DE LA PERIODICITE DANS LE SOLEIL ET LES ÉTOILES, ETC. 2 1 



et l'explication de l'égalité de leur périodicité undécennale u) ? 



La direction généralement verticale des faisceaux qui échappe- 

 raient des taches répondrait immédiatement aussi à la découverte 

 de M. Klus (M. N. 64 p. 228) que les perturbations magnétiques 

 et les aurores polaires ont chaque année deux maxima (un en Mars 

 et un en Septembre) et deux minima (un en Juin et un en Décembre). 

 Ces maxima et ces minima résulteraient en effet de l'inclinaison de 

 l'axe solaire sur l'écliptique, inclinaison qui causera (pie la parallèle 

 unique où se trouveront les taches qui, à normales justement dirigées 

 vers nous, seront particulièrement perturbatrices, aura en Mars et en 

 Septembre une latitude resp. australe ou boréale de l 1 /^, tandis qu'en 

 Juin et en Décembre cette parallèle unique coïncidera avec l'équateur. 



Or comme à la latitude de 7 Y4 les taches ne sont généralement 

 pas rares, tandis qu'elles diminuent vers l'équateur, où elles font 

 le plus souvent complètement défaut, il est donc évident qu'en 

 Mais et en Septembre il y aura toujours beaucoup plus de taches 

 particulièrement perturbatrices et partant beaucoup plus de pertur- 

 bations magnétiques et d'aurores polaires qu'en Juin et en Décembre, 

 tout comme M. Ellis l'a déduit des recherches de Greenwich et 

 de celles de M. M. Tromholt, T. F. Schroeter, Morsman et Moukeaux. 



matière co'ronale du soleil lui-même et celle des protubérances doivent être attribuées 

 aussi à ces mê.i;es rayons. En ce cas on comprendrait facilement pourquoi, durant la 

 période du max. des taches les rayons principaux de la couronne émanent surtout de 

 la zone où les taches abondent et ont alors la forme caractéristique d'une étoile à quatre 

 rayons. (Lockyer: Solar Physics p. 276. Young: the Sun p. 238. Schaeberle: Publ. 

 Astr. Soc. of the Pac. N°. 7). M. Schaeberle admet que la matière coronale elle-même 

 est lancée hors des taches, tandis que d'après moi cette matière ne bougerait pas mais 

 deviendrait visible là où les rayons, qui échappent des taches, la font luminescer. La 

 répartition des protubérances sur la surface du soleil répondrait très bien aussi à cette 

 explication nouvelle. C'est ce que je ferai voir à la fin de mon 10 me §. 



u) Horrebow: (1775). (Wolf: Geschichte der Astronomie 518). Schwabe: Astr. Nachr. 

 F. 495 (1843). Kosmos v. A. v. Humboldt: 3 Buch, 2e Abth. p. 401 (1851). Lamont: 

 Pogg. Ann. 81 p. 580 (1851). Sabine: Phil. Trans. 142 p. 103 (1852). R. Wolk: Mitth. 

 d. Naturf. Ges. p. 183 (1852). Gautier: Arch. d. Sciences 21 p. 194 (1852). R. Wolf: 

 Die Sonne u ihre Fleoken p. 30 (1859). Hansteen: Brief im Mitth. d. Naturf. Ges. IX 

 (1859). Fuit/.: Die Beziehungen d. Sonnenflecken zu d. magn. u. meteor. Erscli. d. Erde 

 Haarlem (187s,. \\'. Ellis: Proc. R. Soc. 63 p. 64 (1899). Maunder: Kwowledge May 

 1892 Monthly Not. 64 p. 205; 65 (1904), Journ. Br. Ast. Ass. XVI p. 140 (1906). 

 En admettant mon hypothèse de rayons, que la matière radioactive du soleil lancerait à travers 

 les taches au dehors, on voit tout de suite qu'il y a trois luminescences distinctes, qui 

 devront nous montrer la même périodicité que les taches. Or ces trois luminescences 

 présentent la même périodicité en effet. Ce sont 1° la luminescence de nos aurores 

 polaires, 2° la luminescence de la couronne solaire', dont, en vertu du déplacement des 

 taches durant la période, la forme changera périodiquement aussi et 3° la luminescence 

 des comètes, lorsqu' au périhélie elles rencontrent les rayons électrisants, qui s'échappent 

 des taches, ("est ainsi par exemple, que d'après les recherches de M. Berueiîich, la 

 comète d'Encke se voit toujours plus lumineuse, lorsque le soleil est dans la période du 

 max. de ses taches et que dans cette période la découverte de comètes très petites réussit 



