A S T RO N 0 M I S C H E NAG H R I C H T E N,

les protubkrances observkes dans cette pkriode (23 Avril- 31 Xbre 1871) sans distinction de hauteur en commenpant de celle de 24”: (2267 en tout), disposkes selon l a latitude

Bd. 79,

l’h6misph8re Nord, et entre 100 et 30° de 1’hCmisphh-e Sud. Deux maxima secondaires sont eutre 70” et 80° dans chaque hbmisphh-e. Les minima principaux tombent entre 60° et

5lPz 1875. 3.

Schreiben des Herrn P. A. Secchi, Directors der Sternwarte des Collegio Romano, an den Herausgeber.

Je me prends la libertb d e vous adresser un resum6 des recherches faites du 23. Avril au 31. DBcembre de l’annee passke sur la distribution des protubkrances sur le disque solaire. Cet intervalle embrasse IX Rotations solaires distribu6es comme ici aprks

Rotations et leur intervalles No. de jours (Rot. synodique approch6es) d’observat.’

---- - I. de 23. Avr. ti 21. Mai 25 11. ,, 22. Mai Q 18. Juin 24

111. ,, 19. Juin Q 15. Juill. 26 IV. ,, 16. Juill. B 12. AoGt 28 V. ,, 13. Aoat. B 9. 7bre 25

VI. ,, 10. 7bre Q 7. 8bre 18

VIII. ,, 5. 9bre B 4. Xbre 8 1X. ,, 5. Xbre Q 31. Xbre 16

VII. ,, 8. 8bre 4. 9bre 14

184 4r

Les p ro tubhnces observkes dans cette intervalle distribukes selon leur nombre, hauteur relative, ef largeur sont enregistrkes dans les tableaux suivants.

T a b l e a u P r e m i e r . Distribution des protubkrances en lalitude. A B C D E F

1’Equateur entre O0 et 10° N., et deux autres minima aux poles. b) Dans les tableaux originaux des quels ceci est un simple resume, on voit que dam les rotations successives il n’y a pas trace de mouvement progressif des maxima vers les poles, comme quelque astronome avait supgonnk. S’il y

N la colonne - le nouibre moyen relatif B i iu jour. I a

paraft accidentel, et pour prouver la loi il faut des observa- tions i1lt6rieures.

servation n’est pas le meme, ainsi potii* voir le nombre re- latif il faut diviser la somnie par les jours d’observation. Cette operation est exdcutee dans le tableau no. 11. oh les rksultats sout dispoeds lion par latitude, mais selon les temps des rotntions. Dans ce tableau l a division A renferme

Comme daus chaque rotation le nombre des jours d’ob- I

Rotations

I. 11.

111. 1v. 1’.

VI. 1’11.

VIII. IX .

A S.=Somrne des Protubkrances

8. S. Tot. 156 200 3 5 6 188 199 387 187 199 386 222 221 442 174 200 N 4 123 140 263

92 108 200 50 60 110

116 133 24‘3

N g -

-- 14.24 14.12 14.35 15.78 14.96 14.61 14.28 13.75 15.56

T a b 1 e a u No. 11. B C

Protubkrances de 40“

Hauteur moyenne - N.

6.56 7.59 7.15 6.36 5.72 4.79 4.51 3.59 4.69

---.,- S.

5.96 7.17 7.09 6.15 6.63 5.29 5.42 4.50 4.92

-’ .----./- Tot. N. S. 6.26 91 120 7.38 162 172 7.12 170 172 6.25 171 189 6.17 143 154 5.04 66 84 4.96 38 58 4.05 25 29 8.81 3‘3 6 1

- -’ Tot. 21 1 334 3 4 2 3 6 0 297 150 96 54

120

N g - - -

8.44 13.92 13.15 12.86 11.80 8.77 6.86 6.7.5 7.44

n Au dessus de 64”

N. S. Tot. 40 60 i00 67 75 142 86 78 164 65 67 136 42 65 I07 14 20 34 10 15 2.5

3 7 10 16 21 37

--’

N g -

v

4.00 5.92 6.31 4.72 4 . 0 s 1.88 1.78 1.25 2.3 I

E

Largeur moyenne

N. S. Tot. 6.29 6.16 6.22 5..55 5.75 5.65 6.15 6.63 6.52 5.65 5 . 3 2 5.47 4.9-5 .-i.93 5.45 4.81 4.68 4.75 5.03 4.81 4.93 4.83 4.92 4.87 6.81 5.79 6.30

