaires, ainsi que dans les quinze premières rotations; mais ensuite elles deviennent très-rares et disparaissent complètement vers la fin de cette série. Les observations postérieures nous apprendront si ces phénomènes sont périodiques.

Les protubérances n'envahissent les régions polaires qu'aux époques où le Soleil manifeste une grande activité. Il est remarquable que dans ces mêmes régions, en l'absence des protubérances, la chromosphère possède souvent un éclat plus vif qu'aux autres points du disque; ces modifications se })roduisent sans doute d'après des lois que des observations postérieures nous apprendront à connaître.

En i8'-5, la chromosphère au pôle a été souvent trèshaute. Peut-être ces phénomènes permettront-ils, avec le temps, de reconnaître si les variations du diamètre polaire signalées par les astronomes au commencement du siècle sont des réalités ou des erreurs d'observation.

5*^ Le maximum principal de fréquence des protubérances correspond à la région des facules et des taches ; le minimum secondaire, situé dans les régions équatoriales, tombe dans la

j)artie tlii tliscjuc (|iii sépare les zones royales des taelies «'t des facules. Les maxima secondaires correspondent aux limites des granulations que l'on a \ ues autour des pôles aux épocpies de j)lus grande activité. Cette apparition n'est pas constante : elles tlisparin'(Mit en icS-j'*), et avec (iics les |)rotubérances. C'est dans cette même région ([ue la (ouronue est ])lus élevée, ainsi qu'on l'a constaté pendant les éclipses.

Dans la IK^ et la XI*" rotation, nous voyous reparailrc les j)rotul)erauces polaires, juais elles durent Ires-jx-u : c Vst une de ces fluctr.ations à coui'te période (pii nous sont lannlières, mais dont la cause est encoi-e lui mystère.

()" Depuis la 1/ rotation, les maxima reparaissent entre 5o et (jo degrés, et un maximum. j)eut-ètre relatif, existe pour les taches à cette époque. Elles ont fait défaut dans un hémisphère du Soleil pendant plusieurs réyolutions de suite, mais nous ignoi-ons encore si ce sera un mininuun absolu (3 février i8'y() .

Un coup d'ceil jeté sur les courbes de \^fig. 207 fait apercevoir les nond)reuses fluctuations que subit l'activité solaire dans les différentes régions de cet astre. Son atmos[)hère |)arait constituer une enveloppe qui se conforme en vagues gigantesques portant le maxinaun d'activité tantôt dans une région, tantôt dans une autre : la direction dominante j);u\ut être de l'équateur aux pôles. On connaissait déjà les fluctuations à longues périodes des taches en latitude : on les retrouve plus accentuées dans les protubérances. On peut apprécier par là la légèreté d'un critique qui a déclaré inexactes nos observations sin* la distribution de la chaleur à la surface solaire, parce que M. Langley, en itS-jS, n'a pas trouve la même distribution que nous avions signalée en i852 ( '),

('1 Voir .■Icti délia R. Accadeniia de' Lincei. Roma, >* série, t. Il, p. 65(v, 18-5. 11. 10

comme si le Soleil était un corps frappé d'immobilité absolue, et sans réfléchir que l'année iS52 était une époque d'aoitiition, et 1873 une époque de calme. I.e savant astronome américain en a jugé autrement, et a reconnu qu'il est nécessaire d'attendre pour se prononcer. C'est par une sorte d'intuition bien justifiée, et nullement par défiance de nos observations, que nous disions, en 1862, qu'il fallait répéter ces observations, pour voir si les phases alors trouvées étaient constantes. Cette réserve prudente a été interprétée contre nous, comme si nous n'étions pas sur de nos propres résultats!

