ÉTUDE DU SOLEIL CONSIDÉRÉ EN LUI-MÊME

i* Leur déformation apparente est, en effet, le fait de la perspective.

S* Leur vitesse minimum au bord, maximum au centre, est bien ce qui doit arriver pour un observateur considérant un mobile tournant autour d'une sphère éloignée de lui,

3* Et leur retour périodique de quatorze jours en quatorze jours indique qu'une tache met 27 à 28 jours à faire le tour de Tastre; nous devons alorsy en effet, la voir pendant \k jours^ et elle doit être cachée pendant les 14 jours suivants.

194. Rotation du Soleil. — Ce mouvement de ix)tation des taches du Soleil peut parfaitement s'expliquer en admettant que ces taches font partie de la masse solaire et que cette masse est douée d'un mouvement de rotation sur elle-même, autour d'un axe peu différent d*une perpendiculaire au plan de Vécliptique,

Le mouvement des facuies surtout vient confirmer cette explication en détruisant l'hypothèse qui consistait à considérer les taches noires comme des disques opaques minces tournant uniformément autour du Soleil, à peu de distance de sa surface et de manière à rester toujours perpendiculaires à la ligne menée du centre au disque opaque.

Donc, nous admettrons comme suffisamment démontré que le Soleil est doué^ comme la TV/re, d'un mouvement de rotation d'occident en orient.

Durée de la rotation réelle du Soleil. — Le temps qui s'écoule entre deux passages consécutifs d'une tache sur le centre du disque du Soleil, est d'environ 27^'*",5.

Ce temps, eu égard au mouvement de translation de la Terre autour du Soleil, n'est pas réellement le temps de révolution de cet astre sur son axe.

Soient, en effet, S (fig. 100)^ le centre du Soleil, Ctf la circonférence qui

représente son disque, ABD l'arc elliptique que la Terre décrit autour du Soleil dans le sens de la flèche (F); d'après ce que nous venons de voir, la rotation du Soleil se fait dans le même sens, ainsi que l'indique la flèche (f).

Un certain jour la Terre étant en T, on a vu une tache sur le centre du Soleil; elle était donc en f sur la ligne ST.

27 jours 1/2 environ après, la

Terre étant en T, la tache se voit au

centre du Soleil en t sur la ligne ST; donc, la tache a parcouru 360*+//'.

Pour parcourir 360* la Terre met ce que nous avons appelé l'année si-

ASTRONOMIE. i8

234 ASTRONOMIE. — GÉOMÉTRIE CÉLISTE.

dérale, c'est-à-dire 365i°»»y-,25637; donc, en 27io"",5, en supposant le mouvement uniforme, elle parcourra un nombre de degrés représenté par

Le temps de rotation du Soleil est donc donné par la relation

a: 360* 27,5 " 360 + rf'

Ou remplaçant tf par sa valeur et divisant par 360, on a

En effectuant les calculs, on trouve

Les résultats obtenus par divers observateurs sont un peu différents les uns des autres, parce que les taches se déforment, que chaque observateur n'a pas visé au même point, et que les taches ont un petit déplacement propre, ainsi que Ta indiqué M. Laugier.

De l'observation de 29 taches distinctes faites par cet astronome, il a conclu que le temps de rotation du Soleil doit être de

En évaluant l'arc de grand cercle solaire qui séparait deux taches à deux intervalles assez rapprochés, il a trouvé que la vitesse relative d'une tache était de m mètres par seconde.

De Véquateur solaire, — Le plan passant par le centre du Soleil et perpendiculaire à l'axe autour duquel l'astre fait sa révolution, s'appelle éqwir leur solairCé

M. Laugier a trouvé que Téquateur solaire était, en 1840, incliné d'environ 7* sur récliptique, et que la longitude de son ntsud était égale à 75*.

Le résultat obtenu par M. Laugier a été confiripé par celui que vient de publier M. Carrington et qui a été déduit, par cet astronome, de Tobservation des taches solaires effectuées par lui de 1853 à 1861. M. Carrington a trouvé qu'en 1854 l'inclinaison de Véquateur solaire sur Vécliptique était de 7"17',3 et que la longitude de son nœud était égale à 73*28'.

Il a aussi déduit de son travail que les points de la surface du Soleil ont à l'équateur un mouvement angulaire plus rapide qu'au pôle.

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n a formé le tableau suivant qui donne le mouvement angulaire des points de la surface du Soleil par différentes latitudes solaires.

Latitoda Nord. Mourtment ingnlaire. Latitiide Sad. HouTraieiit ingnlaire.