S^__CA

mais

. icX8,86 648000

donc

S'C=23 300 . CA, environ.

Ainsi la distance du soleil à la terre dépasse 23 000 fois le rayon terrestre. Nous avons vu que ce rayon était de 6377'^ii, ce qui donne 38 000 000 de lieues environ pour la distance du soleil à la terre. Un train express, marchant à raison de 50 kilomètres par heure, mettrait 347 ans pour atteindre le soleil.

133. Rayon du soleil. — On peut dire que la parallaxe du soleil est Tangle sous lequel un observateur placé dans le soleil verrait le rayon de la terre : c'est donc le demi-diamètre apparent de la terre vu du soleil. D'un au^re côté, nous savons que le demi-diamètre apparent du soleil est en moyenne de 16' 3" ou 963". Or, il est évident que les valeurs réelles des rayons du soleil et de la terre sont proportionnelles à leurs demi-diamètres apparents. Nous aurons donc, en désignant le rayon du soleil par R et celui de la terre par r :

tel est le rapport entre les rayons des deux astres. Si le centre

du soleil coïncidait avec celui de la terre, Torbite de la lune resterait tout entière à Tintérieur du corps du soleil, et il faudrait, pour atteindre sa surface, s'élever encore au-dessus de la lune d'environ 25 diamètres terrestres.

IZk, Rapport du volume du soleil à celui de la terre. — Les surfaces de deux sphères étant proportionnelles aux carrés de leurs rayons et le rapport des volumes étant égal à celui des cubes des rayons, on conclut de ce qui précède que la surface du soleil est égale à 12000 fois environ la surface de la terre et que le volume du soleil est égal à 1 280 000 fois environ le volume de la terre. On peut faire ressortir de la manière suivante la grandeur de ce rapport, car les nombres ne disent rien par eux-mêmes. Un litre de blé renferme 10 000 grains : 13 décalitres renferment donc 1 300 000 grains. Qu'on mette l'un à côté de l'autre un grain de blé et un tas formé par tous les grains contenus dans 13 décalitres, on pourra alors se faire une idée trèsnette de ce qu'est le volume du soleil par rapport à celui de la terre.

* 135. Rapport de la znasse du soleil à celle de la terre. — Tout corps placé en dehors d'un astre et abandonné à lui-même est sollicité vers le centre de l'astre par une force émanant de l'astre appelée pesanteur, en vertu de laquelle il prend un mouvement uniformément varié. L'espace qu'il parcourt ainsi pendant un certain temps, 1 seconde, par exemple, est complètement indépendant de sa masse et de sa nature. Cet espace varie proportionnellement à la masse de l'astre et en raison inve;*se du carré de sa distance au centre de l'astre. Il résulte de ce principe que, pour comparer les masses de deux astres, il suffirait de pouvoir mesurer ou calculer le chemin parcouru en une seconde par deux corps quelconques placés à la même distance des centres des deux asbres *, le rapport de ces chemins donnerait précisément le rapport des masses.

On a calculé que tout corps placé à une distance du centre du soleil égale à 23 300 fois le rayon de la terre parcourt pendant la première seconde, en tombant vers le soleil, une distance de 2™°',9(i5. On sait d ailleurs que tout corps soumis à l'action de la pesanteur, à la surface de la terre, parcourt en une seconde 4°*,90(i4. Si le corps était placé à une distance du centre de la terre 23 300 fois plus grande , le chemin parcouru serait 23330* fois plus petit, soit

23 302 ïvvwuî^.

Le rapport des masses du soleil et de la terre se trouve ainsi exprimé par le nombre

D'autres méthodes plus exactes que celles que nous venons de développer ont conduit au nombre 354 030 adopté aujourd'hui. Ainsi, la masse du soleil est égale à 3ô(i030 fois la masse de la terre.

* 136. Pesanteur à la surface du soleil ; densité moyenne. — Il résulte de ce que nous avons dit plus haut que, si Ton rapporte à Tattraction à la surface de la terre Tattraction à la surface du soleil, cette dernière sera exprimée par le nombre

On en conclut qu'un corps qui pèserait l^s à la surface de la terre pèserait 29^s,9 à la surface du soleil.

