BOTATION DU SOLEIL. TACHES SOLAIRES

Le globe du Soleil tourne autour d'un de ses diamètres, d'un mouvement uniforme, en un temps qui est à peu de chose près de 25 jours et demi.

La découverte de ce fait, d'une si haute importance pour l'astronomie, remonte aux premières années du xvu* siècle, à l'époque où l'on put observer la surface du Soleil avec les lunettes récemment inventées :

c'est à l'astronome hollandais Jean Fabricius qu'elle est incontestablement due, et qu'en icvienl tout l'honneur, comme le prouve le mémoire qu'il publia en juin 1611. Mais Giordano Bruno et Kepler avaient soupçonné le mouvement de rotation ; et Galilée, qui découvrit de son coté les taches du Soleil la même année que Fabricius, ne tarda point à arriver à la même conclusion que le savant hollandais.

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Si Fabricius a bien nettement obsefï(5 les mouvements apparents de taches noires à la surface du Soleil, et proposé comme explication probable le mouvement de rotation de l'astre, Galilée a été plus précis et plus explicite. Ce grand observateur détermina la durée de la période de visibilité des taches, qui est de 14 jours environ. Il réfuta l'hypothèse du jésuite Scheiner qui croyait les taches éloignées du Soleil, les assimilant à des planètes tournant autour de l'astre et nous présentant leurs faces obscures, comme il arrive de Mercure et de Vénus, aux époques de leurs passages au devant du disque solaire.

A l'aide d'une lunette astronomique, c'està-dire qui renverse les objets, considérons une tache au début de son mouvement, près du bord oriental du disque. Elle paraît alors sous la forme d'un trait délié, en général beaucoup plus long que large. Pendant les premiers jours, elle semble marcher lentement tout en se rapprochant du centre; sa vitesse croît de jour en jour jusqu'à ce qu'elle arrive au centre même, ou tout au moins au milieu de sa course. En ce moment, sa vitesse est maximum; elle décroît alors en repassant en sens inverse par les mêmes valeurs que dans la première moitié de la trajectoire.

Si deux ou plusieurs taches sont visibles en même temps, il est bien clair qu'elles ne sont pas ordinairement aux mêmes périodes de leurs mouvements, mais on remarque que leurs roules sont des lignes parallèles et semblables, tantôt droites, tantôt elliptiques, selon l'époque de l'observation. De plus, bien que variées de formes et de dimensions, les unes et les autres sont diflicilement visibles près des bords, oîi, comme on vient de le voir, elles semblent très étroites dans le sens de leurs trajectoires, ou allongées dansunsens perpendiculaire ; plus ellessont voisines du centre, plus elles semblent s'élargir dans le premier sens . Il s'écoule le même temps entre les instants des apparitions dea taches au bord oriental du Soleil, et ceux de leurs disparitions au bord occidental, quels que soient d'ailleurs l'éloignement des trajectoires par rapport au centre, et (lar suite les longueurs relatives des arcs décrits par chacune d'elles. Il arrive du reste assez fréquemment qu'une tache, après avoir disparu

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à l'ociidcnl, reparaît à l'orioiit, et alors on trouve que les durées des périodes d'apparition cl de disparition sont à fort peu de chose près égales entre elles, c'est-à-dire d'un peu moins de quatorzejours.

Toutes CCS circonstances témoignent irrccusablernent du mouvement de rotation de l'astre : les taches sont des accidents temporaires de sa surface, que cette rotation nous permet d'observer dans toute sa périphérie.

Elles appartiennent à la surface même.

Si, en effet, il s'agissait de corps tournant à distance autour du Soleil, comme des planètes, leur mouvement apparent en avant du disque nous semblerait d'autant plus uniforme, que cette distance serait plus grande : c'est ce qu'on observe dans les passages de Vénus et de Mercure, D'ailleurs, ces corps se projetteraient en noir, mais en conservant les mêmes dimensions apparentes au bord qu'au centre : il n'y aurait pas CCS variations de forme qu'on a constalces dans les taches. Enlin, la durée de leur passage au devant du disque devrait être notablement plus courte que la durée de la disparition, laquelle correspondrait nécessairement à une portion beaucoup plus grande des orbites.