Sans manquer de confiance dans les observations et sans fairé^ tort aux: savants qui s'en occupent, nous pouvons bien affirmer que les lois des oscillations de l'atmosphère solaire demanderont bien des années de recherches avant d'être fixées. Nous pouvons être heureux d'avoir ouvert ce grand horizon de recherches, et la Société spectroscopique peut être hère de les avoir inaugurées; mais, pour établir ces lois, il faudra une observation assidue, et, comme aucun observateur individuel ne pourra jamais s'v consacrer d'une manière continue, il sera nécessaire que ceux qui s'en occupent publient leurs résultats avec des figures détaillées pour être utiles à tous. C'est avec regret que nous avons vu un savant illustre déclarer que la publication des figures de la Société spectroscopique était désormais superflue! Sans cette publication, comment remphr les lacunes inévitables dans une station particulière? Comment éviter l'influence d'erreurs personnelles et les divergences provenant de la puissance inégale des instruments? Nous avons l'espoir que ce malencontreux conseil ne sera pas suivi; au contraire, nous comptons sur les observateurs des Indes et de l'Amérique pour combler les nombreuses lacunes qui parfois se rencontrent pour l'Europe entière, surtout dans certaines saisons.

^ V. — /{dations entre les luiuteurs des protiihcranees et leurs Idtitudes.

Les liaiilcurs iiion ciiiii-^ des proliibcraiiccs s(»iil ciircLiisIrées dans le tal)l('aii C, p. id'i. ou cl 1rs sont (lisiriljuécs d a|)rès les rotations et les latitudes. Il <'st inij)ossiltl(' de tirer (\c ce tableau des moveiuies générales, car la liauteui- est liO|) variable avec le temps. On peut cependant en déduire les conclusions sin\ antes :

i" Jusiiua la iin de la \ *' l'olation, la liaut<'Ui" moveinie est d'environ 7 unités, c'<;st-à-dire 56 secondes ; mais elle diminue rapidement pendant les rotations suivantes; elle se réduit à ^o secondes environ et finalement à 32 secondes. Sur la lin, nous avons à peine à enregistrer de simples exagérations de la cliromosphère.

2" La hauteur moyenne est toujours plus considérable dans l(\s zones des maxima; mais, dans les dernières rotations, ou il n'v a point de protubérances polaires, on trouve des hauteurs très-considérables entre 3o et !\o degrés. C'est précisément à ces régions que correspondent les proéminences de la couromie observée pendant les éclipses.

3° Le tableau D. p. 16G, résume ce qui concerne les protubérances les plus élevées, c'est-à-dire celles qui ont ime hauteur au moins égale à 8 unités ou à (S[\ secondes. Le maxinunn correspond, dans riiémisphère nord, à la région comprise entre 3o et 4o degrés; dans l'hémisphère sud, à la région comprise entre 20 et 3o degrés. C'est à la IP et à la IIP rotation que se trtjuvent les nombres les plus considérables; ces maxima diminuent ensuite tout en conservant leurs places

/j"" Aux pôles, lorscpi'elles v sont nombreuses, les j)rotubérances n'atteignent jamais des hauteurs très-considcMables;

celles de 8 unités ( G4 secondes) sont extrêmement rares; elles n'atteignent généralement pas 5 unités ou 4o secondes. Entre la X^ et la XIIP rotation, époque où l'activité solaire allait en décroissant, la chromosphère présentait habituellement une élévation très-grande dans le voisinage des pôles; elle s'éleva souvent jusqu'à 3 unités ou 24 secondes. En 18 --5, la chromosphère en général est devenue très-basse ; on a même annoncé qu'elle avait disparu, mais c'est ime erreur : elle était seulement réduite à un filet sans flammes ni pointes, et, avec de bons instruments, les filets étaient très-bien visibles; cependant cette difficulté même de la voir, avec des instrinnents médiocres, tel jour, tandis que ces instruments la montraient tel antre jour, prouve assez qu'elle a varié. Nous verrons bienlùt d'autres particularités curieuses de cette époque.