On sait que la densité d'un corps est le rapport de sa masse à son volume. Par conséquent, si Ton prend pour unité la densité moyenne de la terre, celle du soleil sera représentée par

La densité moyenne de la terre étant 5,48 par rapport à l'eau, celle du soleil est égale à 1,51.

* 137. Taches du soleil. — Lorsqu'on observe le soleil avec une forte lunette dont l'oculaire est garni d'un verre coloré pour garantir l'œil contre l'éclat et la chaleur des rayons, on reconnaît que les différents points de sa surface présentent en général une lumière d'égale intensité. Cependant on remarque sur le fond certains espaces d'une blancheur éclatante et d'autres au contraire absolument noirs entourés d'une pénombre grisâtre; les premiers ont reçu le nom de facules et les autres celui de [ taches; ordinairement, les facules se rencontrent dans le voisi- i nage des taches.

Les taches apparaissent d'abord à l'observateur à sa gauche sur le bord oriental du soleil et se déplacent successivement sur le disque, dans le sens même du mouvement du soleil sur l'écliptique. La vitesse va en augmentant jusqu'au milieu du disque, 1 pour diminuer ensuite. Quelques taches se déforment d'une manière sensible pendant ce déplacement, disparaissent même tout k coup, tandis que d'autres se présentent subitement en des

m COBUOORAratK llLÉUENTAinE.

poinU dont l'écial était uniforme. Les taches qui atteignent la bord occidental du soleil reparaissent quelquerois, après un intervalle de 271 1/2 environ, et font ainsi plusieurs révolutions avant de se dissiper d'une manière complète. Ajoutons que le disque solaire offre dans certains instants à l'observateur une surface trèS'pure complâtement exempte de taches; dans d'autres, au contraire, le nombre des taches est considérable i on a pu en compter jusqu'fi 80. Dans une période de dix années, de 1840 à 1850, sur 1982 obsenations, on a constaté 372 fois la pureté du disque.

On a cherché à expliquer la présence des taciies sur la surface du soleil en supposant que certains corps venaient s'interposer entre l'astre et 1 observateur Mais, s'il en était ainsi , la vitesse serait la même pour chaque partie de I orbite tracée sur le soleil, tandis que nous savons que la vitesse est maiiuium vers le

pig. ».,

milieu du disque. Il est bien plus rationnel d'admettre que ca taches font partie du soleil et que leur déplacement résulte d'un mouvement de rotation de l'astre autour d'un de ses diamètres. On a constaté, en effet, que toutes les taches décrivent des lignes droites parallèles ou des demi-ellipses très-aplaties dont la convexité est tournée vers la même région, ce qui n'aurait évidemment pas lieu, si elles provenaient de l'interposition de corps étrangers indépendants les uns des autres. D'un autre c6té, les changements de vitesse s'expliquent tr^s-bicn dans la seconda

hypothèse. Si Ton prend, en effet, des portions égales de la trajectoire vers les bords du disque et vers le centre, ces arcs égaux so projettent suivant des lignes très-inégales; comme les arcs sont réellement parcourus pendant le même temps, les vitesses des projections doivent paraître très-différentes et aller en augmentant depuis le bord jusqu'au centre.

Quels doivent être maintenant, dans Thypothèse de la rotation du soleil, les changements de forme d'une tache aux différentes époques des mouvements? Les lois de la perspective les indiquent suffisamment (fig. 80). D'abord ovale au moment de son apparition, la tache devra s'élargir progressivement jusqu'à devenir circulaire au centre du disque, puis les mêmes phénomènes se reproduiront en sens inverse. D'ailleurs, on ne devra apercevoir aucune modification dans le sens de la longueur, ainsi que rindique notre figure. Or, c'est précisément ce qu'un examen attentif a permis de constater.

