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AURORA
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See also:Le bor d d'cÉtoile POLAIRE d'cAurora souvent 'ressemble frilled le drapery. À plusieurs stations au Groenland on a observé des rideaux auroral en passant de bons frais généraux à l'étroit à une strie lumineuse mince, exactement car une See also:feuille verticale de lumière semblerait faire à on passant See also:sous lui (5) la See also:corona. Une corona entièrement développée est peut-être la See also:forme la plus fine d'aurora. Car le nom implique, il y a une sorte de See also:couronne de lumière entourant comparativement ou complètement centre foncé. Plus loin du centre la structure de See also:rayon est habituellement en avant. See also:Les rayons peuvent se trouver très étroitement ensemble, ou peuvent être largement séparés les uns See also:des autres. (6) pièces rapportées. Pendant quelques affichages, la lumière auroral apparaît dans les secteurs irréguliers ou les pièces rapportées, qui soutiennent parfois une ressemblance très exacte aux See also:nuages isolés lumineux. (7) Aurora Diffus. Parfois une grande See also:partie du See also: On observe rarement Isochasms.Aurora dans de basses latitudes. Dans l'hémisphère méridional il y a comparativement peu See also:terre habitée dans des latitudes élevées et les données d'observation sont peu; ainsi peu est connu quant à la façon dont la fréquence change avec la See also:latitude et la See also:longitude. Même dans l'hémisphère See also:nordique il y a de grands secteurs dans l'See also:Arctique au sujet duquel peu est connu. H. Fritz (2), cependant, a dessiné une série de courbes qui sont censées pour donner à une bonne idée générale de la fréquence relative de l'aurora dans tout IP 'See also:IOO° 80° 60° Ido° QF •.\... III 1 11 A,ps -- III dilly dpi du ~lhl'tllll~ 1i o Iw un h~See also:lll N de T!" _.141 I~~;, nl 7 du ~ 11.11 4 I'y I IIIIi de ~ de ~l du '~q~ II '... Défectuosité d'I d t ee+~~nm~ F 'See also:Ili 01.11? ®. ~ de lql - les See also:po. nt~lin de ~ de l'aInfl III. w~ fauchent "le EL d'I~^ de ~h du ~ I ', un ]~~~{{ pp '4 WhT7~ f ~N~~" lU le 'de I IR. ~iq kilogramme, 1 1111.11114 1t '1 'de ~ "du ~ dn.II~~, I, ml Iao ®.I X 411" ~ du ''111.1.1111 '. _, IIIIIlilllll!II!See also:li,, ~ d'cUl du le~iyx 111'1 _, • 9I I~i - Nñ"^ du ~ I Y du qlr W. "'I y un ul'L" R, 1, C-~ _ - c de ~r de la Floride III.. 80: ter 60°. FIY¢. See also:Sc de HmeryWaiker l'hémisphère nordique. Courbes de Fritz des ', montrées dans l'See also:illustration, se nomment des isochasms, du mot See also:grec utilisé par See also:Aristotle pour dénoter l'aurora. Des See also:points sur la même courbe sont censés avoir le même nombre See also:moyen d'auroras par année, et ce nombre moyen est montré à côté de la courbe. À partir de l'équateur et du déplacement au See also:nord nous trouvons dans le sud extrême de l'Espagne par See also:moyenne de seulement un aurora en See also:dix ans. Dans le nord de la France la moyenne atteint cinq par année; dans le nord de l'Irlande à trente par année; au nord du Shetlands à cent par année. Entre le Shetlands et l'Islande nous croisons la courbe de la fréquence maximum, et un nord plus lointain que la fréquence diminue. La courbe de la fréquence maximum forme un See also:ovale légèrement irrégulier, dont le centre, le See also:poteau auroral, est selon Fritz à environ 81° N. See also:lat., 7o° W. See also:longtemps. Un sud plus lointain d'extension d'Isochasms beaucoup en Amérique qu'en Europe. En d'autres termes, les auroras sont beaucoup plus nombreux dans les régions méridionales du Canada et aux Etats-Unis que dans les mêmes latitudes de l'Europe. 3. Variation.Table See also:annuel I. montre la variation annuelle observée dans la fréquence de l'aurora. Il a été compilé de plusieurs autorités, particulièrement See also:Joseph Lovering (4) et Sophus Tromholt (5). Les figures mensuelles dénotent les pourcentages de tout le nombre vu par année. Les stations sont arrangées par See also:ordre de latitude. Différents endroits sont d'abord considérés, puis quelques grands secteurs. Les données de Godthaab dans le See also:tableau I. sont essentiellement ceux données par prof. A. See also:Paulsen (6) comme observées par Kleinschmidt en hivers de 1865 à 1882, complétés par les données de Lovering's pour l'été. Commençant au nord extrême, nous n'avons une période See also:simple avec un maximum bien-marqué au plein hiver, et aucun auroras pendant plusieurs See also:mois au See also:milieu de l'été. Ceci s'applique à Hammerfest, à Jakobshavn, à Godthaab et à la See also:division la plus nordique de la Scandinavie. La prochaine division de la Scandinavie montre une étape de transition. Au sud de ceci en Europe le maximum simple au plein hiver est remplacé par deux maximum, quelque See also:part au sujet des équinoxes. 4. En considérant ce qui est la vraie signification de la grande différence évidente dans le tableau I. entre plus haut et latitudes moyennes, une considération primaire est que l'aurora est rarement vu jusqu'à ce que le See also:soleil soit quelques degrés au-dessous de l'See also:horizon. Il n'y a aucune See also:raison de supposer que les causes d'examen médical dont les effets nous voyons pendant que l'aurora sont en existence seulement quand l'aurora est évident. Jusqu'à ce que des moyens soient conçus pour détecter l'aurora pendant le soleil See also:lumineux, notre See also:connaissance quant à l'See also:heure à l'où ces causes sont le plus fréquemment ou à la nécessité le plus puissant en fonction demeurent inachevée. Mais il peut à peine douter que les différences évidentes dans le tableau I. sont en grande partie dues à l'See also:influence de la lumière du soleil. Dans des latitudes élevées pendant plusieurs mois en été il n'est jamais foncé, et par conséquent une See also:absence totale d'aurora évident est pratiquement inévitable. Une certaine idée de See also:cette influence peut être dérivée des figures obtenues par l'expédition internationale suédoise de 1882-1883 au See also:cap Thorsden, See also:Spitsbergen, lat. 78° 28'N. (7). L'See also:original donne la fréquence relative de l'aurora pour chaque degré de dépression du soleil au-dessous de l'horizon, assumant l'effet du crépuscule pour être zéro (c.-à-d. la fréquence relative à être See also:loo) quand la dépression est 18.5° ou plus. Ce qui suit est un choix des figures: See also:Angle de dépression. . 4.5° 7,50 10.5° 12.5° 15.5°. Fréquence relative. . 