La hauteur des protubérances n'est pas proportionnelle à leur éclat. Cela tient, en général, à la natin^e des substances métalliques incandescentes, qui ont plus d'éclat que les gaz. Les protubérances les plus vives se trouvent dans la région des taches, et elles atteignent, durant les éruptions, des hauteurs considérables; mais on en trouve aussi de très-élevées, vers 4o degrés, où les taches sont rares. C'est dans cette région, voisine de celle des taches, que se produisent les hauteurs maxima pendant les périodes de tranquillité; delà la forme carrée de l'atmosphère solaire. Ces protubérances sont cependant peu lumineuses; elles ne présentent point les caractères des flammes d'éruption, et l'on n'v reconnaît pas la présence des métaux.

Lorsque les protubérances contiennent des vapeurs métalliques, ces vapeurs ne s'élèvent guère au-dessus de 60 ou 70 secondes : c'est l'hvdrogène et l hélium qui font les frais du reste. Les petites éruptions, environnées d'une chromo-

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sj)lière trè.s-l)rillaiite vl licrisséc tle pointes, sont orilinaircmcnt très-riches en vapeurs métalliques ; on ne les observe (riial)itii(le (pie dans la zone des taches. Il y aurait donc lieu d'étudier les protul)érane(^s au jioint de vue de Teclal lumineux : cet éclat est si j^rand cpielquefois cpiOn peut alors donner à la ("ente luie lariîjeur cpiatre fois plus j^iande (|u'à l'ordinaire, et les voir même à travers les nuages.

^ VI. — Etendue des protidjérarices en latilude el en lo/tf^i/ude.

Nous appelons largeur d'une protubérance le nondjre de degrés qu'elle occupe en latitude héliograj)hique. Nous avons dressé le tableau E, p. t(38, analogue aux précédents, afin d'étudier le rapjiort cpii exist<' entre la largeur et la distribution le long du méridien. Les chiffres représentent la largeur moyenne pour l'étendue de chaque lo degrés, en degrés du périmètre du disque solair(\

Ce tableau, quoiqu'il ne soit pas très-détaille, nous permet de formuler c[uelques remarques assez importantes.

i** Les régions ou les j)rotubérances sont plus nombreuses et plus élevées sont aussi ((lies où elles possèdent la plus grande largeur.

2" En movenne, la largeur est double de laliauteur; car, ainsi qu'il a été dit, l'unité est ici le degré du périmètre, qui vaut environ i G secondes; il ne faudrait cependant jx'is attribuer à cett^ loi une généralité qu'elle est loin de posséder, car il arrive souvent (pie des protubérances très-l)asses ont une largeur considérable.

Pour étudier d'une manière plus fructueuse ce qui concerne la largeur des protubérances, il fallait adopter une

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méthode différente pour la rédaction du tableau. Pour cela, nous avons mis dans une même colonne toutes les protubérances dont la largeur n'atteint pas lo degrés; dans une seconde, toutes celles qui sont comprises entre lo et 20 degrés, etc., en marquant leur latitude et profitant pour cela des bords solaires qui sont publiés dans les planches de la Société spectroscopique. Les traînées qu'on v o])serve sont souvenu t de 20, 3o et même 5o degrés avec des interruptions très-petites; les plus grandes correspondent aux régions des taches, mais un peu plus vers les pôles. Ces grandes étendues étaient assez fréquentes au commencement de la série, mais, dans les dernières années, elles sont devenues très-rares. Lorsqu'on a rencontré une chromosphère assez \ive et élevée de 24 secondes, on l'a marquée comme protubérance de hauteur 11" 3. Ces cas sont compris dans le tableau E, p. 1G8.

4° La largeur, telle que nous l'avons définie, ne tient compte que de l'étendue en latitude héliographique. Quant à l'étendue en longitude, on ne la pas encore discutée numériquement; mais, en examinant les dessins publiés par M. Tacchini, d'après ses observations et les nôtres, il est facile de constater que les protidjérances se suivent avec beaucoup de persistance sur un même parallèle, de sorte cju'elles occupent, en longitude, des arcs de do, 60 degrés et même davantage. Les plus élevées et cc^llcs dont la structure est plus complexe occupent généralement une plus grande étendue. Nous avons cherché si elles présentaient une marche quelconque de déplacement en latitude, mais jusqu'ici sans résultat certain.

