PLANCHE IV
Tache solaire du 22 juin 1885 (J. Janssen). (Cliché de
avec des vitesses pouvant atteindre 40 km./sec., mais changent si vite de forme qu'à 2 minutes d'intervalle, il n’est plus possible de les suivre. Il semble que ce soient Les extrémités de longs filaments pénétrant à l’intérieur du Soleil.
L'étude photographique de ces formations a été faite en détail par À. Hansky (1) en 1906, puis par le P. S. Chevalier (2) en 1908. Elle a permis d'élucider un phénomène qui avait beaucoup intrigué les auteurs des premiers clichés du Soleil et notamment Janssen. Quand on photographie la surface, on aperçoit souvent, recouvrant tout le système des grains de riz, un entrecroisement de trainées moins nettes que le reste, sorte de vague lacis à mailles très larges : c'est le « réseau photosphérique ». Janssen l’a cru un moment d’origine solaire : il n’y a là qu'un effet des agitations de notre atmosphère et surtout de l’échauffement de l'air dans le tube
de la lunette.
L'éclat de la photosphère va en décroissant régulièrement du centre au bord. Cette circonstance, très reconnaissable sur toutes les photographies du Soleil, l’est aussi sur celles de beaucoup de planètes : elle tient à l'absorption (3) de l'atmosphère de l'astre et rend d’ailleurs assez difficile l'exécution de clichés également nets partout du disque entier.
4. Tacaes Er Facuces (4). — Les Taches constituent le caractère le plus frappant de la surface solaire. Soupçonnées dans l'antiquité, décrites par les Chinois dès 1322 et découvertes en Occident au début du xvn° siècle par Galilée lors de l'invention des lunettes, elles se présentent à nous sous des aspects très variés, mais avec certains traits toujours les mèmes (PL. IV et. V).
(1) Bulletin de la Société Astronomique de France, t. 20, 1906 p- 178.
(2) Astrophysical Journal, t. XXVIT, 1908, p. 42.
(3) Absorption par diffusion el non absorplion sélective (Voir plus loin p. 211).
(4) On consultera pour tout ceci les ouvrages suivants : A. Seccmi, Le Soleil, 1877 (Paris, Gauthier-Villars); CG. A. YouxG, Le Soleil, traduction française, 1883 (Paris, Germer-Baillière).
On distingue dans chaque tache deux régions : 1° à la périphérie, la pénombre qui, sur la photosphère brillante, apparaît plus sombre et déchiquelée, avec une structure fibreuse jusqu'à son contour intérieur ; 2° au centre, le noyau ou l'ombre qui, par contraste, semble d’un noir profond et dont les bords sont aussi très déchiquetés. — Les taches sont en général environnées de parties plus brillantes que la surface, plus ou moins veinées etauxquelles on donne le nom de Facules.
Les taches semblent tourner autour du Soleil ; nous verrons que c'est la rotation de l’astre entier qui se manifeste ainsi. Elles apparaissent au bord oriental, restent environ 13 jours visibles (1) et disparaissent au bord occidental pour reparaitre le plus souvent du côté est 13 jours après. Les facules accompagnent /oujours les taches ; mais elles ne sont d'ordinaire pas visibles au centre : on ne les voit bien que près du bord, sans doute à cause du moindre éclat de la photosphère au bord. La question de savoir si leur apparition précède ou suit celle des taches a été très discutée : l’opinion de Secchi l'a enfin emporté sur celle de Lockyer et M. Ph. Fox (2) a montré, au moyen du spectrohéliographe, que les facules sont en général les premières à se montrer.
La durée moyenne de visibilité d’une tache est d'environ 2 ou 3 mois; certaines ne subsistent que quelques jours ; mais on en a vu durer plus d’un an : en 1840-41 une tache est restée visible 18 mois. |
Leurs dimensions, très variables, oscillent, pour l'ombre, de 800 à 80.000 kilomètres de diamètre ; la pénombre peut atteindre 200.000 kilomètres ; c’est à partir de 40.000 kilomètres (soit 3 fois le diamètre de la Terre) qu'une tache commence à être visible à l’œil nu, au lever ou au coucher du Soleil bien entendu. Bien qu'il puisse y avoir, on le voit, de très grandes taches, la surface totale de toutes celles observables à la fois n’est jamais considérable : elle ne dépasse pas le 500° de la surface du disque.