0,3 9,3 44,9 See also:ces figures 74,5 95.9• ne sont pas complètement exempts des incertitudes, résultant de véritables See also:variations journalières et annuelles de la fréquence, mais ils donnent une bonne idée générale de l'influence du crépuscule. Si la lumière du soleil et le crépuscule étaient la cause See also:unique de la variation annuelle apparente, la fréquence aurait une période simple, avec un maximum au plein hiver et à un minimum au milieu de l'été. C'est ce qui est montré réellement par les stations et les zones les plus nordiques dans le Tableau I. When nous viennent, cependant, au-dessous de 65° lat. en Europe la fréquence près des élévations d'équinoxes au-dessus de celui au plein hiver, et nous avons une See also:double période distincte, avec un minimum See also: Fév.. Mars. See also:Avril. Je Puis. I See also:Juin. I See also:Juillet. Août. Septembre. Oct.. Nov.. ° See also:Hammerfest De Déc. 929'. 701 20,9 17,6 8,8 o o o 0 0 4'4 9,9 17,6 20,9 Jakobshavn 69 14,6 13,0 9,2 0,5 0 - 0 0 0 9,2 15,1 18,4 20,0 Godthaab. . 64 15,5 12,4 9,7 4'9 0 0 0 I.2 8,7 13,3 17,0 17,4 Rues See also:Petersburg. õ 6,5 9,1 16,8 13,8 3'5 1,2 1'4 5'9 13'8 13'1 7,6 7'3 See also:Christiania õ 8,6 11,4 14,0 11,2 0,6 0 0,2 6,5 14,6 12,2 10,3 10,3 See also:Upsala. . . . õ 8,4 12,9 14,9 7,4 0,7 0,2 0,4 7,1 12,4 14,3 10,7 10,7 See also:Stockholm 59 7'9 10,0 14,7 16,4 3,8 0,0 0,0 5,6 12,9 11,4 10,0 7,3 See also:Edimbourg. . 56 9,5 12,6 14,0 9,5 3,4 0,0 1,7 6•o 12,6 13,5 11,8 5,2 See also:Berlin 522 7,0 Io•8 16,4 15,5 11,4 o•6 2,9 2,9 6,5 13,2 8,5 4,1 Londres. . 511 8,6 10,5 10•2 10,7 4,0 1,1 1,9 5,6 14,5 16,9 9,6 6,4 Québec 47 3'6 14,8 8,3 14,2 4,1 5,9 7,7 5,9 I1.2 12,4 7,7 4,1 See also:Toronto 431 5,4 9,5 8,7 11,8 9,0 6,2 8•o 6,4 8,5 II.1 8,7 6,7 See also:Cambridge, La Masse. 422 5,1 8,2 II.8 I0•2 6,4 5,1 10,3 8-5 13'3 9,2 6,8 5,1 New Haven, See also:Conn.. 411 7,7 7,3 8,9 8'2 7,6 5,7 8,9 8,1 11,9 7,6 to•6 7,5 Scandinavie N. de 682° 16,4 13,8 14,8 1,6 0,0 0,0 0,0 0,4 7,8 15,1 14,4 15,7 682° à 65° 15,3 14,6 13,7 2,9 0,0 0,0 0,0 1,1 9,7 14,6 14,0 14,1 65° à 612° 13,2 12,3 14,5 5,4 0,2 0•0 0,0 2,8 13,1 14,2 12,8 11,5 612° à 58° 9,5 S. 11,2 13,5 10,9 1,3 0,1 0,4 5,7 13,6 13,8 10,4 9,6 de 58° 8,2 11,9 12,6 13,3 1,5 0,1 o•6 4,9 état de 14,9 13,5 10,3 8,2 New York. . 45° à 402° 6,3 7,4 9'1 II.0 7,4 6,6 8,8 10,4 11,7 9,7 6,2 5,4 le t=o de See also:mise, 1, &c., en See also:succession, nous obtenons les pourcentages de tout le nombre des auroras qui se produisent en janvier, février, et ainsi de See also:suite. La première See also:limite périodique a une période de douze, la seconde de six mois, et pareillement pour les autres. La première limite périodique est la plus grande quand le tXó°-too° 52'=4ö°. Ceci fait à t=11.6 des mois après le milieu de janvier, autrement le 3ème janvier, approximativement. La limite de six mois a le plus tôt de ses deux maximum égaux au sujet de le 26ème mars. Ces deux sont beaucoup le plus important des limites périodiques. Le too° 52', 309° 5', &c. d'angles, sont connus comme angles de phase des limites périodiques respectives, alors que 3,03, 2'53, &c., sont les amplitudes correspondantes. Le tableau II. donne un choix des résultats de Lovering. Les stations sont arrangées selon la latitude. Parlant généralement, la limite annuelle diminue dans l'importance pendant que nous voyageons au sud. Le nord de 55° en Europe son angle de phase semble See also:assez constant, ne différant pas infiniment de la valeur See also:Ito° dans la formule générale de Lovering. La limite de six mois est petite, dans les deux stations les plus nordiques, mais sud de õ° N. lat. c'est dans l'ensemble la limite la plus importante. À l'exclusion de Jakobshavn, les angles de phase dans la limite de six mois changent merveilleusement peu, et approchent la valeur 309° dans la formule générale de Lovering. Le nord du ö° de lat. la limite de quatre mois est, en règle générale, comparativement sans importance, mais dans l'Américain See also:poste sa importance relative est augmenté. L'angle de phase, cependant, change tellement quant à suggèrent que la limite représente principalement des causes locales ou des incertitudes d'observation. La formule générale de Lovering suggère que la limite de quatre mois soit vraiment moins importante que la limite de trois mois, mais il ne donne aucune donnée pour le dernier à différentes stations. 6. La lumière du soleil n'est pas la seule cause inquiétante dans les évaluations de la fréquence auroral. Une idée de l'influence inquiétante du See also:nuage peut être dérivée de quelques résultats intéressants des observations de Thorsden de cap (7). Celles-ci montrent à comment la fréquence des auroras évidents diminués à mesure que le nuage a augmenté de o (ciel tout à fait clair) à (de ciel See also:croisement complètement). Groupant les résultats, nous avons: Quantité de nuage. . . fréquences relatives de o I à 3 4 à 6 7 à 9 10. . trop 82 57 46 8 d'un See also:total de 1714 See also:heures lesoù le ciel était complètement croisement l'expédition suédoise ont vu des auroras sur 17, se produisant 14 See also:jours séparés, tandis que 226 heures d'aurora se seraient produites hors d'un nombre égal d'heures avec le ciel tout à fait clair. Les figures étant u. óbased sur les observations de seulement une See also:saison sont quelque peu irrégulières. Les lissant, Carlheim-Gyllenskold donne f = trop '-7.3C comme relation linéaire la plus probable entre c, la quantité de nuage, et f, la fréquence, assumant le dernier pour être trop quand il n'y a aucun nuage. la période quotidienne apparente de 7..Diurnal Variation.-The à la plupart des stations est en grande partie déterminée par l'influence du See also:jour sur la visibilité. Elle est seulement pendant l'hiver et dans les latitudes élevées que nous pouvons espérer pour vérifier n'importe quoi directement quant à la vraie variation journalière des causes dont l'influence est évidente la See also:nuit comme aurora. Le tableau III. donne des conditions particulières du nombre d'occasions quand l'aurora a été vu à chaque heure du vingt-quatre pendant trois expéditions dans des latitudes élevées quand des perspectives spéciales ont été gardées. Les données sous A se rapportent au cap Thorsden (78° 28 'N. lat., 15° 42'E. longtemps.); ceux sous B à janv. See also:Mayen (8) (71° o 'N. lat., 8° 28'W. longtemps), tous les deux pour l'hiver de 1882-1883. Les données sous C sont données par H. Arctowski (9) pour l'expédition d'"Belgica" en 1898. Elles peuvent être considérées comme s'appliquant approximativement à la position moyenne du "Belgica," or7o2° S.lat., 86J° W. longtemps. La méthode de compter des fréquences était assez semblable, au moins dans le See also:cas de A et de B, mais en comparant les différentes stations les données devraient être considérées comme le See also:parent plutôt que l'See also:absolu. Les données de janv. Mayen se réfèrent vraiment au temps moyen de See also:Gottingen, mais c'était seulement vingt-trois minutes en retard le temps local. En calculant les pourcentages du See also:matin et de l'après-midi se produisent la moitié des entrées de rences sous le See also:midi et le minuit ont été assignés à chaque moitié du jour. Même au cap Thorsden, le soleil au See also:mi hiver est seulement 1I° au-dessous de l'horizon à midi, et son effet sur la visibilité n'est ainsi pas complètement négligeable. L'influence du jour est vraisemblablement la cause principale de la différence entre les phénomènes pendant See also:novembre, décembre et janvier au cap Thorsden et janv. Mayen, parce que en mois équinoxiaux les résultats de ces deux stations sont étroitement semblables. Tandis que la lumière de jour est la cause principale de l'inégalité journalière, ce n'est pas la seule cause, autrement il y aurait autant d'auroras le matin (matin) comme en soirée (après-midi). Le nombre vu en soirée est, cependant, selon le tableau III., considèrent habilement supérieur à toutes les saisons. Prenant tout le hiver, le pourcentage vu en soirée était le même pour le "Belgica" que pour janv. Mayen, c.