Pour étudier la distribution en longitude, nous avons tracé, pour toutes les rotations comprises dans nos tableaux, les courbes des aires que nous regrettons de ne pouvoir reproduire ici. Chaque rotation entière donne deux contours

coni])lc'ts (lu Soleil, 1 un au bord oriental, l'autre au Ijonl occidental. En combinanl les observations faites sur chaque (lenii-( irconfci'ence, on aura un contour complet en quatorze joui\s. Nous avons |)U constater ainsi ([ue, pendant plusiciu's rotations successives, les courbes présentent régulièrement des maxinia et des niinima aux mêmes points en longitude. Les niaxima correspondent aux régions où les taches sont plus nond^reuses. 11 y a cependant des irrégularités remarcjuables; elles tiennent à ce que les protubérances se présentent souvent en grand nondji-e vers le 4o^ <h'gi'é de latitude, où les taches sont assez rares.

Les protubérances que l'on observe aux latitudes élevées, en dehors de la région des taches, ne sont pour la plupart que de simples expansions filamenteuses de la chromosphère ; elles ne sont pas dues, comme celles qui se produisent dans le voisinage des taches, à de véritables éruptions de vapeurs métalliques venant de l'intérieur de la masse solaire. Leur présence commence à se manifester à la limite des zones rovales, là où commencent les granulations moins vives à la siu'fice de l'astre.

(3n doit comprendre qu'il est absolument nécessaire d'attendre de nouvelles observations pour établir des lois défini ti\<^s. Les remarques que nous venons d'exposer ne sont qu'un simple échantillon du travail qui reste à faire dans ce vaste champ ouvert à lactivité des physiciens et des astronomes.

§ Yll. — Etendue générale ou superficie des protubérances.

Un élément qui fait apprécier mieux que tout autre factivite solaire, c'est la superficie apparente des protubérances.

J'entends par là l'aire occupée dans le champ de la lunette par la silhouette de leur contour. On ne peut prétendre la calculer exactement, la forme en est trop variable et irrégulière ; mais, en prenant le produit de la hauteur par la moitié de la base, ce qui revient à les regarder comme triangulaires (ainsi que nous Vavons dit au § II), on peut avoir une approximation suffisante de cet élément, et, comme la base est évaluée en degrés de la circonférence solaire, dont la valeur linéaire est le double de l'unité qui mesure les hauteurs, il s'ensuit que le produit des deux chiffres donnés dans le tableau de la page i36 représente l'aire cherchée. Les résultats de oes calculs sont réunis dans le tableau F, p. i 70.

Ce tableau conduit aux conclusions suivantes :

i** Les aires des protubérances présentent, aux différentes époques, des fluctuations très-considérables.

2" Les aires maxima correspondent aux régions où se trouvent les plus grantles hauteurs.

'3° La grandeur des aires suit à peu près, dans ses variations, la même marche que les hauteurs, mais cette loi n'est pas encore bien claire ; on peut dire, en général, qu'elles vont en croissant des pôles à l'équateur.

^ MIL — Relations entre les protubérances et les facides.

Nous avons déjà parlé des relations qui existent entre les taches et les facules; nous nous occuperons dans ce paragraphe des facules et des protubérances, nous réservant de parler ensuite, avec plus de détails, des rapports qui existent entre les taches et les protubérances.

Nous avons étudié, sur les dessins que nous exécutons chaque jour, la distribution des facules, relevant avec soin

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1 Hiiglc de position des parties brillantes qui se ti'ouvaienl près des bords. Nous avons résumé, dans le tableau G, p. 1 72, un (crtaiii nombre de nos résultats : 1 imite de mesure est le degré de la circonférence.