--------\ \

~~~ ~

1208 1459 2667 14.49 3.6G 5.90 5.7% 92.5 1039 1964 = 343 408 ‘731 = 5.57 5.58 5.57

On voit ici que le nombre A atteint un maximum entre Xai et Juin, et un minimum de Septembre B 9bre. Ces va- riations sont d’accord avec l’activit6 solaire montree par la fr6quence des taches.

20 Mais pour juger de l’activittl! solaire le nombre des protuberances ne suffit pas: il parait que leur hauteur est plus A propos. Pour cela on a dress6 trois anires tableaux.

Le tableau I dans la coloiiiic B contient la hauteur iiioj enne d e t o u t es Ies protubdrances observkes, cette hau- teur 6tant esprim6es en unites, dont chacune = 8” pour cornmodit& dans le dtssin. Ce tableau proure: a ) queles memes regions oh les protuberances sont plus nombreuses soul encore celles oh elles sont plus dlev6es. b) dans le ta- bleau 11. col. 6. on voit que la hauteur moyenne est all& progressivement diminuant de la l l* l le i la VIII rotation (du 22 PiIai au 4 Xbre) et que ii cette dernihre Cpoque est rdduite

iL -, mais que actrrellcment elle paraft augmenter. c) Dans

I’hdmisph6re Sud elles sont un peu plus hautes que dans le Sord.

3 0 Pour examiner les ditferents degrbs d’activit6 solaire on a separd toutes les protubBrances supkrieures B 40” (= 3 unit&) qui sont en nombre de 1964, et il resulte (Ta- bleau 1. div. C) a) que les positions de leur maxima gardent

4 7

les m6mes placefi trBs B peu prBs que dans le tableau general: b) que le maximum secondaire B la zone polaire est encore t r h bien tranchk: c) que (par le tableauII. division C) la hauteur moyenne de cette classe de protub6rances peridant les rotations 11. ii V. a CtB presque double que celle des rotations VI. & IX. d) Enfin on a recueilli toutes les protu- berances suphieures h 8 unitks = 64”, et on arrive (Tableau I. Div. D) aux mBmw conclusions relafivement aux places des maxima ; mais : e) on rimarque (Tableau 11. Div. D} que depuis la Vine rotation (depuis le 10. 7bre) le nombre des protubdrances snperieures B cette limite est grandement di- minue, et reduit iL et on ne compte en tout que 751 protubbrances surpassant cette 6lBvation. f) L’aetivitk solaire par rapport aiix taches ayant Btd trBs petite depuis Ic 7bre on voit la relation manifesle entre ces deux ph6- no m A n es .

4 ” Dans le Tableau I. Div. E. on a coordonni: toutes les protubBrances selon leur btendue en sens de la latitude occupee sur le bord solaire, et on trouve: a) qne les regions des maxima et minims trouvees pour le nombre sont les m8nies qite celles dans les quelles les protuberances sont plus Btendues. b) Que dans les rotations successives (Tableau 11. Div. E) avec la diminution de hauteur il y eu dans le meme temps tine diminution de largeur, OLI d’etendue. d) On ne

37 J$ 187.5.

peut poursuivre l a comparaison pour la largeur avec une classification successive comme on a fait pour les hauteurs, car ici un grand nombre de largeurs appartient $. des re- gions de chromosphi.re assez basse, iuais assez etendue, qui surpasse A peine 24” limite choisie pour classifier les pro- tub6rances.

50. La division F. du Tableau I. contient la classifice- tion des positions des facules, et on trouve: a) que les rB- gions des maxima des facules coincident avec les rdgions dkjQ indiquties du maximum principal des protuberances en hauteur et largeur: b) Que les facules decroissent de ces maxima placBs entre 100 et 30° jusq’aux poles: c) cepen- dant on remarque qu’ ti 200de distance des poles, 700 de latitude, il y a une grande frBquence de granulations vives qui tiennent le lieu de faibles facules : mais comme elles sont assez difficiles d voir on n’a pas pa l e s observer toujours, mais en Bvaluant encore cclles-ci on trouve une tendance encore Q un maximum secondaire aussi des facules en cette rBgion. Ce maximum secondaire est niarqu6 par la presence aussi des granulations vives qui accompagnent les protube- rances prBs des poles, et dans la callotte polaire.