-à-d. pour pratiquement les mêmes latitudes sud et du nord. Au cap Thorsden à partir de novembre à janvier là semble une double période distincte, avec des minimum près du midi et du minuit. Les autres mois au cap Thorsden montrent un seuls maximum et minimum, l'ancien avant minuit. II Station. Limite Annuelle. limite de six mois. limite de quatre mois. Ampère. Phase. Ampère. Phase. Ampère. Phase. Jakobshavn. . 10,40 123 I.13 206 1,41 333 Godthaab. . 8,21 ItI 1,54 316 0,64 335 Rues Petersburg. 2,81 96 5,99 309 0'57 208 Christiania. . 4,83 116 4'99 317 0,76 189 Upsala. . . 5,41 I19 4,57 322 0,86 296 Stockholm. 3,68 91 5.8o 303 1,31 18o Makerstown (Ecosse) 5,79 102 4,47 310 2,00 342 Grande-Bretagne. 3,87 126 4,24 287 0,40 73 Toronto. o I8 12 2,13 2õ 0,52 305 Cambridge, Massachusetts. I.02 262 2,84 339 I.28 253 New Haven, Conn.. 0,99 183 1,02 313 0,57 États De 197 New York. I.34 264 2,29 325 0,54 157 le même phénomène apparaît chez janv. Mayen particulièrement en novembre, décembre et janvier, et c'est l'état normal de sujets dans des latitudes tempérées, où la fréquence est habituellement la plus grande entre 8 et au P.m.. Un excès d'égaliser des occurrences finies de matin est également la règle, et il est rarement non plus non prononcé que dans le tableau III. ainsi chez Tasiusak (65° 37 'N. lat., 37° 33'W. See also:long.) l'expédition arctique danoise (10) de 1904 a trouvé soixante-quinze sur chaque See also:cent occurrences pour avoir See also:lieu avant minuit. 8. Les remarques précédantes se relient aux auroras en général; les différentes formes diffèrent considérablement dans leur variation journalière. Les arcs, bandes et, d'une manière générale, les formes plus régulières et plus persistantes, montrent leurs plus grandes fréquences plus tôt la nuit que des rayons ou des pièces rapportées. Le tableau IV. montre les pourcentages des occurrences de e. (soirée) et de m. (matin) des See also:principales formes comme enregistrées par les observateurs arctiques au cap Thorsden, janv. Mayen et Tasiusak. Arcs. Bandes. Rayons. Pièces rapportées. e. m de M. de e. de M. de e. de M. de e.. Cap Thorsden. 76 24 66 34 52 48 51 49 Janv. Mayen. 78 22 68 32 õ 40 õ 40 Tasiusak que 85 15 85 15 65 35 62 38 au cap Thorsden ont répandu la lumière auroral ont eu e. 65, m. 35 de pourcentages, pratiquement identique à ceux pour des bandes. Chez Tasiusak, 8 P.m. étaient l'heure de la plupart d'occurrence fréquente pour des arcs et des bandes, tandis que les pièces rapportées ont eu leur fréquence maximum II au P.m. et aux rayons à minuit. 9. See also:Action lunaire et autre de Periods.The de clair de See also: à. La fréquence de la tache See also:solaire Connexion.The des affichages auroral est beaucoup plus grande en quelques années que d'autres. À la plupart des endroits la variation de la fréquence a montré une similitude générale à celle des taches solaires. Tableau V. donne des données contemporaines pour la fréquence des taches solaires et des auroras vus en Scandinavie. Les données de tache solaire avant 1902 sont de table de A. Wolfer's dans Met. Zeitschrift pour 1902, p. 195; les données plus récentes sont de ses listes trimestrielles. Toutes sont des fréquences observées, dérivées après la méthode du loup; les maximum et les minimum sont dans le See also:type lourd. Les données auroral sont du Tableau E du See also:catalogue de Tromholt (5), avec certaines modifications. Dans les données annuelles de Tromholt l'année débute avec juillet. Ce être incommode pour la comparaison avec des taches solaires, utilisation a été fait de ses valeurs mensuelles obtenir des données correspondantes pendant des années débutant avec janvier. Les données de Tromholt-Schroeter pour la Scandinavie ont dans l'ensemble débuté avec 1761; les chiffres pour de premières années ont été obtenus en multipliant les données pour la Suède par 1,356, le See also:facteur dérivé en comparant les figures pour seule la Suède et pour la totalité de la Scandinavie à partir de juillet 1761 à juin 1783. Dans un tableau de manière de général V. justifie la conclusion que les années de beaucoup de taches solaires sont des années de beaucoup d'auroras, et des années de peu d'années de taches solaires de peu d'auroras; mais il ne révèle aucun rapport très défini entre les deux fréquences. Les maximum et les minimum dans les deux phénomènes dans un bon beaucoup de cas ne sont pas trouvés en mêmes années. D'autre part, il y a la coïncidence absolue dans un certain nombre de cas, certains d'entre eux très saisissants, comme par exemple minimum remarquablement See also:bas de 1810 et de 1823. t I. During la période 1764 à 1872 là ont été de dix ans de maximum, et dix du minimum, dans la fréquence de tache solaire. Prenant les trois années de la plus grande fréquence à chaque maximum, et les trois années de moindre fréquence à chaque minimum, nous avons trente ans de plusieurs et de trente de peu de taches solaires. En outre nous pouvons couper la période en moitié, 1764 à 1817 plus tôt, et une moitié, un 1818 à un 1872 postérieurs, contenant respectivement les cinq plus tôt et les cinq postérieurs des groupes ci-dessus de la tache solaire maximum et d'années minimum. Les moyens d'See also:annuaire ont dérivé du See also:groupe entier, et les deux sous-groupes, d'années de beaucoup et de peu de taches solaires sont comme suit: Dans chaque cas l'excès des auroras dans le groupe d'années de beaucoup de taches solaires est décidé, mais les résultats des deux secondaire-périodes n'harmonisent pas étroitement. La fréquence moyenne de tache solaire pour le groupe d'années de peu de taches solaires est presque exactement la même pour les deux secondaire-périodes, mais la fréquence auroral pour le groupe plus défunt est presque 40 % au-dessus de See also:celle pour le plus tôt, et excède même l'heure auroral. DEC. Novembre et janv. fév., mars, See also:septembre. à mars (N. Lat.). Septembre et oct.. Mars à septembre. (S. Lat.). Un B A B A B A B C t 14 7 14 8 27 23 55 38 24 2 à 6 15 6 20 25 45 37 23 3 9 4 15 5 15 21 39 30 à 4 à 5 21 7 14 18 45 30 4 5 13 5 20 3 10 à 43 18 2 6 II 3 15 4 2 3 28 E/S I 7 9 2 13 3 I 2 23 7 0 8 5 I 6 I O O II 2 O 9 7 2 9 0 0 0 16 2 0 à à O 5 0 0 0 15 0 0 11 9 0 6 o o o 15 0 0 midis à 0 4 0 0 0 14 O o I à O 6 O O O 16 O O 2 14 o à 0 0 0 24 0 0 3 18 I 20 3 0 0 38 4 0 4 16 7 19 7 j'I 36 15 o 5 12 2 39 23 3 6 14 à 21 16 8 5 43 31 3 7 16 13 23 16 20 9 59 38 14 8 15 12 22 18 24 24 61 54 25 9 14 15 18 17 27 28 59 15 19 15 31 25 62 55 29 II à 12 t8 17 de õ de II 22 à 5 31 à 12 33 26 61 55 26 minuit 9 9 13 II 28 22 50 42 26 Totaux. 