Dans ce tableau, il est (at ile de vérifier les conclusions suixantes :

1" Les faeules se trouvent condensées de part et d autre de re(|uateur; le maximum a lieu vers 20 ou 3o degrés de latitude; à l'équateur se rencontre un minimum relatif. On trouve aussi habituellement un minimum aux pôles. Ces faits étaient déjà bien connus, mais d'une manière trop vague.

2" Les maxima des faeules en grandeur et fréquence coïncident avec ceux des protubérances; ils s'étendent cependant un peu plus vers les pôles. Ce fait est bien d'accord avec la remarque que nous avons déjà faite, que les faeules et les protubérances vont toujours ensemble.

3^ En examinant leur succession aux différentes époques, on voit d'un coup d'œil la grande diminution arrivée pendant les dernières rotations dans l'étendue qu'elles ont occupée sur la circonférence. Les régions polaires commencent les premières à être vides, et il n'en reste enfin qu'un nombre très-limité à droite et à gauche de l'équateur, avec un minimum secondaire sur l'équateur lui-même.

4" La fréquence diminue aussi avec l'étendue, et, au lieu de ces vastes nappes brillantes, il ne reste plus que de simples cercles ou ovales irréguliers et tranchant sur le fond général. La granulation est encore bien prononcée, et le réseau noir qui en forme la base parait plus distinct ; mais cet élénKMit déjiend trop des conditions atmosphériques pour être comparable à de longs intervalles. Les dernières colonnes font bien ressortir cette diminution considérable vers la hn de la série.

— loi —

5" Nous avons déjà fait remarquer plusieurs fois que le minimum se trouve ordinairement aux pôles, mais ce minimum est loin d'avoir toujours la même valeur absolue. Dans les dernières rotations, il arrive absolument à zéro, tandis qu'il est assez élevé entre la IIP et la VP : dans ces périodes antérieures, les protubérances polaires étaient précisément très-développées, et elles formaient une coin^onne très-marquée autour des pôles. Elles étaient si tranchées, que nous les avons suivies pendant plusieurs rotations. Nous avons trouvé que les centres de ces couronnes ne coïncidaient pas avec les pùles de rotation de l'astre, et faisaient leur tour en vingt-cinq ou vingt-six jours; de sorte qu'on aurait pu résoudre par elles la question de savoir si la vitesse de rotation du globe solaire se ralentit ou non près des pôles. jNIalheureusement elles cessèrent bientôt. A partir de la \P rota- 'tion, ces couronnes, bien que toujours reconnaissables, sont devenues très-faibles, de sorte qu'on ne pouvait les observer que très-péniblement ; tandis que, dans la péiiode que nous venons de signaler, elles frappaient les regards de l'observateur le moins attentif. Plus tard, elles ont complètement disparu.

6° Toutes les fois qu'une facule brillante arrive près du bortl, s'il n'v a pas d'éruption proprement dite, on peut au moins constater que la chromosphère est plus élevée, plus vive, composée de masses cumuliformes et de petits amas brillants.

y" Il y a réellement deux sortes de facules : les unes sont tranchées, nettes, bien définies et brillent d'un éclat presque douljle de celui des environs : ces facules rondes et ovales ont souvent la figure de haricots; les autres sont diffuses et mal terminées. Les premières seules sont celles qui se trouvent souvent percées de points noirs qui sont des rudiments d'éruptions. Elles se présentent seulement dans la région des

taches. Celles ([iii loiMiiaiciil les eouroniies polaires étaient «le la seconde espèce. Il v axait e\ ideninicnt une relation entre elles et l(\s niaxinia secondaires des protubérances observée.s à cette époque dans cette même région.

8° Nous avons calcidé le rapport qui existe entre le nomljre des facules observées et le nombre des jours d'observations. Nous avons trouvé que la niovenne diurne est assez varialjle, mais les maxima subsistent toujours d'une manière bien marquée entre la lll'" et la W" rotation.