On a supposé encore que les taches sont entraînées à la surface du Soleil par un mouvement qui leur est propre. Il y a dans cette hypothèse quelque chose de vrai; mais, en réalité, c'est bien la masse du Soleil, sa sphère entière, qui entraîne les taches et détermine leur mouvement d'ensemble. Comment des corps isolés, indépendants de la masse et indépendants entre eux, pourraient-ils affecter dans leur marche une telle régularité, se mouvoir dans des trajectoires parallèles semblables? Quant aux variations de vitesse d'une môme tache, vue dans son mouvement total du bord oriental au bord occidental en passant par le centre, elles prouvent précisément l'uniformité de la rotation solaire.

Ainsi, voilà un fait parfaitement démontré " le Soleil tourne sur lui-même et le sens de sa rotation est de droite à gaudie pour un observateur qui serait situé dans le plan de son équjiteur, la tête du côte de l'hémisphère nord du Soleil. C'est le sens des mouvements de rotation et de trausla-

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tîon de la Terre et de toutes les p!,nn."'(os, celui qu'on caractérise en disant (juo le mouvement s'effectue d'occident en orieiit. La durée de la rotation apparente avait rié fixée par Cassini à 27 jours 1 2 heures 'Jo minutes, par Lalande à 27 jours 7 hcuwQ 37 minutes 275; Laugier a trouvé 27 joir.s ■4 heures pour la moyenne de plusieurs taches. Ce dernier nombre donne 25 jours 8 heures pour la durée de la rotation réelle, laquelle est évidemment moindre que la première de tout le temps que la Terre met à parcourir, snr son orbite, un arc égal à l'excès du mouvement angulaire de la tache sur une circonférence entière.

Mais on verra tout à l'heure que la durée delà rotation solaire ne peut être considérée que comme une moyenne, puisque, en réalité, la vitesse de rotation des divers points du globe solaire conclue du mouvement des taches, dépend de la latitude de la taclie même qui a servi à la calculer.

D'après Carrington, l'équateur du Soleil est incliné de 7° 15' sur le plan de l'écliptique, de sorte que la ligne des pôles fait avec le même plan un angle de 82° 45'. Il résulte de là que la Terre, dans son mouvement annuel, se trouve tantôt au-dessus du plan de l'équateur solaire, et alors nous voyons les taches décrire des ellipses dont la concavité est tournée vers le pôle nord ; tantôt au-dessous de ce plan, et alors c'est le pôle sud que nous apercevons. Dans ce cas, les taches décrivent des ellipses dont la concavité est tournée en sens opposé. En deux points diamétralement opposés de son orbite, la Terre se trouve dans le plan même de l'équateur du Soleil, et ce soûl cespoints qu'on nomme, l'un le nœud ascendant, l'autre le nœud descendant. Alors les trajectoires des taches ont l'apparence de lignes droites, mais inclinées en sens contraires. C'est, d'une part, vers le 4 juin, d'autre part entre le 5 et le 6 décembre, qu'ont lieu ces deux passages de la Terre par les nœuds de l'équateur du Soleil, et que les taches, entraînées par le mouvement de rotation, nous semblent décrire des lignes droites sur le disque. C'est donc de juin à décembre que les taches décrivent des lignes concaves vers le pôle nord de lustre; de décembre à juin, que les trajectoires paraissent concaves du côté du pôle sud.

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Un fait d'une haute import.iuce, qui ci);ifirniJ les obsiTvaticns dues à M. Laugier sur les inéfe'ales vitesses angulaires de la rotation do taches dilTércntes, a été récemment mis en lumière par ua astronome anglais, M. Carrington. (^let observateur a déduit de sept années et demie d'une étude continue des tadies solaires, cette conséquence que les taches ne sont pas animées de la même vitesse angulaire de rotation : cette vitesse varie avec la position des taches relativement à l'équateur solaire, avec leur latitude héliocentrique.

