s. ARRHÉNIUS — LA CAUSE DE L'AURORE BORÉALE 



kit. N. et S. La Terre se tourne vers léquateur 

 solaire, car le plan de ce dernier forme un angle 

 de 7° avec l'écliptique; la Terre se trouve alors, 

 le 5 mars, vis-à-vis d'un point qui est à 7° du nord 

 de l'équateur solaire, et, le .'{ septembre, vis-à-vis 

 d'un point qui est à 7° au sud. Comme l'émission 

 de particules chargées alieu surtout perpendiculai- 

 rement à la surface solaire, la Terre est exposée à 

 une forte activité solaire le 5 mars et le 3 septem- 

 bre, et il doit se produire deux maxima à ces 

 époques. Les niinima auront lieu, par contre, 

 quand la Terre passe à l'équateur solaire, le 6 dé- 

 cembre et le 4 juin. Cela correspond parfaitement 

 à la marche annuelle de la fréquence de l'aurore 

 boréale. D'autre part, le minimum de juin sera 

 plus faible que celui de décembre, parce que la 

 Terre s'approche, dans le premier cas, de l'aphélie, 

 dans le second, du périhélie. D'après les chiffres 

 recueillis, c'est bien ce qui paraît se passer, car la 

 moyenne de la fréquence relative en juin est 

 moindre que celle de décembre pour les deux 

 hémisphères. Mais ici les saisons interviennent. 

 Plus le Soleil est haut en un certain point, plus 

 celui-ci est atteint par les particules solaires; il en 

 résulte que la fréquence de l'aurore polaire est 

 plus grande en été qu'en hiver. Cela ne se produit 

 qu'en tant que léclairement n'influence pas trop 

 fortement la visibilité de l'aurore polaire. Dans les 

 régions où la nuit, en été, n'est pas trop claire 

 pour empêcher l'observation des aurores polaires, 

 c'est-à-dire en des points qui ne sont pas trop 

 éloignés de l'équateur, le phénomène se produit 

 ainsi, comme nous l'apprennent les observations 

 d'Amérique et de l'hémisphère sud. 



Pour les mêmes raùsons, la fréquence de l'aurore 

 polaire doit passer par un maximum environ deux 

 heures après le milieu du jour (comme la tempéra- 

 ture de l'air), car à ce moment l'accumulation delà 

 poussière solaire dans les couches supérieures de 

 l'air doit atteindre un maximum. Mais, comme, en 

 ce moment, les aurores polaires sont invisibles, on 

 peut seulement s'attendre à ce que les aurores 

 soient plus fréquentes avant minuit qu'après mi- 

 nuit, ce qui est effectivement le cas. Gyllenskiiild, 

 en effet, après l'introduction d'une correction pour 

 l'éclairemenl, a trouvé que le maximum diurne 

 réel de la fréquence de l'aurore boréale élail vers 

 3 heures de l'après-midi. 



Les aurores polaires se font connaître par des 

 perturbations magnétiques, qui en sont naturelle- 

 ment inséparables, que les aurores soient visibles 

 ou non. L'élude des perturbations magnétiques 

 terrestres paraît devoir donner, en effet, des aper- 

 çus importants sur la nature des aurores polaires. 

 Cesperlurbalions ont été enregistrées pholographi- 

 quemeiit à Batavia et discutées ensuite par van 



Bemmelen '. De son examen, il résulte que ces per- 

 turbations possèdent une période semi-annuelle, 

 avec des maxima en mars et septembre et des mi- 

 nima en janvier et juin. Elles dépendent des taches 

 solaires, qu'elles suivent dans leur variation. Ces 

 deux faits montrent que les perturbations doivent 

 être considérées comme une manifestation des au- 

 rores boréales. La période diurne de ces perturba- 

 tions a un maximum à 3 heures de l'après-midi et 

 un minimum vers 1 hepre du matin. 



Nous arrivons maintenant à la période quasi- 

 mensuelle. Celle de 2t) jours est en relation avec la 

 révolution synodique du Soleil (en particulier de 

 l'équateur solaire). Il parait difficile de compren- 

 dre pourquoi on doit calculer avec l'équateur 

 solaire, si l'on admet que les taches solaires pro- 

 duisent l'aurore polaire, le maximum de celles-ci 

 étant à 1.5° au nord et au sud de l'équateur. Il 

 paraîtrait plus rationnel de compter avec la révo- 

 lution synodique de celte région du maximum des 

 taches, qui est d'environ 27,3 jours. Mais, d'après 

 les considérations précédentes, on doit, puisque la 

 Terre s'éloigne très peu de l'équateur solaire et y 

 retourne deux fois par an, se baser de préférence 

 sur le temps de révolution du Soleil à l'équateur. 

 Celui-ci est de 2(3,8 jours pour les taches et de 

 26,06 pour les facules. Il est naturel de se baser 

 sur ces dernières, puisqu'elles sont les centres 

 d'éruption d'oîi la poussière solaire est envoyée 

 dans l'Univers. Le temps de révolution des facules 

 ne diffère guère, en fait, de la période de 25, it3 jours 

 qui a été calculée pour la fréquence de l'aurore 

 polaire. La différence est encore plus minime si 

 l'on pense que les parties les plus élevées de 

 l'atmosphère solaire ont un temps de révolution 

 plus court que les parties inférieures et que les 

 facules les plus élevées tournent plus vile que les 

 facules moyennes. En outre, les facules les plus 

 élevées ont une influence plus grande que les fa- 

 cules inférieures au point de vue de la radiation 

 des particules solaires. On peut donc considérer la 

 période de révolution synodique comme idenlique, 

 aux erreurs d'observation près, à la période de 

 rotation des facules les plus élevées. L'explication 

 de la période de 25,!)3 jours est donc acquise. 



Vlll 



La période de fréquence de l'aurore polaire qui 

 se rapproche de la révolution tropique de la Lune 

 autour de la Terre est un peu plus complexe. 

 L'explication la plus simple consiste à considérer 

 la Lune conuiie un corps fortement chargé négati- 



' V.w Bkm.mbi.fn : Mcd. d. h'un. Akad. v. Wclenschuppcn 

 te Amsterdam, J'2 nov. IS'i'J. 