277 140 354 167 266 244 897 551 221 pourcentages 42 après-midi 58 du matin 28 42 25 39 46 41 35 35 72 58 75 61 54 59 65 65 ans de 1764-1872. 1764-1817. 1818-1872. Taches. Auroras. Taches. Auroras. Taches. Auroras. Beaucoup de taches solaires. 93,4 99,9 86,7 70,7 IOO•I 129,1 Peu ". fréquence 13,4 61,5 13,6 51,6 13,1 71'3 en années de beaucoup de taches solaires dans la secondaire-période plus tôt. Cette See also:contradiction, startling cependant à première vue, est probablement plus évidente que vraie. Elle est presque certainement due dans une large See also:mesure d'un changement See also:progressif d'un ou tous deux des unités de la fréquence. Dans le cas des taches solaires, A. Schuster (13) a comparé des fréquences de J. R. Wolf et de A. Wolfer's aux données obtenues par d'autres observateurs pour des secteurs des taches solaires, et ses figures prouvent incontestablement que l'unité dans un ou autre ensemble de données doit avoir changé sensiblement de temps en temps. Le loup et le Wolfer ont, cependant, visé constamment fixer une See also:norme définie, et il y a plusieurs raisons de croire que le changement de l'unité a été dans la fréquence auroral plutôt que de tache solaire. R. Rubenson (14), dont Tromholt dérive ses données pour la Suède, semble accepter cette vue, assignant l'See also:augmentation apparente de la fréquence auroral depuis 18õ à l'établissement par l'état de stations météorologiques en 1859, et à l'intérêt accru pris dans le sujet depuis 1865 par l'université d'Upsala. Les figures elles-mêmes dans le point du tableau V. certainement à cette conclusion, à moins que nous soyons disposés à croire que les auroras ont augmenté énormément en nombre. Si, par exemple, nous comparez le See also:premier et les trois derniers cycles 11-year pour lesquels le tableau V. donne des données complètes, nous obtiennent en tant qu'annuellement moyens: - 1749-1781. . Taches solaires 56,4 Auroras 77,5 1844-1876. . "55,8, 112,2 les fréquences moyennes de tache solaire dans les deux périodes diffèrent par seulement 1 %, mais la fréquence auroral dans la période postérieure est 45 % au-dessus de celle dans le plus tôt. Les figures ci-dessus seraient presque concluantes si elle n'étaient pas pour les différences remarquables qui existent entre les fréquences moyennes de tache solaire pour différentes périodes 11-year. Schuster, qui a examiné la question très entièrement, a trouvé l'évidence de l'existence d'autres périodes-notable 8,4 et 4,8 année-dans l'addition à la période identifiée de 11,125 ans, et lui considère la différence entre les maximum dans des périodes successives d'cIi-année comme le dû au moins en partie à un See also:recouvrement des maximum des multiples limites périodiques. Ceci ne peut pas, cependant, expliquer toutes les fluctuations observées dans des fréquences de tache solaire, à moins que d'autres périodes considérablement plus longues existent. Il y a eu au moins une période 33-year l'où la valeur moyenne de la fréquence de tache solaire a été particulièrement See also:basse, et, car nous verrons, il y avions une pénurie remarquable correspondante des auroras. La période en question peut être considérée comme prolongeant de 1794 à 1826 inclus. La comparant aux deux périodes adjacentes des années de thirty-three, nous obtenons le suivant pour les fréquences annuelles moyennes: période 33-Year. Taches solaires. Auroras. 1761-1793 65,6 76,1 1794-1826 20,3 39'5 1827-1859 56,1 84'4 12. L'See also:association des fréquences élevées auroral et de tache solaire montrées dans le tableau V. n'est pas particulière en Scandinavie. On lui montre, par exemple, dans les données auroral de Loomis, ce qui sont basés sur des observations à une variété de stations européennes et américaines (Ency. Brit. 9ème See also:art d'cEd. MÉTÉOROLOGIE, Tableau XXVIII.). Il ne semble pas, cependant, pour s'appliquer universellement. Ainsi chez Godthaab nous avons, selon See also:Adam Paulsen (15), comparant des périodes de trois ans de peu et de beaucoup de taches solaires: - période de trois ans. Fréquence Totale De Nuits De Total De Tache solaire. 
d'Aurora. 1865-1868 48 274 1869-1872 339 138 1876-1879 23 273 le début d'années en automne, et 1865-1868 inclut les trois hivers de 1865 à '66, '66 à '67, et '67 à '68. Paulsen donne également des données de deux autres stations au Groenland, à savoir. Ivigtut (1869 à 1879) et Jakobshavn (1873 à 1879), qui montre le même phénomène que chez Godthaab d'une See also:mode en avant. Le Groenland ment au nord de la courbe de Fritz de la fréquence auroral maximum, et la See also:suggestion a été faite que la zone de la fréquence maximum augmente au sud à mesure que les taches solaires augmentent, et aux contrats encore pendant qu'elles diminuent, au nombre d'auroras à une station donnée augmentant ou diminuant pendant que la zone de la fréquence maximum s'approche à ou recule d'elle. Cette théorie, cependant, ne semble pas adapter tous les faits et ne se tient pas veulent dedans de la See also:confirmation. 13, Méridien Auroral: C'est une croyance See also:commune que le See also:sommet d'un See also:arc auroral doit être recherché dans le méridien magnétique de l'observateur. Sur n'importe quelle théorie il serait plutôt extraordinaire si c'étaient invariablement vrai. Dans des latitudes tempérées les arcs auroral sont rarement près du zénith, et il y a raison de les croire aux tailles très grandes. Dans des latitudes élevées la See also:taille moyenne est probablement moins, mais la direction dans laquelle la fréquence magnétique d'See also:aiguille. Fréquence. Fréquence. Fréquence. Année. Année. Année. Année. Tache solaire. Auroral. Tache solaire. Auroral. Tache solaire. Auroral. Tache solaire. Auroral. 