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deja remarque que des aurores polaires se sont succ&le a 

 un mois d'intervalle a tres peu pres. Ainsi notre regrets 

 confrere E. Quetelet signala le fait a I'occasion de quatre 

 aurores boreales qui apparurenl en Septembre, Octobre, 

 Novembre et Decembre 1870, a peu pres a la meme date. 

 Depuis lors, MM. Fritz et Sophus Tromholt se sont occu- 

 pes de la recherche d'une periode mensuelle de ces pheno- 

 raenes. Le premier laissa la question indecise. Tromholt 

 ne fut pas plus heureux; il conclut de ses recherches que, 

 si une periode semblable existait en realite, il faudrait que 

 les forces solaires qui la regleraient, occupassent une 

 position constante a la surface du Soleil, de fa?on k mani- 

 fester leurs effels apres une revolution de cetaslre (i). 



M. Terby a repris cette 6tude, mais en s'appuyant sur 

 ce fait que plusieurs aurores polaires ont coincide avecle 

 passage d'une tache solaire remarquable en regard de la 

 Terre. II cite 1'aurore boreale du 17 Novembre 1882 



(1) II importe tie rappeler ici que, d'apres les observations les plus 

 recentes, l'ensemble du Soleil n'a pas une rotation unique, ou conforme 

 aux mouvements d'un corps solide, et que les differentes zones de sa 

 surface accomplissenl leurs revolutions en des temps differents. Ainsi, 

 d'apres M. Carringion, les regions equatoriales tournent plus rapidement 

 que le reste de la surface solaire : elles achevent leur rotation totale en 

 vingt-cinq jours a tres peu pres. Les zones situees des deux cotes de 

 I'equateur solaire, a 45° de latitude, la oil les laches n'apparaissent plus 

 qu'en petit nombre, accomplissent leurs revolutions en un temps plus 

 long, qui est egal a vingt-sept jours et demi. Dans son travail, M. Terby 

 adopte vingt-sept jours et demi, ou un mois environ, pour la duree 

 de la rotation du Soleil; c'est en effet la duree de la revolution appareote 

 de Tensemble de la masse, eu egard au mouvement de translation de la 



Terre sur son orbile. C'est aussi le temps qui doit s'ecouler entre le pas- 

 sage d'une tache solaire en face de la Terre et son retour dans la meme 

 position, en supposant que cette tache oe se deplace pas a la surface du 



Soleil. 



