sur l'explication par la dispersion } etc. 



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les unes avec les autres , les résultats d'autres auteurs (surtout de 

 MM. Schmidt et van der Stok) ne le cèdent en rien à ceux de 

 MM. Ekholm et Arrhenius, il ne faut pas perdre de vue que les varia- 

 tions du baromètre et les oscillations du magnétisme terrestre sont des 

 phénomènes d'une nature plus compliquée que les aurores polaires. Ils 

 sont notamment influencés par des circonstances locales , la répartition 

 des continents et des mers, etc.; ils dépendent donc en partie de mouve- 

 ments dans les couches atmosphériques inférieures. D'un autre côté, il 

 semble que les aurores se produisent surtout dans les régions les plus 

 élevées; comme conséquences plus directes du rayonnement du soleil, il 

 est donc probable qu'elles nous font connaître plus exactement la durée 

 de révolution de cet astre. 



Attendu que la période de rotation n'est pas la même pour tous les 

 points de la masse solaire, il doit exister dans le plan de l'équateur une 

 série de points dont la période de révolution synodique est de 25,929 

 jours. Imaginons par ces points une sphère B dont le centre coïncide 

 avec le centre du soleil, et supposons que cette sphère tourne autour de 

 Taxe solaire avec une vitesse angulaire constante, et telle que sa période 

 de rotation synodique soit d'environ 25,929 jours. C'est cette sphère-là 

 qui constitue pour nous le „soleil en rotation", mais nous ne pouvons pas 

 perdre de vue que par rapjoort à B les autres points de la masse gazeuse 

 peuvent changer de place. 



La droite AS, qui joint le centre A de la terre au centre S du soleil, 

 coupe B au point P. C'est ce point que nous appellerons „la projec- 

 tion de la terre sur le soleil" et dont nous allons déterminer la trace 

 sur B. 



L'inclinaison de l'équateur solaire sur l'écliptique est de T 0 ^'. C'est 

 vers le 4 juin et le 6 décembre que la terre traverse la ligne des noeuds. 



La fig. 1 représente une partie de la sphère B; EE' est son intersec- 

 tion avec l'écliptique, QQ' son intersection avec l'équateur solaire. Le 

 4 juin la projection de la terre est en P 0 . Par ce point nous traçons le 

 premier méridien M. Ce méridien effectue donc sa révolution synodique 

 en 25,929 jours environ; au bout de ce temps il est coupé pour la 

 seconde fois par la droite AS (non représentée) , mais cette intersection 

 se produit en P if un point situé un peu au nord de l'équateur. Dans 

 l'intervalle le point P a décrit une spire P 0 P^P"P 1 de sa trajectoire 

 hélicoïdale. 



Les points d'intersection suivants, P 2 et P 3 , de la trajectoire de P 