(4) C’est la durée qui correspond à la demi-période synodique moyenne de la rotation solaire.
(2) Astrophysical Journal, t. XXVIII, 1908, p. 117.
La forme des taches solaires est capricieuse : si l’on en voit
fréquemment d’à peu près circulaires, elles sont plus généralement fort irrégulières et souvent (dans 60 0/0 des cas) multiples : un groupe de taches occupe toute une région, une tache principale s’entourant de plusieurs petites (PI. IV). L'aspect des filaments de la pénombre révèle parfois des mouvements tourbillonnaires, mais bien moins qu'on n'a coutume de le dire (1) — dans 2 ou 3 0/0 des cas peut-être, d’après Carrington et Secchi.
Les taches apparaissent progressivement : on aperçoit sur la surface un tout petit point noir entre les grains de riz ; le point noir va en augmentant et la pénombre ne vient qu’ensuite (2). Les mesures précises prouvent que l’ombre des taches n’est pas aussi noire qu'on le croirait : sa couleur est plutôt pourpre foncé, comme le passage de Mercure de 1878 l'a montré par comparaison. Quant à l'intensité de la lumière du noyau, elle est de l’ordre du 1/10° de la lumière photosphérique, donc supérieure à celle de la lumière de Drummond et comparable à celle d'un puissant arc électrique. La chaleur rayonnée est plus forte en proportion : S. P. Langley (3) l’a évaluée pour l'ombre à la moitié, pour la pénombre aux deux tiers du rayonnement ‘photosphérique : tels sont du moins les résultats des observations faites au bolomètre.
5. MOUvEMENTS OBSERVÉS DANS LES TACHES. — L'aspect des taches change constamment, parfois d’une heure à l’autre. Elles se partagent même fréquemment en deux ou plusieurs plus petites : il se forme alors, au milieu, des sortes de ponts
(1) Faye, ayant proposé autrefois une théorie cyclonique des taches, longtemps fort accréditée (voir p. 200), a beaucoup contribué à entretenir cette opinion que les faits ne justifient guère.
(2) Ge point noir est précédé, avant même que la tache soit visible, de l'apparition du champ magnétique qui accompagne toujours les taches
(3) Monthly Notices, t. XXXVII, 1876, p. 5. — W.E. Wicsox (The Observatory, t. XVI, 1893, p. 320) et M. E. B. Frost (Aséronomische Nachrichten, t. 130, 1892, no 3105, p. 129) ont repris ces observations : ils ont trouvé des résultats assez différents, mais du même ordre.
lumineux (PI. V) que les filaments de la pénombre avoisinante et la matière photosphérique semblent jeter sur le noyau. En pareil cas, les deux parties de la tache ainsi segmentée s'éloignent en général bientôt l’un de l’autre : avec des vitesses de l’ordre de 100 ou 150 mètres par seconde. On constate aussi ce fait très frappant, que les taches qui sont le siège d’une transformation sautent d'ordinaire en avant, dans le sens de la rotation solaire.
Parfois un voile rose semble s'étendre sur l’ombre. Parfois encore des points brillants ou des éruptions y surgissent tout à coup. Un phénomène de cette nature, extrêmement remarquable, fut observé, indépendamment, par les deux astronomes anglais Carrington et Hodgson, le 1° septembre 1859. Deux objets brillants allongés, de 12.000 à 13.000 kilomètres de long et de 3.500 kilomètres de large environ chacun, séparés par 20.000 kilomètres, apparurent subitement au bord d'une grande tache, en se déplacant vers l'est durant 5 minutes, avec une vitesse de 200 km./sec. pour disparaitre ensuite complètement : ils étaient 5 ou 6 fois plus brillants que la photosphère (1). Cet exemple, dont nous reparlerons, est célèbre ; mais on en cite d'analogues.