1749 80,9 103 1789 118,1 89 1829 67.o 93 1869 73,9 1õ 1750 83,4 134 1790 89,9 90 18ó 71,0 132 1870 139,1 1 5 1751 47,7 53 1791 66,6 54 1831 47'8 89 1871 111,2 185 1752 47,8 III 1792 60,0 64 1832 27,5 54 1872 101,7 200 1753 30,7 96 1793 46'9 29 1833 8,5 79 1873 66,3 189 1754 12,2 65 1794 41,0 37 1834 13,2 81 1874 44'7 158 1755 9,6 34 1795 21,3 34 1835 56,9 58 1875 17,1 133 1756 10,2 õ 1796 16•o 37 1836 121,5 98 1876 11,3 137 1757 32,4 83 1797 6,4 61 1837 138,3 137 1877 12,3 126 1758 47,6 8o 1798 4,1 35 1838 103,2 159 1878 3,4 1759 54'0 113 1799 6,8 28 1839 85,8 165 1879 6•o 17õ 62,9 86 1800 14,5 30 1840 63,2 82 188o 32,3 1761 85,9 124 18o1 34,0 34 1841 36,8 75 1881 54,3 1762 61,2 114 1802 45,0 65 1842 24,2 91 1882 59,7 1763 45'1 89 1803 43,1 73 1843 10,7 66 1883 63,7 1764 36,4 107 1804 47,5 divisent en lots 1844 15,0 81 1884 63'5 1765 20,9 76 1805 42,2 85 1845 40,1 26 1885 52,2 1766 11,4 51 1806 28,1 62 1846 61,5 le ö 1886 25,4 1767 37,8 68 1807 à.' 42 1847 98,5 63 1887 13,1 1768 69,8 8o 1808 8,1 20 1848 124,3 107 1888 6,8 1769 106,1 89 18o9 2,5 20 1849 95'9 131 1889 6,3 1770 Ioo•8 83 1810 0,0 4 18ö 66,5 95 1890 7'1 1771 81,6 62• 1811 1,4 13 1851 64,5 õ 1891 35,6 1772 66,5 38 1812 5,0 II 1852 54,2 92 1892 73,0 1773 34'8 58 1813 12,2 18 1853 39'0 65 1893 84,9 1774 30'6 98 1814 13,9 17 1854 20,6 64 1894 78,0 1775 7,0 33 1815 35,4 à 1855 6,7 49 1895 64.o 1776 19,8 17 1816 45,8 33 1856 4,3 46 1896 41,8 1777 92'5 64 1817 41,1 õ 1857 22,8 38 1897 26,2 1778 154,4 59 1818 30,4 74 1858 54,8 88 1898 26,7 1779 125,9 õ 1819 23,9 43 1859 93,8 131 1899 12,1 178o 84,8 67 18ò 15,7 62 18õ 95,7 119 1900 9'5 1781 68,1 103 1821 6,6 37 1861 77,2 127 1901 2,7 1782 38,5 67 1822 4'0 33 1862 59,1 135 1902 5,0 1783 22,8 70 1823 1,8 13 1863 44'0 135 1903 24,4 1784 10,2 78 1824 8,5 14 1864 47'0 124 1904 42,0. 1785 24,1 83 1825 16,6 40 1865 30,5 119 1905 62,8 1786 82,9 136 1826 36'3 58 1866 16,3 130 1906 53,8 1787 132,0 115 1827 49'7 79 1867 7,3 127 1907 62•o 1788 130,9 97 1828 62,5 õ 1868 37'3 144 1908 48,5 dirigent des changements rapidement avec le changement de la latitude et de la longitude, et ont une grande variation journalière. Ainsi il doit en général y a une différence entre l'observateur magnétique meridiananswering dans la position moyenne de l'aiguille magnétique à son stationand la direction que l'aiguille aurait à une heure donnée, si See also:calme par l'aurora, à n'importe quelle tache où les phénomènes que l'observateur See also:voit pendant que l'aurora existent. Des observations très raffinées ont été faites pendant plusieurs expéditions arctiques des azimuts des sommets des arcs auroral. Au cap Thorsden (7) dans 1882-1883 l'See also:azimut moyen dérivé des arcs J71 était 24° 12'W., ou moi le ° 27'de I au W. du méridien magnétique. Quant aux azimuts dans différents cas, 130 ont différé du moyen par moins que 10°, 118 près de 10° à 20°, 82 près de 20° à 30°, 21 près du ó° à 40°, 14 près de 40° au ö°; dans six cas le départ excédé ö°, et dans un cas il a excédé 70°. En outre, tandis que les azimuts de moyen déduits des observations entre 6 A.m. et midi, entre le midi et 18 h., et entre 18 h. et minuit, étaient étroitement semblables, leur être moyen See also:uni 22.4° W. de N. (ou E. de S.), le moyen dérivé des 113 arcs observés entre le minuit et 6 A.m. était 47.8° W. At janv. Mayen (8) dans 1882-1883 que l'azimut moyen du sommet des arcs était 28.8° W. de N., de ce fait s'approchant beaucoup plus étroitement au méridien magnétique 29.9° W. quant aux azimuts d'individu, 113 étendus dans 10° du moyen, 37 différés près de 1o° à 20°, 18 près de 20° à 30°, 6 près de 30° à 40°, tandis que 6 différaient près au-dessus de 40°. Des azimuts ont été également mesurés chez janv. Mayen pour 338 bandes auroral, être moyen 22.0° W., ou 7.9° au à l'est du méridien magnétique. Combinant les résultats des arcs et des bandes, Carlheim-Gyllenskold donne à l'"See also:anomalie" du méridien auroral chez janv. Mayen comme 5,7 E. At la station polaire See also:britannique de 1882, fort Rae (62 23 'N. lat., 115° 44'W. longtemps), il lui fait 15.7° W. At Godthaab dans 1882-1883 que l'anomalie auroral était, selon Paulsen, 15.5° E., le 57.6° menteur méridien magnétique W. de l'astronomique. 14, Une direction auroral uroral de Zenith.Another ayant apparemment une relation étroite au magnétisme terrestre est la See also:ligne imaginaire tracée à l'See also:oeil d'un observateur du centre du coronai.e. le point auquel les rayons auroral convergent. Ceci semble en général être presque coïncident avec la direction de l'aiguille de plongement. Ainsi au cap Thorsden (7) dans 1882-1883 le moyen d'un nombre considérable d'observations a fait à l'angle entre les deux directions seulement 1 ° 7', la inclination magnétique étant 8o° 35', tandis que le centre coronal avait une See also:altitude de 79° 55'et See also:configuration légèrement au à l'ouest du méridien magnétique. Plus See also:petites valeurs moyennes encore ont été trouvées pour l'angle entre les "zeniths" auroral et magnétiques car les deux directions ont été callede.See also: Dans des latitudes élevées, cependant, où les auroras et les orages magnétiques sont les plus nombreux, le raccordement entre elles est beaucoup moins d'See also:uniforme. Les observateurs arctiques, le danois et les See also:Anglais, ont à plusieurs reprises rapporté des affichages d'aurora unaccompanied par n'importe quelle perturbation magnétique spéciale. C'a été plus particulièrement le cas quand la lumière auroral a été d'un caractère diffus, montrant seulement la variabilité mineure. Quand il y a eu beaucoup de See also:mouvement apparent, et changements brillants de See also:couleur dans l'aurora, la perturbation magnétique l'a presque toujours accompagné. Dans les affichages arctiques et auroral semblez parfois être très local, et ceci peut être l'explication. D'autre part, les observateurs arctiques ont rapporté un raccordement apparent d'un caractère particulièrement défini. Selon Paulsen (18), pendant l'expédition de See also:Ryder en 1891-1892, le phénomène suivant a été vu au moins vingt fois par Lieut. Vedel au See also:bruit de See also:Scoresby (700 27 'N. lat., 26° RO 'W. longtemps). Un See also:rideau auroral voyageant avec la See also:vitesse considérable s'approcherait du sud, passerait de bons frais généraux et se retirerait au nord. Pendant que le rideau s'approchait, l'aiguille de See also:boussole a toujours dévié à l'ouest, rideau oscillé en asthe passé le zénith, et a alors dévié à l'est. Est exactement le comportement de l'aiguille, comme Paulsen précise, ce qu'il devrait être si l'See also:espace occupé par le rideau auroral étaient traversés par les courants électriques continus vers le haut de la terre. Les observateurs danois chez Tasiusak (10) dans 1898-1899 ont observé ce phénomène de temps en temps sous une forme légèrement changée. Chez Tasiusak le rideau auroral après atteinte du zénith s'est habituellement retiré dans la direction de laquelle il était venu. La direction dans laquelle l'aiguille de boussole a dévié était occidentale ou est, selon que le rideau s'est approché du sud ou du nord; comme le rideau a retiré la déviation par la suite diminuée. Kr Birkeland (19). qui a effectué une étude spéciale des perturbations magnétiques dans l'arctique, la marche à suivre sur l'hypothèse qu'elles résultent des courants électriques dans l'atmosphère, et qui a de là essayé de déduire la position et l'intensité de ces courants, affirme que tandis que dans le cas de beaucoup d'orages que les données étaient insuffisantes, quand il était possible pour fixer la position de la ligne moyenne de l'écoulement du See also:courant hypothétique relativement à un arc auroral, il invariablement a trouvé les directions coïncidentes ou presque ainsi. 