DE PROTUBÉRANCES SOLAIRES. 33 



fluence de la résistance et des courants de l'atmosphère 

 solaire. 



De ce qui précède, on peut déjà induire que la durée 

 des protubérances est très-inégale. Pendant que certaines 

 d'entre elles se développent et disparaissent en peu d'in- 

 stants, d'autres demeurent visibles pendant des temps 

 prolongés, parfois pendant plusieurs jours. Celles qui sont 

 le plus passagères et le plus sujettes à transformations, 

 sont dans la région des taches ; les grandes et promptes 

 modifications subies par celles-ci, de même que 

 leurs déplacements parfois si brusques, sont proba- 

 blement en relation intime avec ces gigantesques 

 éruptions. 



Les protubérances les plus persistantes se rencontrent 

 de préférence dans les régions plus calmes de la surface 

 solaire, particulièrement près des pôles. C'est là qu'on 

 peut les suivre le plus longtemps, tout au moins leurs 

 sommités. Dans les latitudes inférieures, il peut aussi 

 en exister de persistantes, conservant même leurs formes 

 et leurs dimensions pendant des jours entiers; toutefois, 

 leur durée moyenne ordinaire est moindre jusqu'aux la- 

 titudes de 50**. L'espoir de pouvoir se servir de leur réap- 

 parition pour calculer la durée de la rotation du Soleil ne 

 s'est pas réalisé. Mais cette possibilité existe encore 

 pour les protubérances voisines des pôles. Sans présumer 

 que les protubérances correspondent à des centres d'é- 

 ruption fixes, à de véritables volcans, il paraît plausible 

 qu'elles sont plus stables que les taches, et, par consé- 

 quent, plus propres à fixer cette durée. Des recherches 

 non encore définitives, basées sur des observations de 

 protubérances à des latitudes supérieures à 70^ permet- 

 tent de conclure que la rotation du Soleil est approxima- 

 Arghives, t. XLI. — Mai 1871. 3 