G. LES TACHES ET LES FACULES SONT-ELLES EN CREUX OU EN RELIEF ? — Une observation faite pour la première fois en 1769 par A. Wilson etrenouvelée souvent depuis semble montrer que
à het les taches sont des dépressions. Quand une tache est au centre du disque, les
contours du noyau et de la pénombre
apparaissent sensiblement concentriques ; quand la même tache est vue au bord du disque, le noyau et la pénombre sont légèrement décentrés, comme si elle avait la forme d'un entonnoir (fig. 39) dont on peut évaluer grossièrement la pro-
Fig. 39.
(1) Monthly Notices, t. XX, AS60, pp. 43 et 15. L'apparition du phénomène fut accompagnée d'un mouvement brusque de l’aiguille aimantée: lrois jours avant et trois jours après, tout un cortège d'orages magnétiques et d'aurores boréales fut signalé dans le monde entier (v. p. 266).
PLANCHE V
Tache solaire avec pont lumineux de juillet 1 (Cliché de l'Observatoire Yerkes).
fondeur : on trouve parfois des chiffres de l’ordre de 3.000 kilomètres, quoique le plus souvent inférieurs à 750 kilomètres.
Des doutes s'élevèrent dans la suite sur la constance de ces apparences. Warren de la Rue (1} examina au stéréoscope des taches photographiées à 26 minutes d'intervalle : sur 694 taches, 78 0/0 parurent en creux et 22 0/0 de niveau avec la photosphère. Les statistiques de Balfour Stewart et de Benjamin Læwy ont abouti à des conclusions semblables et aussi celle plus récente du P. Chevalier (2) qui a trouvé 88 0/0 de taches en creux. Pourtant M. G. E. Hale (3) a estimé plus probable la possibilité de dépressions au milieu de saillies et il faut mentionner les études stéréoscopiques dé E. Stephani (4) (1907) qui ont paru révéler que, dans un même groupe, il pouvait y avoir des taches en relief et d'autres.en creux. Mais le stéréoscope est un instrument un peu subjectif, partant sujet à caution et, bien que la question ne soit pas encore entièrement élucidée, il y a de grandes chances pour que l'observation de Wilson soit exacte dans la majorité des cas.
Quant aux facules, l'incertitude est à leur égard moins grande et les spécialistes s'accordent en général à les regarder comme des saillies caractérisées de la photosphère.
7. RÉPARTITION DES TACHES SUR LA SURFACE. — Les taches du Soleil n'apparaissent pas également à toutes les latitudes : rares à l’équateur, très rares passé 45°, on n'en observe pour ainsi dire jamais au delà de 50° : celle, petite d’ailleurs, photographiée au Cap le 26 décembre 1915 à la latitude — 59°,6, peut être regardée comme tout à fait exceptionnelle (5). Les taches semblent en somme confinées dans deux
(1) Researches in Solar Physics, part. 1, p. 29. — Et : Report of the British Association for the Advancement of Science, t. 1, 1859, p. 152.
(2) Annales de l'Observatoire de Z6-Se, t. XI, 1916, B. 10.
(3) Astrophysical Journal, t. VI, 1897, p. 366.
(4) Verhandlungen der Gesellschaft der Naturforscher und Aertste, 1906, Il,, p. 36 et 1907 Il, p. 13.
(5) Bien qu'on en ait noté d’encore plus peliles à — 639 — 650 et — 729 (Monthly Notices, 1. LXXVII, 4916, p. 621).
zones privilégiées appelées « zones royales », de latitude moyenne approximative égale à + 15°. C'est. ce dont on s'assure aisément sur les courbes ci-contre (fig. 40) qui représentent les nombres de taches observés, par latitudes, d’après les statistiques de Carrington (1) (1.386 taches de 1853 à 1861) et de Spôrer (2) (1.053 taches de 1861 à 1867). On voit que les deux séries d'observations concordent dans l’ensemble : il y a cependant des divergences de détail très marquées, notamment dans l'hémisphère austral où une forte anomalie des résultats de Carrington ne se retrouve pas dans ceux de Spôrer. — L’hémisphère austral était consi-
Fig. 40, — Répartition des taches solaires en latitude.
déré autrefois comme plus actif : les recherches plus modernes ont montré qu'il n’y avait là qu'une prépondérance accidentelle.