En général, plus une tache est voisine de l'équateur, plus son mouvement de rotation est rapide; plus sa latitude est grande, plus ce mouvement est lent. La variation dont il s'agit suit d'ailleurs une loi régulière et continue. Nous verrons plus loin quelles conséquences on a tirées de ce fait pour la constitution physique du Soleil; voici, en attendant, quelques-uns des résultats trouvés par M. Carrington :

Durées de la ro'.n'.i'^n du Soleil à diverses l.ililiules.

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Li: SOLEIL DANS LE MONDE SIDERAI.

Avant d'aboriicr la question si intércss.i'i'c, mais si difficile, do la constitulioii |i|ms1(iiip du Soleil, entrons dans quelques (i.'i.iils sur le rôle qu'il joue dans l'univers \iMl)le, dans ce vaste ensemble de corps cé- Irslcs qu'on jieut désigner sous le norn île jni>,ide sidéral, par opposition à celui de inonde so.'oire qui appartient au groupe p.arlifulier dont le Soleil est le centre. Ce rôle peut se caractériser par les trois propositions fondamentales suivantes :

l.c Soleil est une étoile ;

Le Soleil fait partie de l'immense zone uébulcusc connue sous le nom àd Voie Lactée :

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Le Soleil a, comme un giand nombre d'autres étoiles, uQ mouvement de translation dans l'espace, dont la direction actuelle est une région du ciel située dans la constellation d'Hercule.

La première de ces propositions était fondée, avant la découverte de l'analyse spectrale, sur des considérations de photo* mctrie. D'après les mesures de parallaxes d'étoiles effectuées dans la première moitié de ce siècle, on peut affirmer que si le Soleil venait à s'éloigner dans l'espace, et à franchir la distance qui le sépare aujourd'hui de l'étoile la plus voisine, son diamètre, réduit à moins d'un centième de seconde, devieuflrait absolument imperceptible; les micromètres les plus parfaits n'en pourraient mesurer les dimensions. A la distance qu correspond à une parallaxe annuelle de 1 seconde, et qui équivaut à 206 000 fois environ sa distance actuelle à la Terre, l'extinction de sa lumière serait telle, qu'il se verrait tout au plus sous l'aspect d'une étoile de première à seconde grandeur. Son éclat, diminué dans le rapport du carré de 206 000 à l'unité, se trouverait en eiïet réduit à la 42 500 000 000*^ partie de sa valeur : c'est à peu près la moitié de celui d'Alpha du Centaure. On évalue l'éclat de Sirius h quatre fois celui de cette dernière étoile, de sorte que le Soleil, transporté à la distance des étoiles les plus rapprochées, serait huit fois moins brillant que Sirius. S'il s'éloignait jusqu'à la distance de Sirius môme, laquelle est environ six fois plus considérable que celle où nous venons de le supposer, l'eitinction de sa lumière serait encore 36 fois plus forte, et en elTetsir John llerschel considère la splendeur intrinsèque de Sirius comme égale à 223 fois celle du Soleil.

La photoraétrie stellaire, ou l'étude comparative des intensités lumineuses des astres, e^t encore bien imparfaite, et les nombres que nous venons de transcrire n'ont qu'un degré de précision assez faible. Mais ils suffisent pour prouver, sans contestation possible, que notre Soleil ne ferait pas, aans le monde sidéral, d'autre figure qu'une étoile, et une étoile de moyenne grandeur. D'autre part, les mêmes considérations obligent à regarder les étoiles conmie des sources lumineuses proprement dites. Aux énormes distances qui nous séparent des

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jihis rapprochées, i! n'csl pas pi)>isilil.' r,iie la lumière dout elles brillent soit de la lutjiière réfléchie. Ce sont des soleils comme le nôtre, et l'on peut dire que le Soleil est une étoile, ou (pie les étoiles sont des soleils.

