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G. BIGOURDAN. — RKVUE ANNUELLE D'ASTRONOMIE 



poly-alcools supérieurs est possible et que les mé- 

 thodes employées à cet elïet jettent un jour nou- 

 veau sur les phénomènes qui président à la syn- 

 thèse naturelle des hydrates de carbone. 



A ce double point de vue les travaux que nous 

 venons de rappeler présentent un intérêt considé- 

 rable ; et s'il est vrai que jusqu'à présent ils n'ont 

 pu donner que des sucres à 6 atomes de carbone, 



on peut considérer comme proche le moment où 

 la synthèse aura enhn reproduit tous les autres 

 et fourni la solution définitive de l'un des pro- 

 J)lèmes les plus importants de la chimie orga- 

 nique et de la physiologie. 



Léon Maquenne, 



.Vidc-nalui-aliste au Muséum. 



REVUE ANNUELLE D'ASTRONOMIE 



Dans ces dernières années, l'Astronomie n'a pas 

 enregistré de ces découvertes brillantes qui s'im- 

 posent à l'attention générale, telles, par exemple, 

 que la découverte de Neptune par Le Verrier et de 

 l'Analyse spectrale par Kirchhof et Bunsen. Toute- 

 fois, pour être d'un ordre plus modeste, les décou- 

 vertes récentes n'en ont pas moins fait faire à la 

 science de remarquables progrès. 



Devant nous, l'Astronomie physique s'est déve- 

 loppée rapidement, tandis que l'Astronomie de posi- 

 tion, obligée par sa nature à rechercher surtout 

 une précision de plus en plus grande, s'enri- 

 chissait avec plus de lenteur. Mais la photographie 

 est venue lui offrir un procédé à la fois rapide et 

 précis qui lui promet dans peu d'années un déve- 

 loppement tout à fait inespéré. 



Eu même temps, les méthodes d'observation se 

 perfectionnent, les instruments deviennent de 

 plus en plus puissants, et des observatoires se 

 fondent dans tous les pays. Aussi serait-il difficile 

 d'énumérer brièvement les progrès qui viennent 

 d'être réalisés dans toutes les directions. Ayant 

 récemment consacré un article aux Comètes dans 

 cette Revue (1 ) nous nous limiterons pour le moment 

 au système solaire en laissant même de côté ce qui 

 a rapport à la Terre et à la Lune son satellite. 



I. — Soleil 



Depuis la découverte des taches solaires, on sait 

 que le Soleil tourne sur lui-même en 23 jours |. 

 Ijeaucoup plus tard, on s'est aperçu que les taches 

 voisines de l'équaleur font un tour complet en 

 moins de temps que celles des latitudes élevées, 

 de sorte que la durée de rotation augmente quand 

 on passe de l'équaleur aux pôles. 



M. Wilsing vient de déterminer la durée de l.-i 

 rotation du Soleil, non plus à l'aide des obser- 

 vations de taches, mais par celles des facules.donl 

 la persistance était déjà connue. Contrairement à 



(1) Voyez il co sujet, p. Go delà Kcvuc (ii° 3). 



toute attente, il a trouvé ainsi la même vitesse de 

 rotation (23 j. 3 h. 28 m.) pour tous les points de 

 la surface solaire. Ce résultat, très important au 

 point de vue de la théorie physique du Soleil, 

 montre que la loi de rotation, déduite du mou- 

 vement des taches, est bornée aune couche assez 

 mince de l'enveloppe solaire, tandis que le gros 

 de la masse tourne tout d'une pièce, sans doute 

 avec la vitesse constante que révèle l'observation 

 des facules. 



On a remarqué de très bonne heure que le 

 nombre des taches varie beaucoup d'une époque à 

 une autre, mais c'est en 1831 seulement que fut 

 faite, par Schwabe, de Dessau, la découverte capi- 

 tale de la périodicité du nombre des taches. On 

 sait que la période est de 11 ans 5, mais on n'en 

 connaît pas la cause. En 1889 a eu lieu un mini- 

 mum, pendant lequel le Soleil est resté quelque- 

 fois près d'un mois sans présenter des taches. 

 Maintenant, leur nombre va augmenter graduel- 

 lement jusqu'en 189-i, pour rediminuer ensuite 

 jusqu'en 1900. La durée de cette période est assez 

 incertaine, d'abord parce qu'on ne peut indiquer 

 avec précision l'époque exacte d'un maximum ou 

 d'un minimum; en outre, il paraît bien établi qu'il 

 se superpose à la période principale de 11 ans^ 

 d'autres périodes C ou 8 fois plus longues, sur les- 

 quelles on n'aura de données certaines que lorsque 

 les observations s'étendront sur un laps de temps 

 plus considérable. 



Les taches ne se montrent pas indistinctement 

 sur tous les points de la surface du Soleil, mais 

 elles se concentrent surtout sur deux zones, appe- 

 lées quelquefois zones royales, situées de part 

 et d'autre de l'équaleur solaire, et comprises 

 entre les latitudes de ± 3° elrh 30°; en outre, la 

 distribution des taches en latitude suit une loi 

 liée à la période de 11 ans^: Un peu avant le 

 minimum, il n'y a de taches que près de l'équa- 

 leur solaire (entre -|- 5 " et — 5°); à partir du mi- 

 nimum, les taches, qui avaient déserté depuis 



