elles ont été distribuées en types définis, et la statistique correspondante a été établie (6). Les mêmes phénomènes sont observés à l'observatoire de l'université de Coïmbre (7), où quelques particularités intéressantes ont été signalées. Une mission américaine a observé dans l'île de Sumatra, en sa totalité, l'éclipse de Soleil du 14 janvier 1926. L'étude photométrique de la couronne a a été particulièrement efficace (8). L'intensité lumineuse a été mesurée pendant toute la durée du phénomène au moyen d'un photomètre qui porte le nom d'illuminomètre Macbeth. Avant le premier contact, l'éclairement était équivalent à celui de 10.000 bougies à un pied de distance, 10.000 pied-bougies. Les pointés photométriques réunis par un trait continu montrent la chute de plus en plus rapide de l'illumination. Pendant la totalité, l'éclairement a atteint le minimum de 14 centièmes de pied-bougie. Le rayonnement coronal a été 40%, plus étendu à l'éclipse de 1926 qu'à l'éclipse de 1925, tandis que le nombre des taches avait augmenté dans l'intervalle. Phénomènes magnétiques, température. On a rappelé l'an dernier (9) que l'activité solaire est liée à la fréquence des orages magnétiques, perturbations brusques. et vives dans le champ magnétique terrestre. Ces orages sont dus à des particules électrisées émises par le Soleil, et H. Deslandres a cherché à découvrir la répartition des points d'émission de ces particules à la surface du Soleil. Il a ainsi trouvé une distribution de ces « volcans » le long de vingt-quatre méridiens équidistants de la surface active. H. Deslandres (10) fait l'hypothèse que la surface active, couche profonde qui émet les particules, serait la cause première de tous les phénomènes (taches, facules, protubérances, filaments, aurores boréales) observés sur le Soleil et ses dépendances (y compris l'atmosphère terrestre), et soumis en même temps à la grande oscillation undécennale. « Le rayonnement corpusculaire du Soleil a des variations périodiques, liées au refroidissement de l'astre ou à l'échauffement par les corps radioactifs du noyau. Il arrive, plus ou moins diminué, jusqu'à la Terre et lui impose ses variations, après avoir traversé la surface et l'atmosphère de l'astre. Il doit, en passant, faire naître les taches et facules de la surface, qui ont des variations parallèles... Les taches sont dues à la rotation de particules de même signe autour d'un groupe de particules qui ont le signe opposé. Pour les facules, j'ai pensé aussi à la diffusion dans l'atmosphère basse d'émanations radioactives lourdes, dont la période propre aurait aussi une influence. Tous les phénomènes du Soleil sont sous la dépendance des rayonnements émis par ses couches profondes. » La température d'un astre se mesure, au fond, par les mêmes méthodes que celles que nous employons couramment pour estimer la température d'un objet que nous n'atteignons pas directement, comme un poêle ou le filament d'une lampe électrique. Ou bien nous en approchons la main pour nous rendre compte de l'intensité de son rayonnement, ou bien, à partir d'une température suffisamment élevée, nous basons notre jugement sur la couleur observée, du rouge sombre au blanc éblouissant. Pour la température du Soleil, les deux méthodes sont applicables la première par la mesure de la constante solaire, et par conséquent de l'énergie totale rayonnée par unité de temps, la deuxième par la mesure de la longueur d'onde à laquelle correspond, dans le spectre, le maximum d'énergie. On peut passer de l'une ou de l'autre de ces mesures à la température de la source, pourvu que l'on connaisse la loi de rayonnement de celle-ci. On connaît la loi de rayonnement d'un corps absolument noir, c'està-dire d'un corps qui absorbe entièrement toutes les radiations qu'il reçoit. Aussi fait-on l'hypothèse que l'astre se comporte comme un corps noir; et la température obtenue, dite température efficace (effective), est une température conventionnelle, celle d'une source qui aurait les mêmes dimensions et le même rayonnement que l'astre considéré. Il n'est pas possible d'en déduire la température vraie, et A. Brill propose d'autres températures, conventionnelles aussi, mais qui permettront des rapprochements utiles et des classements d'astres en fonction des températures, dont les décalages pourront faire apparaître des particularités intéressantes (11). Il s'agit de ce qu'il appelle la température de couleur et la température de rayonnement. La température de couleur est celle que devrait avoir un corps noir pour présenter autant que possible, dans ses diverses radiations, la même distribution d'énergie que le fait l'astre considéré. La température de rayonnement est celle du corps noir qui rayonnerait avec la même intensité. La température de couleur du Soleil est de 7000°; sa température de rayonnement est de 6400°. Effet Einstein. Les confirmations astronomiques de la Relativité ont été longuement étudiées dans une deuxième partie de cette Revue annuelle d'Astronomie pour 1923 (12). Ces confirmations se trouvent dans le déplacement du périhélie de Mercure, l'inflexion des rayons lumineux dans un champ gravifique, le décalage des raies dans les spectres en fonction de la masse de l'astre rayonnant. C'est à ce dernier phénomène que l'on donne le nom d'effet Einstein. D'après la Physique relativiste, la période de vibration d'un électron varie avec l'intensité du champ de gravitation: elle est d'autant plus longue, toutes autres choses égales, que le champ de gravitation est plus intense. La longueur d'onde d'une radiation