Ces vues, qui jellent un si grand jour sur la coiislitulion de l'univers, ont été récemment confirmées par l'étude comparative (les lumières stellaires avec la lumière du Soleil. La méthode connue en physique sous le nom d'analyse spectrale permet de classer les sources lumineuses d'après les particiilarilés qu'olTrent leurs lumières décomposées par le prisme. Nous verrons plus loin quelle est la sijjnificatiou des raies obscures d ml le spectre solaire est sillonné; comment elles accusent la présence d'un certain nombre de cori)s simples, mélailiques ou r.nlrcs, que l'incandescence réduit à l'élat de v.ipeurs dans l'atmosphère de l'astre. Eh bii'M, les spectres des étoiles, éluiiiés par la même méthode, ont fait voir qu'il y a anal(if;ic de constitution entre la plupart d'entre elles (on n'a pu analyser encore qu'une soixantaine parmi les plus brillantes) et notre Soleil. Les raies sombres dout ces .'pectres sont sillonnés indiquent aussi que la lumière stellaire traverse, avant de se répandre dans l'espace, une atmosphère de vapeur ab.«orbante; mais les substances chimiques qui caractérisent chacune d'elles varient de l'une à l'autre : le sodium, le magnésium, existentdans un grand nombre; dans d'autres, c'est l'hydrogène, le fer, le bismuth, le mercure, etc. 11 y a sans doute, dans ces mondes lointains, une variété infinie. Leurs dimensions réelles, l'éclat intrinsèque de leurs lumières, leurs couleurs, la nature chimique et le nombre des substances dont ils sont formés varient. Ce qui reste démontré, c'est l'analogie qui existe entre eux et notre Soleil.

Maintenant, quelle est la position du Soleil dans la portion du ciel accessible à iKjtre vue et aux instruments d'optique ? Celle question, au premier abord si ardue, (lo:ii la solution avait été entrevue au dernier siècle par Kanl, Lambert et plusieurs r.ntrcs savants, peut être regardée aujourd'hui comme résolue d'une façon décisive. I/.' >oleil fait partie de l'immense aggloméra.ion stellaire qui entoure le ciel entier et (}i;e tout le monde cunnaîl sous le i;om de

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Voie l.aclée. Kt, en cITet, celte grande zone se déroule sur le fond du ciel, a peu près selon la circonférence d'un grand cercle de la sphère ctoilée, abstraction faite, bien cnlendii, des irrégularités de sa forme et des illégalités que présente sa largeur dans les divers points de sa périphérie : elle Jivise le ciel en deux parties qui n'offrent pas tout à fait la même étendue, la plus pelilc des deux étant celle qui renferme les Poissons, la Baleine, c'est-à-dire les constellations voisines du point éqninoxial du printemps. .4iiisi déjà, il rcsulle clairement de cette apparence générale que la Voie Lactée entourede toutes parts le lieu que notre monde et, par suite, le Soleil occupent dans l'espace.

A l'œil nu comme au télescope, la Voie Lactée n'a pas partout le même éclat. Le fond nébuleux qui la compose est diversement intense, et comme cette apparence est due à la condensation d'une multitude de très petites étoiles, cette condensation cit très irrégulière dans les diverses parties. Pour étudier \u richesse en étoiles de ces parties, llcrschel a employé .sa méthode îles jauges, qui consistait à compter les nombres d'étoiles visibles dans le champ de son télescope, à mesure que le mouvement diurne y faisait défiler les régions successives de la zone : il employa dans ce but des instruments de plus en plus puissants, ayant, comme il le disait, des pouvoirs de pénétration dans l'espace de plus en plus considérables. Il reconnut aiiii-i que l'étendue de la Voie Laclée va en croissant avec la puissance des instruments, qu'en nombre de points elle est réellement insondable; sa faible largeur relativement aux autres dimensions montre qu'elle est formée par une couche de soleils, distribués en amas irréguliers, et compris entre deux plans à peu près parallèles qui donnent à l'ensemble la figure d'une meule aplatie et dédoublée sur près de la moitié de sa circonférence.