16, Dans l'hémisphère nordique au sud de la zone de la plus grande fréquence, la partie du ciel en lequel l'aurora apparaît le plus généralement est le nord magnétique. Dans des latitudes plus élevées des auroras le plus souvent sont vus dans le sud. La fréquence relative en deux positions semble changer avec l'heure, le type d'aurora, probablement avec la saison de l'année, et probablement avec la position de l'année dans le See also:cycle de tache solaire. Chez janv. Mayen (8) en 1882-1883, sur 177 arcs dont la position a été exactement déterminée, 44 ont été vus dans le nord, leurs sommets faisant la moyenne de 38.5° au-dessus de l'horizon nordique; 88 ont été vus dans le sud, leur altitude moyenne au-dessus de l'horizon méridional étant 33.5° tandis que 45 étaient dans le zénith. Chez Tasiusak (10) dans 1898-1899 les directions magnétiques des principaux types ont été notées séparément. Les résultats sont donnés dans le tableau VI. Nombre absolu de Direc- pour chaque type. Pourcentage de tous les arcs. Bandes. Rideaux. Rayons. Pièces rapportées. Types. N. 9 16 5 15 4 à nord-est 9 13 2 20 4 9 E. 3 1r 2 26 3 9 S.e. 5 6 I 10 7 6 S. 45 43 I 16 15 24 commutateurs. 9 9 2 12 13 9 W. 3 t t 2 22 6 9 N.w. 2 8 2 8 5 5 le tableau VI. See also:compte pour seulement 81 % de tous les affichages; du See also:reste 15 % sont apparus dans le zénith, alors que 4% couvrait le ciel entier les affichages qu'auroral couvrent généralement un See also:domaine considérable, et change constamment, ainsi les figures sont nécessairement quelque peu rugueuses. Mais clairement, tandis que les arcs et les bandes, et à un moindre degré les pièces rapportées, ont montré une préférence marquée pour le méridien magnétique, les rayons n'ont montré aucune une telle préférence. Au cap Thorsden (7) dans 1882-1883 auroras en général ont été divisés en ceux vus dans le nord et ceux vus dans le sud. La variation tout au long des vingt-quatre heures dans le pourcentage vu dans le sud était comme suit: Heure. 0-3. 3-6. 6-9. 9-12. A.m. 69 55 44 35 P.m. 55 70 65 65 le moyen de toutes les vingt-quatre heures est soixante-trois. Entre 3 A.m. et 3 P.m. le pourcentage des auroras vus dans le sud apparaît ainsi décidément au-dessous du moyen. 17, Les données suivantes pour la largeur angulaire apparente des arcs ont été obtenues au cap Thorsden, les arcs étant groupés selon la taille du See also:bord inférieur au-dessus de l'horizon. Le groupe I. a contenu trente arcs dont les altitudes n'ont pas excédé le groupe II 45'II. trente arcs dont la configuration d'altitudes entre 12° et le ° 3; et groupe III. trente arcs dont les altitudes s'étendent entre 36° et 8o°. Groupe. I. II. III. La plus grande largeur. 11.5° 12.0° 21.0° moins ". . . moyen de 1•o° 0.75° 2.0° ". . . 3.45° 4.6° 6.9° l'altitude. En même temps, les arcs près de l'horizon sont souvent apparus plus au loin que d'autres près du zénith. En outre, Gyllenskold indique que quand les arcs montés, comme le faisaient pas rarement ils, de l'horizon, leur largeur apparente pourraient continuer à augmenter jusqu'au zénith, ou à lui pourraient augmenter jusqu'à ce qu'une altitude environ de 45° ait été atteinte et diminuer alors, apparaissant ont beaucoup réduit quand le zénith a été atteint. Naturellement le phénomène pourrait être dû au changement réel de l'arc, mais il est au moins conformé à la vue que les arcs sont de deux sortes, une forme constituant une See also:couche sans grande See also:profondeur verticale mais vraie largeur horizontale considérable, l'autre forme ayant peu de largeur horizontale mais profondeur verticale considérable, et ressemblant dans une certaine mesure à un rideau auroral. 18, Selon de nombreuses observations faites au cap Thorsden, la vitesse angulaire apparente des arcs augmente sur la moyenne avec leur altitude. Divisant le nombre entier des arcs, 156, dont les vitesses angulaires ont été mesurées dans trois numériquement groupes égaux, selon leur altitude, le suivant étaient les résultats en compte rendu d'arc par seconde de groupe de temps (ou degrés par See also:minute de temps). I. II. III. Tout. Altitude moyenne. . . la plus grande vitesse de 10.5° 34.6° 72'3°. . 4,81 15,12 109,09. Vitesse moyenne. . . 0,48 2,42 8,67 3,86 groupes ont contenu les auroras qui ont semblé stationnaires. Les intervalles auxquels les vitesses référées étaient habituellement de de cinq à dix minutes, mais changé considérablement. La vitesse Io9.o9 était beaucoup plus See also:grand observé, prochain être 52,38; tous les deux étaient des observations durant sous la moitié par minute. 19, Dans 1882-1883 la direction du mouvement des arcs était du nord au sud dans 62% des See also:caisses chez janv. Mayen, et dans 58% des caisses au cap Thorsden. Ceci semble la direction plus commune dans l'hémisphère nordique, au moins pour des stations au sud de la zone de la fréquence maximum, mais une prépondérance considérable des mouvements vers le nord a été observée dans la terre de See also:Franz Joseph par l'expédition autrichienne de 1872-1874. Le mouvement apparent des arcs est parfois d'un caractère compliqué. Une extrémité seulement, par exemple, peut sembler se déplacer, comme si See also:tournant autour de l'autre; ou les deux extrémités peuvent se déplacer des directions opposées, comme si l'arc tournaient autour d'un See also:axe See also:vertical par son sommet. ò. Height.See also:If que un arc auroral a représenté une partie individu-lumineuse définie de l'espace de petites dimensions transversales à une taille uniforme au-dessus de la terre, sa taille pourrait être exactement déterminé par des observations faites avec des theodolites aux deux extrémités d'une See also:base mesurée, si la base n'étaient pas trop courte comparée à la taille. Si une base très longue est prise, elle devient de plus en plus mise en doute si les parties de l'espace émettant la lumière auroral aux observateurs aux deux extrémités sont identiques. Il y a également difficulté en s'assurant que les observations seront simultanées, une question importante particulièrement quand la vitesse apparente est considérable. Si la base est courte, des résultats définis peuvent à peine être espérés pour à moins que la taille soit très modérée. Parmi le See also:theodolite le plus connu les déterminations de la taille sont ceux ont fait chez Bossekop en Norvège par l'expédition française de 1838-1839 (16) et l'expédition norvégienne de 1882-1883, et ceux ont fait par dernière année par les Suédois au cap Thorsden et les Danois chez Godthaab. À Bossekop et à cap Thorsden il y avait une proportion considérable de parallaxes négatives ou impossibles. Beaucoup les résultats les plus conformés étaient ceux obtenus chez Godthaab par Paulsen (15). La base était de 5,8 kilomètres (environ 31 See also:milles) longtemps, les extrémités étant dans le même méridien magnétique, des côtés opposés d'un fiord, et