Ces observations dépendent beaucoup de l'état du ciel; mais, cjuelque j)eu favorable qu'il ait été en certaines circonstances, il n'a jamais pu introduire des erreurs considérables <lans nos observations, vu surtout la précaution que nous prenons d'avoir sous le dôme \i\ïc obscurité complète, afin de garantir l'obserNateur de toute lumière étrangère. Nos résultats sont donc incontestables, quoique les plus petits détails ne présentent pas la même certitude que pour les taches.

§ iX. ^ — Dircclio/i gciu'rab des prolubcrances.

Les protubérances éruj)tives ne .semblent suivre aucune loi relativement à leur direction. Les forces auxquelles elles obéissent agissent dans tous les sens; elles lancent ordinairement les jels lumineux dans des directions opposées, tantôt convergentes, tantôt ilivergentes, bien souvent spirales, à axe vertical ou hori/.ontal. Il n'en est pas de même des protubérances qui présentent la forme de flammes et de panaches : ces masses exclusivement composées d'hvdrogène, formées de filets paisibles, qu'on rencontre principalement dans les latitudes moyennes, au-dessus de 3o degrés, ont ordinairement

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une direction bien déterminée. Nous avons voulu voir s'il y avait quelque chose de régulier dans cette direction ; pour cela, nous avons fait unp statistique de toutes les protubérances enrefijistrées depuis le mois d'août 1871 jusqu'au mois de décembre 1873. Voici le résultat de ce travail :

Première série.

Protubérances ayant une direction définie

Périodes et leur durée. vers les pôles. v* rs l'équateur.

Du i*"' août au 3i décembre iS'ji ... -^ S^o — loi

i*'"' janvier au 23 avril 18^2 -r- 842 — 56

24 avril au 1 2 août -1- 532 — 1G7

i3 août au 3i décembre' -;- 2(1)2 — 89

Somme -t-i536 — 4'^

Rapport : 3. 72.

Dcii.rièine série.

Da i*^' janvier au 23 avril 1873 -i- 342 — 67

24 avril au 10 juin H- 1 14 — 4^

1 1 juin au 3i décembre 4- 240 — t 10

Somme -r- 696 — 220

Rapport : 3. 16.

Il résulte de ce tableau qu'en movenne il v en a trois et demie inclinées vers les pôles pour une tournée vers l'équateur. Mais, pour apprécier plus exactement cette conclusion, il faut tenir compte des faits suivants :

i'' Les protubérances n'ont ])as toutes une inclinaison déterminée; plusieurs sont droites ou accouplées deux à deux en sens contraire dans les tourbillons, et celles-ci ont été omises.

2.^ Aux pôles, les filets des panaches sont verticaux ou très-

légèrement inclines ; quelquefois ils resseinhlent a une pluie qui retombe verticalement. Cette disposition a été observée tant de fois que nous la regardons comme absolument incontestable; elle est parfaitement d'accord avec la loi qui semble ressortir de la discussion précédente; car, si les protubérances tendent vers les pôles, là elles doivent perdre \ouv direction définie dans un sens ou dans l'autre.

3° En considérant le nombre total des protubérances dans des périodes identiques, on remarque que la proportion des protubérances inclinées devient plus petite dans les dernières années, et le rapport des deux directions diminue un peu.

4"^ Vers la fin de l'année 1873 et au commencement de 1876, en même temps que les jets devenaient rares, leur direction a été très-incertaine, et la direction droite ou perpendiculaire au bord a dominé partout d'une manière frappante Nous avons vu babituellement les filets s'élever perpendiculairement et arriver à une hauteur supérieure à i ou 2 minutes d'arc sans offrir la plus petite inflexion ! Cela a été remarqué aussi par 31. Bredicliin.

La conclusion qui résulte de ces faits est qu il existe aux époques d'activité dans le Soleil des courants nombreux, mais dont la direction dominante est vers les pôles : les observations actuelles prouvent que ces courants disparaissent aux époques de calme.