Mrs. Maunder (3) a attiré en 1907 l'attention sur un point assez énigmatique. Les observations de Greenwich de 1889 à 1901 révélaient, en ce qui concerne la fréquence des taches, une prédominance de l'hémisphère solaire oriental sur l'hémisphère occidental. Ceci semblait suggérer une influence des positions respectives de la Terre et du Soleil, influence
(4) R. C. CarrivGron, Observations of Spots on the Sun (1853-61) at Redhill (Londres, 1863).
(2) G. Spôrer, Beobachtungen der Sonnenflecken zu Anclam (Leipzig, 1874) et aussi : Publikationen des Astrophysikalichen Observatoriums su Potsdam, i. X, 1895.
(3) Monthly Notices, t. LXVIT, 1907, p. 451.
tout à fait invraisemblable vu la distance des deux astres M. Th. Epstein (1) et Le P. Chevalier ont, indépendamment, “examiné les statistiques avec Le plus grand soin et tous deux en ont conclu que le fait signalé n'avait probablement pas de réalité objective : les observations du P. Chevalier (2) à Zô-Sè (Chine) ne montrent en particulier aucune dissymétrie.
8. Lot DE LA ROTATION SOLAIRE. — L'étude assidue des taches met en évidence cette circonstance curieuse que la rotation solaire qu'elles décèlent ne s'effectue pas avec la même vitesse angulaire à toutes Les latitudes : Les taches des hautes latitudes mettent plus longtemps à faire un tour complet. Ainsi le Soleil ne tourne pas comme un corps solide ; mais les régions équatoriales possèdent, par rapport à l'ensemble, une accélération marquée. C’est la loi découverte par Carrington (3) : on a souvent cherché (4) à la représenter par des formules empiriques dont la plus connue est celle de Faye (5). En appelant £ le moyen mouvement diurne des taches de latitude +, cette formule s'écrit :
€ — 14022! — 3°6’ sin? ©
Les facules suivent une loi analogue ; seulement on en trouve à toutes Les latitudes. La formule précédente leur est également applicable.
L'étude des taches permet de déterminer l'axe de rotation du Soleil. Carrington avait trouvé autrefois, pour l'inclinaison de cet axe sur l’écliptique de 1869, 7°15/ et pour la longitude du nœud ascendant du plan de l'équateur solaire, 73°57. M. Th. Epstein (6) a repris ces mesures en 1917 et à obtenu, pour le premier nombre, 7°16',3 et pour le second,
(4) Mitteilungen der Vereinigung v. Freunden d. Astronomie, t. XXIV, 1914, p. 42.
(2) Annales de l'Observatoire de Zô-Sè, t. XI, 1946.
(3) Loc. cit., p. 221.
(4) Srôrer, Zôzcner, Tisseranp entre autres. Nous n’insistons pas : ces formules n’ont qu’une précision très limilée.
(®) Comptes Rendus, 1. 60, 1865, p. 147.
(6) Astronomische Nachrichten, t. 204, 1917, n° 4892, p. 351.
73°59/,2 (équinoxe 1901,0). La Terre passe aux nœuds de l'équateur solaire vers le 4 juin et le 6 décembre, qui sont les dates où la longitude géocentrique du Soleil est, à 1800 près, égale à 74° environ : Les taches paraissentalors décrire sur le disque des segments de droite.
Tous ces chiffres présentent un peu d'incertitude en raison de ce que les taches ne sont pas fixes sur la surface solaire, mais animées des mouvements irréguliers dont nous avons déjà parlé. En longitude, ces mouvements consistent surtout en accélérations et en sauts brusques ex avant (1), principalement lors des segmentations En latitude, 1l semble y avoir chez les taches de forte latitude (=> 20°) une tendance à aller vers les pôles ; celles de latitude moyenne (de 10 à 20° environ) tendent au contraire à se rapprocher de l'équateur. Les vitesses de ces déplacements, très capricieux d’ailleurs, sont de l’ordre de 50 ou 100 m./sec.