* 138. Durée de la rotation du soleil. — L*observation des taches a donc conduit à admettre que le soleil avait un mouvement de rotation autour d'un de ses diamètres ; on a reconnu que l'axe de rotation reste constamment parallèle à lui-même et fait un angle de 83^ avec le plan de l'écliptique, de sorte que le plan de l'équateur solaire fait avec le plan de l'écliptique un angle de V. On a pu aussi calculer la durée de la rotation, qui est de 25> Ik^y et voici comment on a pu déduire cette durée de celle de la révolution complète d'une tache. Soient T la terre et s la position du soleil sur l'écliptique. A ce moment une certaine tache a est centrale, c'est-à-dire se projette au centre du disque (fig. 81). Pour qu'elle redevienne centrale, il faut un intervalle de 27' 5; pendant ce temps, le soleil s'est transporté de s en s'. Si nous menons s' a" parallèle à sa , nous trouvons que pj^ ^^

la tache a décrit non pas 360*^, mais

360 -j- a' a". (Gomme il s'agit ici d'un calcul approximatif, nous pouvons admettre que l'axe de rotation est perpendiculaire au plan de l'écliptique.) Supposons, pour un moment, que l'arc a' a" soit connu et appelons x la durée de la rotation du soleil ou le temps nécessaire pour que la tache décrive un arc de 360®, nous aurons évidemment

Mais Tare dd* a la même graduation que Tare ssf \ comme le soleil parcourt les 360 degrés de Técliptique en 365,25 638 jours solaires moyens, il parcourt en 27' 5 un arc égal à

Remplaçant dd' par cette valeur et effectuant les calculs, on trouve : a;=25' Id^, soit 25 jours et demi environ.

139. Oonstitutloii du soleil. — Le soleiVest constitué, comme astre radiant, par une enveloppe douée d'un pouvoir lumineux considérable ; c*est la ^photosphère. Au-dessus d'elle se trouve une couche peu épaisse formée de vapeurs métalliques plus légères que celles de la photosphère ; puis vient une autre couche, dont la température est encore très-élevée, où domine rhydrogène, avec de fréquentes injections de vapeurs de magnésium ; on a donné à cette couche le nom de chromosphère. Il existe enfin une atmosphère extérieure,beaucoup moins chaude et très-raréfiée, mais fort tourmentée «t rarement en équilibre ; M. Janssen lui a donné le nom ^^(Umosfphère coronate.

Grâce à Vanalyse spectrale* j on est arrivé à pouvoir affirmer aujourd'hui la présence dans Tatmosphère du soleil, et par conséquent dans le corps même de Tastre, du cuivre, du zinc, du nickel, du chrome, du magnésiu7n, du sodium et de Yhydrogène. Il est probable qu*il y a aussi du cobalt, mais on n'a trouvé ni or, ni argent^ ni platine^

1^0. Lumière Bodiaoale. — La lumière zodiacale est une lueur très-faible qu'on aperçoit généralement dans nos climats en mars et en avril, à l'ouest, après le crépuscule du soir, ou le matin, à l'est, avant l'aurore, pendant les mois de septembre et d'octobre. Cette lueur forme au-dessus de l'horizon une sorte de triangle scalène dont la base occupe environ 20® de la voûte céleste et dont le sommet s'élève parfois jusqu'à une hauteur de 50®. Il est probable que cette lueur sr^ prolonge au-dessous de Thorizon, de manière à former dans son ensemble une vaste lentille très-aplatie dont le soleil occuperait le centre et inclinée sur l'horizon, ainsi que l'indique la figure. Certains astronomes avaient pensé que la direction de la lumière zodiacale coïncidait avec celle de l'équateur solaire; on admet aujourd'hui qu'elle se confond, à 1® ou 2® près, avec le plan de l'écliptique. C'est parce que cette lueur est pour ainsi dire couchée sur le zodiaque qu'on l'appelle lumière zodiacale. Elle est visible toute l'année dans les régions équatoriales (fig. 82).

' Voir la Phytiqu» de MM. PriTai-DMchaoêl et Pichot Paris, Haclieltê.

plusieurs hypothftses ont été émises pour expliquer ce singulier phénomène, mais aucune n'est satisraisante. On doit peut-

être l'attribuer à la présence d'un anneau nébuleux aplati qui entourerait le soleil à une certaine distance.