C'est à peu prèi au centre de cette gigantesqueagglomération d'étoiles, vers le milieu de l'épaisseur, et près de la région où a lieu la séparation de la zone en deux couches ou lames principales, que se trouve, perdu dans ce lourbillOH de mondes, notre pelil monde solaire, dont les dinuMisions nous ont semblé d'aljjrd si grandes, qu'un second aperçu

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de l'onivors slcllairc nous a montre comm? une étoile de second ou de troisième ordro, etqui maintenant fclrouven'èlreplusqu'nn atome dans la poussière lumineuse de la Voie Lactée.

La position du Soleil dans la zone rend compte de l'aspect général de loutle firm ;ment, et démontre en outre que toutes les étoiles ^à et là disséminées, et en apparence éloignées de la grande nébuleuse, on font vraisemblablement partie.

Enfin, reste la troisième proposition, celle relative au mouvem?nt de translation du système solaire dans l'espace. Déjà, Lalaude, à la fin du dernier siècle (1776), considérait ce mouvement comme probable; il montrait en ces termes sa liaison logique et nécessaire avec le mouvement de rotation du Soleil :

« La rotation du Soleil, disait-il, indique un mouvement de translation ou un déplacement du Soleil qui sera peut-être un jour un phénomène bien remarquable dans la cosmologie. Le mouvement de rotation considéré comme l'effet physique d'une cause quelconque est produit par une impulsion communiquée hors du centre; mais une force quelconque imprimée à un corps et capable de le faire tourner autour de son centre, ne peut manquer aussi de déplacer le centre, et l'on ne saurait concevoir l'un sansl'auire. Il esl donc évident que le Soleila unmouvementréeldansl'espace absolu; mais comme nécessairement il entraîne la Terre, demêmeque toutes les planètes etles comètes qui tournent autour de lui, nous ne pouvons nous apercevoir de ce mouvement, à moins que, par la suite des siècles, le Soleil ne soit arrivé sensiblement plus près des étoiles quisontd'ua côté que de celles qui sont opposées; alors les distancesapparentesdes étoiles entre elles auront augmenté d'un côté et diminué de l'autre, ce qui nous apprendra de quel côté se fait le mouvement de translation du système solaire. Mais il y a si peu lie temps que l'on observe, et la distance des étoiles est si grande, qu'on ne pourra de longtemps constater la quantité de ce déplacement. » Fontcnclle,Bradley, Tobie Maycr, Lambert, avaient également entrevu comme une hypothèse probable le mouvement do translation du Soleil, mais sans la formuler d'une manière aussi précise. Avec 5a hardiesse et sa persévérance ordiniiircs

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W.IIcr.<chel aborda le problème, et, dès 1783, il annonçait que la queslion était résolue, ou pour le moins largement ébauchée. îl avait conclu delà discussion des mouvcmcnis propres d'un petit nombre d'étoiles que le Soleil marche vers l'étoile >. de la constellation d'Hercule, en un point du ciel qui, à cette époque, avait 257'^ d'ascension droite et 2.H» de déclinaison boréale. Cinquante ans plus tard, Argclander reprit, sur de nouvelles données, plus nombreuses et plus précises, la détermination du point de convergence. Puis vinrent Otto Struve, Gauss, Gailoway, dont les recherches ne firent que confirmer celles d'Meischel etd'Argelander. Les calculs combinés de Struve etd'Argelander donnent au point en question la position suivante pour l'époque 1840 :

Ascension droite 259- 35', 1

Déclinaison boréale 3i° 33,6.

Struve réussit en outre à déterminer la vitesse du mouvement de translation. Vu de face, d'un point situé à la distance moyenne des étoiles de première grandeur, le chemin parcouru en une année par le Soleil aurait une valeur angulaire de 0",34,ceqiii équivaut au nombre 1 ,623, le rayon moyen de l'orbite de la Terre étant pris pourunité. C'est une vitesse de 660 000 kilomètres par jour ou de 7 liilomètres 6 par seconde, à peu jirès quatre fois la vitesse moyenne de translation de la Terre dans son orbite.