9. Méruope spEcrRoscoPiQuE. — L'observation directe ne nous permet guère de bien étudier la rotation solaire que dans les zones où 1l y à des taches : le spectroscope nous en fournit le moyen (2) à toutes les latitudes. En pointant successivement un point du bord est et du bord ouest, puis en prenant côte à côte, sur la même plaque, deux photographies du spectre, on constate, en vertu du principe de Doppler-Fizeau, un décalage des raics qui se correspondent : ce décalage permet d'évaluer, en kilomètres par seconde, la vitesse de rotation à la latitude considérée, et cela tout à fait indépendamment de ce que nous apprendraient les taches. On en déduit la période de rotation relative à chaque latitude.
Cette méthode, appliquée par N. C. Dunér (3) à Lund dès 1887, a été reprise depuis par de nombreux savants, notamment par M. W.S$. Adams (4) au Mont Wilson en 1907-1911 et
(1) Seccur, Le Soleil (déjà cité), t. I, pp. 98 et 141.
(2) Pour tout ce paragraphe, se reporter : 4° Partie, Chapitre V, $ 4.
(3) Recherches sur la Rotation du Soleil. Mémoire présenté en 1891 à la Société Royale des Sciences d'Upsal, repris en 1906 (Nova Acta Regiæ Societatis Scientiarum Upsaliensis, série IV, vol. I, 4906, n° 6).
(4) Astrophysical Journal, t. XXNI, 1907, p. 203; t. XXIX, 1909, p. 110 et Carnegie Institution of Washington, Publ. n°0 138, 1941.
CS ENT 7. « + id d ue La : i .
par M. J. B. Hubrecht (1) à Cambridge en 1915. Elle permet
d'aller jusqu'à 80° de latitude et donne des résultats voisins
de ceux obtenus directement. Voici, à titre d’information, un
tableau résumant l’ensemble des observations visuelles et
spectroscopiques (les nombres inscrits représentent en jours les périodes sidérales de rotation) :
Latitude Flocculi du Ca Facules Taches Méth. spectrosce.
(Voir p. 469) .. (couche reny).
0° 24,9 24,8 25,0 25,2 D] 24,9 24,8 25,1 25,2 10 25,0 24,9 " 952 25,4 15 25,1 25,1 25,0 25,6 20 25,3 25,3 25,6 26,0 25 25,6 25,6 26,4 26,4 30 v. 1 # RE 25,9 26,3 26,9 3 26,2 26,3 26,8 27,5 40 26,6 26,7 27,2 28,2 50 1,29 7 60 31,3 70 32,7 80 33,1
On voit que la loi de Carrington reste valable au delà de la région des taches. Les diverses raies spectrales ne donnent, il est vrai, pas toutes les mêmes vitesses, ce qui peut s “expliquer par É hauteur différente des couches où elles prennent naissance. Mais les résultats de ces dernières années manifestent souvent-un accord des plus remarquables : c’est ainsi que les mesures du Mont Wilson en 1906,4; 1907,0 ; 1908,5, parfaitement concordantes entre elles, coïncident en outre, à 1 0/0 près, pour toutes les latitudes, avec celles faites vers le mème temps à Edinburgh par M. J. Halm (2). Deux points surtout méritent, dans ces recherches, d’être
(1) Annals of the Solar Physics Observatory of Cambridge(England), vol. IE, part. I, 1915 (Cambridge University Press).
(2) Monthly Notices, t. LXXXI, 1922, p. 4179. — Voir aussi :S. A. Mir- CELL, Eclipses of pese. 1933, p. 258 (New-York, ne Driversts Press).