des observations ont été confinées à cette simultanéité méridienne et stricte fixé par des signaux. Des tailles ont été calculées seulement quand la See also:parallaxe observée a excédé I°, mais ceci s'est produite dans les trois-quarts des caisses. Le heightsall calculé se rapportant à la plus basse frontière du auroravaried d'o•6 à 67,8 kilomètres (environ 0,4 à m. 42), être moyen environ 20 kilomètres. (M. 12). Des arcs réguliers ont été choisis dans la plupart des cas, mais la plus basse taille obtenue était pour une collection de rayons formant un rideau qui a été situé réellement entre les deux stations. Dans 1885 messieurs See also:Garde et Eherlin ont fait les observations semblables chez Nanortalik près de l'adieu de cap au Groenland, mais en employant une base de seulement 1250 mètres (au sujet du m.). Leurs résultats étaient très semblables à Paulsen. Sur des observations d'une occasion douze, une See also:demi-heure finie se prolongeante, ont été faites sur un arc simple, les tailles calculées changeant d'une mode assez régulière de 1,6 à 12,9 kilomètres (au sujet de I à m. 8). Les distances horizontales calculées de cet arc ont changé entre 5 et 24 kilomètres (environ m. 3 et 15), le mouvement étant parfois vers, parfois loin des observateurs, mais excédant pas apparemment 3 kilomètres (presque 2 m.) par minute. Des tailles des arcs souvent ont été calculées à partir des altitudes apparentes aux stations largement à part en Europe ou Amérique. Les tailles calculées de cette façon pour la face inférieure de l'arc, ont habituellement excédé trop le m.; certains ont été beaucoup au-dessus de cette figure. Aucun des résultats ainsi obtenu ne peut être accepté sans réservation, mais il y a plusieurs raisons de croire que la taille moyenne au Groenland est beaucoup au-dessous de celle dans des latitudes inférieures. Des tailles ont été calculées dans See also:divers moins des manières directes, en observant par exemple l'altitude angulaire du sommet d'un arc et de l'See also:intervalle angulaire entre ses extrémités, et rendre alors certaine prétention de ce type la partie évidente à un observateur peut être traité comme See also:cercle dont le centre se trouve au-dessus du prétendu poteau auroral. La taille moyenne calculée aux stations arctiques, où des observations soigneuses ont été faites, en See also:cela ou des manières analogues, a changé de 58 kilomètres (environ 36 m.) au cap Thorsden (Gyllenskold) à 227 kilomètres (environ 141 m.) chez Bossekop (Bravais). La taille a été également calculée sur l'hypothèse que la lumière auroral a sa source où la pression atmosphérique est semblable à celle à laquelle la plupart de brilliancy est observé quand les décharges électriques passent dans des tubes à vide. Les évaluations sur cette base ont suggéré des tailles de l'ordre du ö le kilomètre (m. environ 31). Il y a, naturellement, beaucoup d'incertitudes, car les conditions de la décharge dans l'atmosphère See also:libre peuvent différer largement de ceux dans des navires de See also:verre. Si les observations de Godthaab peuvent être faites See also:confiance, les décharges auroral doivent souvent se produire au-dessous de quelques milles de la See also:surface de la terre dans des régions arctiques. Dans la confirmation de cette vue la référence peut être faite à un certain nombre d'exemples où observerse.g. Le Général See also:Sabine, See also: Ce qui suit est une See also:analyse des résultats obtenus, montrant que le nombre de fois où les différentes catégories ont été atteintes: Balance de l'intensité moyenne. 1. 2 3. intensité 4. Arcs. . . 27 53 bandes de 13 t I.87. . 46 83 49 22 2,24 rayons. . . 30 t 16 138 28 2,21 la corona 3 14 12 12 2,81 à un ou deux occasions à la lumière auroral de janv. Mayen sont décrits en tant que fabrication du ressembler de pleine lune à un See also:gicleur See also:ordinaire de See also:gaz dans la présence de la lumière électrique, tandis que les rayons pourraient être croisement et plus lumineux vus que le See also:disque de la lune. De tels auroras extrêmement lumineux semblent, cependant, même très rare dans l'Arctique. Il y a une tendance générale pour que les deux bandes et rayons semblent le plus lumineux à leurs parties plus inférieures; les arcs semblent rarement aussi lumineux à leurs sommets que plus près l'horizon. Il n'est pas peu See also:commun pour que des arcs et des bandes regardent comme si les impulsions ou les vagues de la lumière voyageaient le long d'eux; également la direction dans laquelle le See also:voyage de ces impulsions ne semble pas être complètement arbitraire. Les mouvements à l'est étaient deux fois aussi nombreux chez janv. Mayen et trois fois que nombreux chez Traurenberg comme mouvements à l'ouest. Dans certains cas les changements de l'intensité interviennent autour du zénith auroral, simulant l'effet qui serait produit par une rotation cyclonique de matière lumineuse. Dans le cas des pièces rapportées d'See also:isolement l'intensité souvent See also:cire et s'affaiblit comme si un search-light étaient jetés dessus et arrêtés. 22, La couleur ordinaire de Colour.The de l'aurora est See also:blanche, habituellement avec une teinte See also:jaune distincte sous les formes plus lumineuses, mais le See also:blanc argenté quand la lumière est faible. Quand la lumière est intense et changeante rapidement, le rouge n'est pas rarement présent, particulièrement vers le bord inférieur. Dans ces circonstances, le See also:vert est également parfois évident, particulièrement vers le zénith. Ainsi un rayon auroral lumineux peut sembler rouge vers le See also:pied et le vert à son sommet, avec l'intervention jaune. Dans certains cas le vert peut être seulement un effet de contraste. D'autres See also:couleurs, par exemple violette, ont été de temps en temps notées mais sont peu communes. 23. Le spectre de Spectrum.The de l'aurora se compose d'un certain nombre de See also:lignes. Des See also:mesures nombreuses ont été faites des longueurs d'onde du plus lumineux. Une ligne, en vert jaune, est si dominant optiquement aussi souvent être décrit comme ligne auroral. Sa longueur d'onde est probablement très près de 5571 dixième-mètres, et c'est très près de, si pas absolument coïncident avec, une ligne en avant dans le spectre du krypton. Cette ligne est si caractéristique que sa présence ou absence soit le critère habituel pour décider si une lumière atmosphérique est aurora. L'expédition suédoise (17) de 1899-1902, occupée à mesurer un arc du méridien dans Spitsbergen, étaient exceptionnellement bonne fournie spectrographiquement, et réussi à prendre des photographies d'aurora en même temps qu'artificiel lineschiefly du hydrogenwhich a mené aux résultats réclamant l'exactitude exceptionnelle. Dans les spectrogrammes trois auroral raysincluding le principal a mentionné l'abovewere prépondérant. Pour les deux longueurs d'onde plus courtes, parce que dont la mesure