absorbe les rayons bleus. C’est par la même raison que l’exploration spectroscopique du soleil accuse une couleur beaucoup plus rouge sur les bords qu’au centre. Cet affaiblissement de la lumière a pour cause l’existence de fines poussières dans l’atmosphère de chacun des deux astres, terre et soleil. On a vu, lorsque des éruptions volcaniques ont rempli l’air de notre globe de poussières éruptives, combien fortement le soleil est coloré en rouge quand il s’approche de l’horizon, produisant ce qu’on a désigné sous le nom de « reflet rouge ». Tel fut le cas lors des puissantes éruptions de Krakatoa (1883) et de la Montagne Pelée (1902)[1].
Examinons une image solaire, qui, à l’aide d’une lentille, a été projetée sur un écran blanc. Nous y remarquerons souvent un amas de taches très caractéristiques. Ces taches ont déjà attiré l’attention du Galilée et furent découvertes à peu près simultanément par lui, par Fabricius et par Scheiner (1610–1611). Depuis lors ce sont elles qui peut-être ont donné lieu au plus grand nombre d’observations à la surface du soleil. Leur nombre et leur dimension sont soigneusement notés et l’on combine ces deux ordres de grandeur pour définir la « fréquence des taches solaires ». Les chiffres qui expriment cette fréquence varient d’année en année, mais assez irrégulièrement. Ils ont cependant une récurrence périodique de 11,1 années, en moyenne. Ces taches apparaissent suivant deux zones, à la surface du soleil, et traversent son disque en 13 à 14 jours. On admet en conséquence, qu’elles ne se déplacent guère dans les couches supérieures du soleil et que celui-ci tourne autour de son axe en 27 jours environ. C’est au bout de ce temps que les mêmes points de la superficie se retrouvent sensiblement en face de la terre : il constitue la durée de la révolution synodique.
Le grand intérêt que ces taches ont pour nous, c’est qu’elles semblent causer certains phénomènes terrestres, qui atteignent