Cours d'Astronomie. — APRES 9
signalés (1). L'Hydrogène présente, par rapport à la couche renversante, un retard de 0,11 km. par seconde, pour une . vitesse équatoriale de l'ordre de 2 km./sec.. retard dû sans doute à la grande extension de ce gaz au-dessus de la photosphère. [l semble bien, de plus, que le Soleil tourne plus vite aux époques où les taches sont nombreuses que les années où elles sontrares : l'écart est faible (0,05 km. par seconde) ; mais, tout en appelant de nouvelles observations (2), il est assez net pour rendre peu probable une série d'erreurs systématiques.
De ce qui précède, 1l résulte en tout cas que la façon dont s'effectue la rotation solaire exclut, à elle seule, l'idée d'un corps solide : nous verrons d’ailleurs bientôt que le Soleil est, pour d'autres raisons, très vraisemblablement gazeux (3).
10: La PÉRIODE UNDÉCENNALE DES TACHES. — Les taches solaires ne sont pas toujours également fréquentes; certaines époques sont plus favorisées que d’autres et le eycle se reproduit à peu près tous les 11 ans. Telle est la découverte capitale qui, vaguement soupronnée au xvi° siècle, vint récompenser en 1843 la patience d'un amateur allemand, Schwabe (%). Elle fut du reste bientôt confirmée par Carrington.
Cette statistique est assez difficile à faire convenablement. Toutes les taches ne sauraient y être traitées sur le même pied. On représente d'ordinaire leur degré de fréquence au moyen des « nombres relatifs de Wolf », du nom de l’astronome de Zürich qui a continué les dénombrements de Schwabe, La formation de ces nombres est passablement arbitraire ; mais leur emploi donne d'excellents résultats. On les définit par la formule :
où r est Ile «nombre relatif », g le nombre de groupes de
(1) H. F. Newazz, Monthly Notices, t. LXXXII, 1924, p. 101. Et aussi : Hazm et Mireneur, loc. cit. :
(2) I faudrait voir, notamment, si le phénomène persiste durant les cycles solaires suivants (Voir plus loin $ 40).
(3) Voir p. 140.
(4) Annalen der Physik, t. LXXXIV, 4851, p. 580.
taches ct des taches isolées qui apparaissent chaque mois, f le nombre total des taches de ces groupes et K un coefficient destiné à tenir compte de ce qu'on voit naturellement plus de taches avec un grand instrument qu'avec un petit : K, pris égal à 1 pour une lunette de 3 pouces, est, pour les autres, inversement proportionnel au diamètre de l'objectif employé (1).
On arrive de cette manière, mois par mois, à la courbe de la page 264 (fig. 82) : la netteté du phénomène y ressort clairement. La période est, on Le voit, irrégulière : 11, 12 années en moyenne ; mais elle peut varier de 2 ans. Les études historiques et critiques de R. Wolf {2) ont permis de prolonger la loi, avec moins de certitude bien entendu, durant les époques antérieures aux premiers relevés de Schwahe (1826).
La courbe undécennale n’est pas symétrique : la croissance est plus rapide que la décroissance (3). Il s'écoule en moyenne 4 ans 1/2 du minimum au maximum et 6,6 du maximum au minimum suivant.
IL est extrêmement remarquable que la même période se retrouve à peu près dans toutes les vicissitudes (4) solaires, dans ia fréquence des facules ainsi que des protubérances, dans les formes et Le spectre de la Couronne. Elle se retrouve également, ce qui est plus étonnant encore, dans les variations, aussi bien régulières que brusques et inopinées, du Magnétisme Terrestre. La fréquence et l'extension des Auro-. res Boréales obéissent encore à la même loi. Enfin d'autres phénomènes paraissent aussi s'y conformer : les fluctuations d'éclat de la Comète d'Encke, les changements de couleur de Jupiter, etc.
(1) Warren pe La Rue et Bacrour Srewarr ont montré que les nombres de Wolf élaient sensiblement proportionnels à l'aire totale de la surface lachée.
(2) Miltheilungen über die Sonnenflecken, Vierteljahrsschrift der Naturforschenden Gesellschaft in Zürich, passim. Voir aussi: Memoirs
of the Royal Astronomical Society, t. XLIIL, 1877, p. 199. (3) On rapproche parfois ceci de l’allure des courbes photométriques des éloiles variables du type de d Cephei (v. p. 595). Seulement pour ces éloiles le phénomène est inverse : les taches doivent logiquement diminuer l'éclat du Soleil et non l’augmenter (voir pourtant p. 227).