^Malgré l'évidence de cette conclusion, qui n'est que l'expression des faits, on l'a combattue avec vivacité ; mais les objections, loin de nous paraître fondées, nous ont semblé quelquefois inintelligibles. Ainsi l'on a été jusqu'à dire qu'on ne saurait définir la direction d'une protubérance! Il nous est donc impossible d'écarter ces difficultés tant qu'elles ne seront pas formulées d'une manière plus facile à saisir. Quelques-uns de nos opposants n'ont jamais observé une

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protuljérance, et c'est ce qtii fait leur excuse. D'autres n'ont jamais eu à leur disposition un instrument passable S'il s'agissait d'un cas particulier, on pourrait comprendre ces dénégations; mais, d'une manière générale, elles ne sont pas admissibles. En effet, il y a plusieurs causes qui peuvent expliquer certaines divergences : i^les observations n'étant pas faites aux mêmes époques, le désaccord viendra de ce que la loi que nous avons indiquée n'est pas une loi persistante et universelle : elle peut se trouver en défaut pendant quelques jours; 2" la différence des instruments n'est peut-être pas sans influence : lorsqu'on emploie un grossissement trop considérable relati^(Mîlent au diamètre de l'objectif, on ne distingue plus nettement la structure filaire de certaines protubérances, et c'est surtout parla direction des filets lumineux qu'on peut, dans beaucoup de cas, apprécier 1 inclinaison; 3° il peut V avoir quelque difficulté à s'orienter au moment de Tobservation.

Du reste, M. Sporer et 31. Bredichin, ])ar des observations absolument indépendantes des nôtres, sont arrivés après nous au même résultat. Aussi , quoiqu'on puisse être en désaccord sur certains détails, la loi générale nous parait incontestable. Le but principal qu'on doit se proposer maintenant, c'est de déterminer la durée de la période pendant laquelle oscille le pliénomène.

On trouve même que la chromosplière s'incline d'une manière bien marquée vers les pôles, lorsqu'elle est régulière et qu'elle possède une élévation assez considérable. Dans la crainte d'élre trompés par une illusion, nous avons comparé les dessins de M. ïacclnni avec les nôtres : ces dessins, exécutés au même moment, étaient parfaitement d'accord en ce point; cette structure est donc bien réelle, puisqu'elle offre les mêmes apparences à différents observateurs.

— i.-iO -

La dircclioii doiniiiaute des protubérances sii[)pose qu'il existe, dans l'atmosphère du Soleil, à certaines époques, un courant systématique allant de l'équateur aux pôles; ce courant serait plus puissant aux époques où Tac ti\ ité solaire est j)liis développée, tandis (ju'aux époques de (aime il serait souvent contrarié ])ar un autre courant ayant une direction opposée, et même il manquerait complètement aux temps de calme. Il ne faudrait pas cependant comparer cette circulation avec cell(^ c[ui a lieu dans l'atmosphère terrestre. Nos Aents alizés forment un ensemble de courants et de contrecourants limités dans des zones nettement tranchées; nous n'avons encore rien observé de semblable dans le Soleil. Il parait v avoir un courant unique et général. On sera plus disposé à admettre l'existence d'un tel courant si l'on se rappelle que les taches nous ont présenté une tendance générale vers les pôles [voir t. T'. p. 1G2), et que les protubérances elles-mêmes laissent voir une maiche vers les pôles dans les maxima secondaires.

Les observations sont encore trop peu nombreuses, elles embrassent une période trop courte pour que nous puissions formuler aucune loi défnùtive; nous ne pouvons que noter le fait. Il est d'autant plus difficile de découvrir ces lois, que le voisinage des taches et la violence des éruptions qui les accompagnent viennent souvent modifier la direction régulière. Nous avons fait nos observations à une éjîoque oii l'activité solaire était maximum, ])uis pendant la période suivante, où elle a été modérée, et enfin lorsqu'elle était très-faible : il reste à savoir si toutes ces apparences ne changeront pas ou si elles doivent continuer à se produire régulièrement. Au.ssi est-il intéressant de poursuivre ces observations, au moins jusqu à ce qu'elles embrassent une période de onze ans.

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