il réclame la précision la plus élevée, l'observateur, J. Westman, donne les valeurs 4276,4 et 3913,5. En outre, il assigne des longueurs d'onde pour 156 autres lignes auroral entre les longueurs d'onde 5205 et 3513. La table suivante donne les longueurs d'onde photographiquement du "plus lumineux de ces derniers, maintenant quatre figures significatives au lieu de Westman cinq. 4830 4489 4329 3997 3861 4709 4420 4242 3986 3804 4699 4371 4230 3947 3793 4661 4356 4225 3937 3704 4560 4344 4078 388o 3607 4550 4337 4067 3876 3589 là sont un certain nombre de lignes optiquement lumineuses d'une plus See also:longue longueur d'onde. Pour le principal des ces Angot (1) donne aux longueurs d'onde suivantes (unité 1 µµ ou 1 X E/S 9 mètres):6ó, 578, 566, 535, 523, 500. D'un total de 146 lignes auroral, avec des longueurs d'onde plus long que 3684 dixième-mètres, Westman identifie 82 avec des lignes de l'oxygène ou d'See also:azote au poteau négatif dans des décharges de vide. Parmi les lignes identifiées ainsi sont les deux principales lignes auroral ayant les longueurs d'onde 4276,4 et 3913,5. L'intervalle considéré par Westman contient au moins l'oxygène 300 et l'azote raye, de sorte que la coïncidence approximative avec un certain nombre de lignes auroral ait été presque inévitable, et un nombre appréciable des coïncidences peut être accidentel. E. C. C. Baly (21), se servant des observations en expédition See also:russe dans Spitsbergen en 1899, accepte comme longueurs d'onde des principales lignes auroral de three 5570, 4276 et 3912; et il identifie chacune des trois et dix autres lignes auroral s'étendant entre 5570 et 3707 avec des lignes de krypton mesurées tout See also:seul. En plus de ces derniers, il mentionne très probablement d'autres lignes auroral en tant que lignes de krypton, mais dans leur cas les longueurs d'onde qu'il cite de Paulsen (22) sont données à seulement trois figures significatives, de sorte que l'See also:identification soit plus incertaine. La majorité des lignes de krypton que Baly identifie avec les lignes auroral ont besoin pour leur See also:production un espace de See also:fiole et d'étincelle de See also:Leyde. Si, comme est maintenant généralement cru, l'aurora représente une certaine forme de décharge électrique, il est seulement raisonnable pour supposer que les lignes auroral résultent des gaz atmosphériques. Les conditions, cependant, en ce qui concerne la See also:pression et la température sous lesquelles les décharges hypothétiques ont lieu doivent changer considérablement dans différents auroras, ou même parfois dans différentes parties du même aurora. De plus, des auroras sont souvent possédés du mouvement See also:rapide, de sorte que peut-être les lignes spectrales puissent recevoir de petits déplacements selon le principe de Doppler. Ainsi les différences dans les longueurs d'onde vraisemblablement des mêmes lignes que mesurées par différents observateurs arctiques peuvent être seulement partiellement dues aux conditions d'observation défavorables. Plusieurs des lignes auroral See also:vues dans n'importe quel aurora simple sont excessivement faibles, de sorte que même il soit difficile arranger leurs positions relatives avec la précision élevée. 24 Si les affichages non auroral sont jamais accompagnés d'un bruit caractéristique est une question contestée. Si les vagues saines commencent au siège des affichages auroral qu'elles semblent à peine pour être audibles sur la terre, à moins que l'aurora See also:vienne le calme très bas et grand règne. Il est à l'arctique See also:recherche ainsi l'évidence. Selon capitaine H. P. See also:Dawson (26), responsable de la station polaire britannique au fort Rae en 1882-1883, "les See also:Indiens et les voyageurs de See also:Hudson Bay Company, qui passent souvent leurs nuits dans l'ouvert, dites que ce [ bruit ] n'est pas rare. . . il ne peut y avoir aucun doute que le bruit distinct accompagne de temps en temps certains affichages d'aurora." À l'une occasion quand capitaine Dawson dit il l'a entendu lui-même, "le bruit était comme swishing d'un fouet ou du bruit produit par une See also:rafale pointue de See also:vent dans le calage supérieur d'un bateau, et pendant que l'aurora éclairait et se fanait ainsi a fait le bruit qui l'a accompagné." Si dans ces conditions le bruit était vraiment dû à l'aurora, les derniers, comme capitaine Dawson lui-même remarque, nécessité ont été assez étroits. 25, Habituellement le proche potentiel électrique la terre est positivecompared à la terre et aux augmentations avec la taille (voir l'atmosphère PHE RIC ÉLIRE RICIT Y). Plusieurs observateurs arctiques, cependant, particulièrement Paulsen (18) ont observé une diminution de potentiel positif, ou même un changement au négatif, pour lequel ils ne pourraient suggérer aucune explication excepté la présence d'un aurora lumineux. D'autres observateurs arctiques ont ne trouvent pas n'importe quelle trace de ce phénomène. S'il existe, il est vraisemblablement confiné aux cas quand la décharge auroral vient exceptionnellement bas. 26, Les phénomènes artificiels ressemblant à Aurora.At Sodankyla, la station occupée par l'expédition arctique finlandaise de 1882-1883, Selim Lemstrom et Biese (23) ont décrit et ont donné des schémas des phénomènes optiques qu'ils ont pensés être aurora artificiellement produit. Un certain nombre de points métalliques, soutenus sur des isolateurs, ont été reliés par des fils enfermant plusieurs centaines de mètres carrés sur le dessus d'une See also: En modifiant l'hypothèse quant à la taille et à la densité, des temps sensiblement plus longs ou plus courts que ce qui précède seraient obtenus. Les rayons cathodiques ont habituellement une vitesse environ un dixième qui de la lumière, mais dans des cas exceptionnels il peuvent approcher un tiers de cela de la lumière. Les vagues hertziennes ont la vitesse de la lumière elle-même. Sur la théorie de Birkeland ou de Nordmann, l'See also:impulsion électrique du soleil agit indirectement en créant les rayons cathodiques secondaires dans l'atmosphère de la terre, ou en les ionisant de sorte que des décharges dues aux différences normales du potentiel soient immensément facilitées. L'état ionisé doit être supposé au See also:bout jusqu'à un plus grand ou à moins de degré pour un bon beaucoup d'heures pour expliquer l'aurora étant vu tout au long de toute la nuit. Le fait qu'à la plupart des endroits le matin montre à un affaiblissement marqué de la fréquence et de l'intensité auroral par rapport à la soirée, le minuit précédent maximum par plusieurs heures, est certainement favorable aux théories quelle ionisation de postulat de l'atmosphère par une certaine cause ou autre émanant du soleil. Fort 1883 Rae. . . par Capt.-H. P. Dawson, R.a. (C. L'information et commentaires additionnelsIl n'y a aucun commentaire pourtant pour cet article.
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