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» Dans cette comparaison, faite du 1°" mai 1885 au 15 octobre 1886, on 
a tenu compte de toutes les perturbations et l’on a mesuré, pour chacune 
d'elles, les écarts entre les valeurs extrêmes des éléments enregistrés : 
déclinaison, composantes horizontale et verticale. Ces écarts, exprimés en 
minutes pour la déclinaison, en millièmes de la composante considérée 
pour les deux autres éléments, ont été Sa au besoin des variations 
diurnes régulières. 
» Considérons celles de čes parana (40) pour lesquelles l écart 
en on est supérieur à 14; divisons-les en quatre groupes de dix, 
et soient, pour chaque groupe, d, h et z la moyenne des écarts en ss 
: ; : d 
naison, composantes horizontale et verticale : les rapports > = a, S aop 
ont des valeurs peu différentes d’un groupe à l’autre (a varie de 3,5 à 4,3; 
b, de 16 à 20), en sorte que, en donnant àa et b leurs valeurs moyennes, on 
peut exprimer, dans une perturbation quelconque, deux des trois écarts 
considérés en unités du troisième. La somme des trois écarts ramenés à 
une même unité a été prise pour mesure de l'intensité de la perturbation. 
» Ceci posé, .on a construit une courbe dont les ordonnées, proportion- 
nelles aux intensités des perturbations, sont élevées, sur l’axe des temps, 
en des points correspondant aux époques des perturbations (époques mar- 
quées par les milieux de leurs durées). Cette courbe, ou mieux cette ligne 
brisée, présente une série de maxima correspondant à des perturbations 
plus fortes que celles qui les précèdent ou les suivent, et chacun de ces 
maxima coincide sensiblement avec le passage d’un groupe de taches ou d’un 
groupe de facules à sa plus courte distance au centre du disque solaire. 
C’est ce que montrent les deux diagrammes ci-après, dans lesquels 
on a indiqué, au-dessus de la courbe magnétique, les passages : 1° des 
groupes de taches par des cercles noirs; 2° des facules par des cercles 
blancs; 3° des facules avec pores ou taches très petites par des cercles avec 
un z au centre. 
> Le diagramme supérieur se rapporte à une époque où les taches 
étaient nombreuses ; le deuxième, à une période pendant laquelle le disque. 
solaire a été observé plusieurs fois sans aucune tache, ‘et où un assez grand 
nombre de maxima magnétiques correspondent à des passages de facules. 
Dans ce dernier cas, les facules ont été généralement observées jusqu'à 
une assez grande distance des deux bords; on peut en conclure qu’elles 
ont dù persister jusqu'au centre, bien que l'observation se soit Taena 
étendue jusque-là. 