6 O . Parmi les 893 protubBrances observbes du 26. Aoat au 3 1 Xbre, on en tronve 471 : qui ont une direction bien tranchde, et sont faites en forme de panaches ddplids: or de ce nombre 370 sont inclindes selon la loi de la circulation de l’atmosphkre solaire dirigCe de l’kquateur au pole, et 101 seulemeut sont dirigBes en sens contraires : 4 0 sont vertienles prQs des poles ou de l’dquateur. Cela confirme assez la cir- culation que j’ai annonctie dans ma derniBre communication. J e voia dans les A s t r . Nach . que M. Spoerer est lui aussi arrive Q la m&me conclusion, mais il s’est fond6 sur un tr&s petit nombre de protub6rances. Le nombre de nos observa- tions est tel qu’il fait croire qu’il ne s’agit pas d’un fait accidentel. J’ajouterai encore que eette direction vers les

poles est plus tranchde lorsque 1’activitB solaire est plus considerable.

11 est d esperer que quelques annkes d’observations sui- vies de cette nature pourront Bclairer ce sujet d’une ma- niBre plus 6vidente. mais il est probable qu’elles ne modi- fieront pas substantiellement les conclusions aux qiielles j e suis arrive.

7”. Pendant cette longue pBriode qui compte presque neuf mois, j’ai observe un graud nombre de veritables &up- tions, et on peut resumer les conclusions gBnerales dans les propositions suivantes: a) lea Bruptions proprement dites soiit d’une durBe trBs courte relativement : bien sonvent daiis une heure tout est fini, e t m&me dans un temps plus court. b) L’kruption est prec6dBe par line espkce de cumulus ou d8me trBs vif, de forme arrondie irreguli&re, qui se forme dans la chromosphkre. Peu A yeu le sommet du d8me se soul&ve et la matikre parait projetee en filets paraboliques : c) La masse Bpanouie se soulQve avec des vitesses Cnormes, se diffuse dans I’atmosphPre solaire, et laisse en bas un petit cumulus, qu i quelques fois renouvelle Ykruption. d) La plus grande hauteur Q laquelle la matikre est parvenue, et que j’ai pa mesurer a 6tB de 4’ 32”: ce q u i n’empgche pas cependant qu’on puisse en avoir ou des plus grandes. e) Cettegrande el6vation est atteinte seulement par I’hydrogkue et la ma- ti&e d e la raie D, : les vapeurs des autres metaux n’arrivent qu’ Q des hauteurs relativement trPs petites. Une fois seule- ment j’ai vu le sodium (une minute de hauteur) ti I ‘ environ. Mais la substance qui produit la raie rouge Q 4/10 environ entre B et C, elle s’61Bve plus considerablement, comme dans I’eruption du 19 Xbre.

Les autres particularitks ont 6th d6jQ assez remarqudes par les observateurs pour qu’il soit necessaire d’entrer daus d’autres d6tails.

R o m e , le 26. Janvier 1872.. P. A. Secchi.

Planeten- und Cometen-Beobachtungen, angestellt auf der Leipziger Sternwarte.

1. Zt. Leipzig

1S71 h m s J u l i 21 13 5 29

22 11 17 44 27 12 47 47

Juli 22 12 18 49 27 13 24 53

Aug. 7 11 50 51

Planet - * dor d f 3 --

I I 1 m s -1 14.21 +3 9.2 -2 5.57 +1 13.4 +2 23.95 f5 44.9

+4 17.96 -1 1.7 $ 2 13.42 -4 5.2 -2 2.33 +O 25.6

I. Planeten.

Scheinb. AR. 1. f. p. Scheinb. Decl. - -- (64) A n g e l i n a .

h r n s 0 I 11

19 53 27.17 9.083 -21 23 21.5 52 35.82 5.771% 25 17.3 47 58.74 9.143 35 13.5

(26) P r o s e r p i n a . 20 37 3.82 8.477n -24 34 25.1

321 18.55 9.111 5 3 9.2 22 9.65 8.322 25 25 18.8

Anzahl Vergl. 1. f. p. Beob. derVorgI. *

0.932 22;5 1 Bg 0.936 20;s 1 ,, 0.918 16;4 2 7,

0.942 15;4 3 ,, 0.939 16;4 4 ,, 0.946 21;s 5