Ces éruptions, qui sans doute sont des crises violentes provoquées par des combinaisons chimiques s’opérant à une certaine profondeur au-dessous de la surface du soleil, donnent lieu à cette effervescence, à ces mouvemens tumultueux et désordonnés qui caractérisent la première phase des taches en voie de formation. Puis le calme se rétablit, la tache prend une forme arrondie assez régulière, les filets de matière lumineuse qui s’y engouffrent de tous les côtés donnent à la pénombre une structure rayonnée. Quand l’éruption est parvenue à cet état d’épuisement et de calme, il n’existe plus au-dessus de la tache que des émanations paisibles, des flammes courtes et peu lumineuses, et, lorsqu’elle arrive au bord occidental, il ne faut pas s’étonner de la voir disparaître sans laisser après elle de protubérance élevée.
La fréquence, l’étendue, la distribution, les mouvemens des taches solaires peuvent être étudiés à l’aide des moyens les plus simples : une bonne lunette qui projette l’image du soleil sur une feuille de papier blanc suffit pour cela. C’est la méthode de Scheiner, et elle avait déjà permis à ce sagace observateur de constater que les taches n’ont pas toutes la même vitesse angulaire, qu’elles ne donnent pas toutes pour la durée de la rotation du soleil la même valeur. De nos jours, ce procédé a été appliqué avec succès par le baron Schwabe, de Dessau, amateur distingué qui pendant quarante-deux ans, de 1826 à 1868, a employé tous ses loisirs à observer et à enregistrer avec soin les taches du soleil. En notant jour par jour le nombre des taches qu’il apercevait sur l’image solaire, M. Schwabe découvrit, ce qui est le rêve de tous les chercheurs, une loi. Il vit le nombre des taches varier d’année en année, croître d’abord, atteindre un maximum, puis décroître jusqu’à un minimum très marqué, pour reprendre ensuite une marche ascendante. Il y avait donc là des années grasses et des années maigres ; la période fut provisoirement fixée à environ dix ans. M. R. Wolf, professeur à l’université de Zurich, entreprit alors de réunir et de discuter toutes les observations anciennes des taches solaires, et il montra que la période du phénomène est en moyenne de onze ans et demi. L’année de la découverte des taches solaires, 1611, était une année maigre, une année de minimum ; le dernier maximum a eu lieu en 1871, et cette année même nous sommes entrés dans une époque de minimum. Le soleil, on n’en peut douter, est une étoile variable au même titre que Mira de la Baleine, qu’Algol, que Bêta de Persée, à cela près que les variations d’éclat de ces étoiles offrent des périodes beaucoup plus courtes, et qu’elles sont beaucoup plus sensibles, car Mira par exemple s’éteint presque complètement à l’époque du minimum.
« Ce n’est pas sans une certaine répugnance inconsciente que les