(4) Se reporter à l’Index placé à la fin du volume.
On s’est souvent demandé s'il en est de même des températures terrestres : l’opinion générale est qu'il fait plus chaud les années où les taches sont nombreuses. Il semble bien que le contraire soit vrai. Il ne peut s’agir ici, évidemment que de la température moyenne du Globe, puisque d’un pays à l’autre, pour une année donnée, les conditions varient beaucoup : or les recherches de divers savants s’accordent à montrer qu'aux époques de maxima des taches (1) la température moyenne est plus basse que lors des minima, de quelques dixièmes de degré (0°,7 environ). Assurément l'écart est faible : son signe ne paraît pourtant pas douteux (2).
Bien d’autres phénomènes terrestres ont été rapprochés des taches solaires : les tremblements de terre, Les crues du Nil, les pluies, l’abondance des récoltes, etc. : de telles connexions ne sont pas impossibles sinon toujours vraisemblables ; autre chose est de les prouver.
11. Lor pe Spôrer. — La répartition des taches sur la surface solaire estliée à la période undécennale d’une façon singulière, découverte par G. Spôter (3) vers 1867 et encore inexpliquée. Quand les taches deviennent rares, elles semblent se confiner de plus en plus dans les régions équatoriales et un peu avant le minimum il n’y en à plus que là. Lorsqu’ensuite un nouveau cycle commence, les taches redeviennent nombreuses, mais c'est dans les hautes latitudes qu'elles reparaissent d'abord et, à mesure que les années s’écoulent, elles descendent de plus en plus bas vers l’équateur. — Il y à ainsi une discontinuité très nette entre les taches d'un cycle et celles du suivant.
La manière la plus frappante de représenter les choses
(4) Où la « constante solaire » est cependant plus forte (v. p. 227). — Mais d’autres facteurs (nébulosité, etc.) interviennent aussi.
(2) Voir par exemple : KôrPpen, Zeitschrift fur Meteorologie (Vienne), t. VIII, 1873 ; Cu. Norpmanx, Thèse, Paris, 1905; AsBor et Fowzr, Annals of the Astrophysical Observatory of the Smithsonian Institution, 1. I, 1908, p. 99; Mrrcnezz, Æclipses of the Sun (déjà cité), p. 128. — Et aussi: GC. G Agsor, The Earth and the Stars, Londres, 1926, Chapman et Hall, p.113.
(3) Astronomische Nachrichten, t. 96, 1880, n0 2302, p. 343.
est la figure suivante (fig. 41), due à M. E. W. Maunder (1). On y a reproduit en abscisses les années, en ordonnées les latitudes solaires et chaque tache y a été figurée par un petit trait vertical correspondant à sa superficie. L'importance de la loi de Spürer saute aux veux. Selon toute probabilité, son interprétation exacte nous en apprendrait long sur la véritable origine des taches solaires...
12. TENTATIVES POUR ÉLUCIDER. LES CIRCONSTANCES DE PRODUCTION DES TACHES. — On s'est parfois demandé si les taches ont tendance à se reproduire aux mêmes endroits du Soleil. La question ainsi posée demande à être précisée. Qu’appelle-t-on « le même endroit » puisque sur le Soleil rien n’est fixe? Le seul moyen de définir un emplacement consiste à profiter de ce qu on connaît approximativement, pour lesdiverses latitudes, la période de rotation ; on repère alors une tache et on voit s'il s’en reproduit plus tard une autre à l'endroit noté, dont on a calculé d'avance les époques de retour au méridien de la première observation. — Si certaines régions du Soleil étaient effectivement privilégiées, on pourrait songer pour les taches à une cause intérieure à l’astre (2), plus ou moins analogue à celles de nos volcans.