lumineuse doit donc se montrer plus grande dans une radiation émanée du Soleil que dans un rayon dû à l'incandescence du gaz correspondant dans une source terrestre. D'où, pour les relativistes, l'espoir que les raies d'absorption du spectre solaire, repérées d'une manière suffisamment précise, montreront, par rapport aux raies correspondantes d'une source terrestre, un déplacement. vers l'extrémité rouge du spectre. On a dit ici combien ces observations sont rendues délicates par les autres causes de déplacement des raies spectrales, en particulier l'influence de la pression dans le milieu absorbant. Aussi la conclusion est-elle restée en suspens pendant plusieurs années. A. Perot avait déblayé le terrain en constatant que la pression est extrêmement faible à la base de l'atmosphère solaire, et, en 1923, C. Fabry et H. Buisson annonçaient la concordance des longueurs d'onde avec la prédiction d'Einstein. En même temps, les recherches de J. Evershed à Kodaikanal et de C. St John Mount-Wilson prenaient un nouvel élan. Les résultats d'Evershed constataient l'effet Einstein dans les couches inférieures de l'atmosphère solaire. Il faut répéter ici un extrait de la conclusion de St John: « Trois causes systématiques donnent aux longueurs d'onde des radiations solaires d'autres valeurs qu'aux longueurs d'onde des radiations terrestres correspondantes le ralentissement de la vibration atomique conformément à la Relativité générale, la vitesse radiale des courants atmosphériques solaires, et la dispersion différentielle que subissent les diverses radiations dans leur passage à travers l'atmosphère solaire. La première de ces causes se manifeste dans toutes les radiations et en tous les points du disque solaire... ». Or, l'application du principe de Doppler-Fizeau permet l'étude spectroscopique de la rotation du Soleil. Il s'agit en effet, dans l'application de ce principe, de la mesure de la vitesse d'éloignement ou de rapprochement de la source lumineuse. La connaissance des vitesses d'éloignement ou de rapprochement de points solaires convenablement choisis au bord du disque équivaut à celle de la rotation de l'astre. C'est ainsi qu'on a mesuré (13) séparément les vitesses de rotation de la couche renversante, de la chromosphère et des couches de l'atmosphère solaire dans lesquelles s'élèvent, et parfois se maintiennent, les protubérances. Il y a accroissement de la vitesse de rotation au fur et à mesure qu'il s'agit de couches de plus en plus élevées. La vitesse de rotation de la couche renversante à l'équateur est de 14o,54 par jour, à quoi correspond une durée de rotation de 24,8 jours; tandis que la vitesse de rotation des couches à protubérances est de 16o,8 par jour, d'où une période de 21 jours. Ces premiers résultats ont paru douteux, à cause de la difficulté de faire la part des mouvements propres des protubérances. J. Evershed vient de les confirmer (14). avec cet intérêt nouveau d'obtenir, conformément à l'effet Einstein, une valeur du déplacement général des raies vers l'extrémité rouge du spectre, échappant aux effets perturbateurs qui peuvent altérer les longueurs d'onde dans la couche renversante. La difficulté relative aux mouvements propres des protubérances n'est pas écartée, mais on a confiance qu'il n'y a pas à craindre là d'erreur systématique, ces mouvements propres étant dirigés indifféremment dans tous les sens par rapport au rayon lumineux que reçoit l'observateur terrestre. Il n'y a cependant pas encore, en ce qui concerne l'effet Einstein, concordance aussi étroite qu'on le voudrait. La couche atmosphérique observée est élevée au-dessus de la surface solaire d'une quantité à laquelle correspond une distance angulaire de 28′′ pour l'observateur terrestre. A la surface de l'astre, la thèse relativiste prévoit une variation de longueur d'onde égale à 0,00835 angström pour les raies étudiées, variation qui doit se réduire à 0,0081 au niveau observé; la variation mesurée est de 0,0109, et cet excès de 0,0028 ne semble pas entièrement imputable aux erreurs d'observation; aussi le travail est-il poursuivi (15). LA TERRE Variation des longitudes. En 1920, le Bureau des Longitudes a proposé l'organisation d'une grande opération mondiale de mesures de longitudes par signaux radiotélégraphiques. Les détails ont été donnés dans cette Revue d'Astronomie pour 1926 (16). G. Bigourdan a publié le résultat des opérations pour la mesure de la différence des longitudes des observatoires de Paris et de Greenwich, effectuées pendant les mois d'octobre et de novembre 1926 (17). La méthode ancienne, antérieure à l'intervention des signaux radiotélégraphiques, était laborieuse et coûteuse : elle exigeait une jonction directe par fil, une entente préalable pour l'échange des signaux, de longs préparatifs, ainsi que des échanges d'instruments et d'observateurs. C'est cette méthode ancienne qui a fait conclure à oh9m 20,93 pour la différence des longitudes des deux observatoires. Ces exigences sont écartées par l'emploi des signaux horaires réguliers de T. S. F. La méthode nouvelle a apporté au résultat de la méthode ancienne une correction de deux centièmes de seconde dans l'opération mondiale de mesures de longitudes, la différence des longitudes de Paris. et de Greenwich sera portée à oh9m20,95. Ce résultat isolé ne permet évidemment pas de donner le moindre commencement de réponse à la question de savoir si la Géographie astronomique va confirmer ou infirmer l'hypothèse de Wegener sur la dérive des continents. Supposons cependant que des variations systématiques des |