Des recherches ont été entreprises dans cette voie par Kr. Birkeland (3) en 1900 et par M. E. W. Maunder en 1922 (4). Des diagrammes figuraient en projection Mercator la surface du Soleil et les différentes taches observées y étaient marquées. Les résultats, bien que diversement interprétés, ont été, il faut le dire, passablement décourageants : quand on tient compte des incertitudes inhérentes à un pareil travail, on ne constate rien qui ressemble à une tendance quelconque ; les taches paraissent se reproduire au hasard, sans préférence aucune pour les endroits qui en ont vu naître auparavant.
(1) Monthly Notices, t. LXIV, 1904, p. 747 et t. LXXXII, 1922, p. 534.
(2) Cause qui, ne l’oublions pas, resterait à préciser.
(3) Rapports présentés au Congrès de Physique de 1900, t. IH, p. 471 (Paris, Gauthier-Villars).
(4) Monthly Notices, t. LXXXIT, 1922, p. 540.
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On à cherché aussi si les planètes avaient une influence. Warren de la Rue, Balfour Stewart et B. Lœæwy (1) puis Sir A. Schuster (2), M. F: Stratton (3) et d’autres encore ont étudié cette possibilité en notant les conjonctions planétaires. Là encore, aucune conclusion nette n'a pu être obtenue. D'ailleurs on ne peut songer à des effets de marées : les planètes les plus en mesure d’agir sont Jupiter et Vénus ; les marées qu’elles provoqueraient sur le Soleil seraient quelque chose comme 1400 fois moindres que celles que le Soleil occasionne sur la Terre. Or, à l'équateur, la marée solaire est de 33 centimètres ; l'effet invoqué serait donc de 0,3 mm. c’est-à-dire insignifiant; il ne saurait en outre se manifester brusquement ni localement. Des actions électriques ne seraient pas plus efficaces... En tout cas on n'a rien constaté de positif jusqu'à présent.
13. Causes possiBzes DES TacuEs. — L'idée à été émise que l'accélération équatoriale tenait sans doute à la cause même des taches. Plusieurs savants éminents, Sir John Herschel (4), Benjamin Peirce (5), Sir N. Lockyer (6) entre autres ont pensé que celles-ci pouvaient être dues à des chutes de météores dans le Soleil. Ces petits corps, circulant autour de lui dans son plan équatorial et en sens direct, heurteraient obliquement la surface et le choc lui imprimerait chaque fois une accélération. Nous aurions affaire à un phénomène de la hature des chutes de bolides ou d'étoiles filantes sur la Terre. On pourrait songer à des essaims dont l’aphélie — pour expliquer la durée de la période undécennale — serait voisin de l'orbite de Saturne. Cette suggestion a été reprise dernièrement par M. H. H. Turner (7) qui a estimé que
(1) Proceedings of the Royal Society of London, t. XX, 1872, p. 210.
(2) Proceedings of the Royal Society of London, t. LXXXV A, 1911, p. 309.
(3) Monthly Notices, L. LXXIT, 19114, p. 9.
(4) Quarterly Journal of Science, t. 1, 1864, p. 219. EL aussi Honthly Notices, t. XXV, 1865, p. 152.
(5) Youxc. Le Soleil, trad. française, 1883 (Paris, Germer-Baillière), p. 120.
(6) Chemistry of the Sun, Londres, 1887 (Macmillan).
(1) Monthly Notices, t. LXXIV, 1913, p. 82. Voir là-dessus : SAMPSON, même recueil, t. LXXV, 1914, p. 82.
l’essaim bien connu des Léonides pouvait jouer ici un rôle, sans qu’il faille nécessairement invoquer celui-là.
L'hypothèse mérite dans son ensemble d’être examinée avec attention et elle semble gagner du terrain : on lui objecte généralement — peut-être à tort — que les taches ne devraient pas être aussi grandes, mi durer aussi longtemps ; leur distribution en deux zones royales et surtout la loi de Spôrer resteraient également bien énigmatiques.…
Aussi la plupart des spécialistes .considèrent-ils actuellement comme plus probable que les taches soient provoquées par des causes intérieures au Soleil, que l’on se garde bien d’ailleurs de trop préciser.
