ASSOLEMENT

En termes de Marine, on appelle sole le fond des bâtiments qui n'ont pas de quille. — Les Charpentiers nomment amsi toutes les pièces de bois posées à plat, qui servent à faire la base d une machine.

SOLÉAIRE (muscle), du lat. solea, semelle; muscle placé à la partie postérieure de la jambe, s'étend du péroné au calcanéum. 11 étend le pied sur la jambe, et celle-ci sur le pied.

SOLÉCISME (du lat. solœcismus], faute contre les règles de la syntaxe. Ce mot vient, dit-on, de Soles, colonie d'Athènes, en Cilicic, dont les habitants altérèrent à tel point la langue de la métropole, que celte expression : parler comme un habitant de Soles, ou faire un solécisme, en vint à signifier pour les Athéniens : manquer aux règles de la grammaire.

SOLEIL (du lat. sol). Le soleil est le centre de notre système planétaire, l'astre autour duquel gravitent la terre, les planètes et les comètes. C'est de lui que nous viennent la chaleur et la lumière. On admet généralement que la distance du soleil à la terre est en moyenne de 25 280 rayons terrestres, ou environ 148 millions de kilomètres, correspondant à une |îarallaxe de 8", 86; que son diamètre vaut 109 fois cl son volume 1 300000 fois celui de notre planète ; son diamètre apparent vu de la terre est en moyenne 32'. La masse du soleil est égale à 524 459 fois la masse terrestre, en sorte que 8a densité n'est guère que le quart de celle de la terre.

Le soleil, comme tous les astres, participe au mouvement apparent de la sphère céleste et parcourt chaque jour d'orient en occident un parallèle de cette sphère ; c'est la durée de cette révolution qui sert de mesure au jour solaire. On sait aujourd'hui que ce mouvement est une pure illusion résultant du mouvement réel de la terre sur son axe. Le jour solaire moyen est plus long que le jour sidéral ; le rapport du premier au second est 366, 242 217 : o65, 242 217. Voy. diurne [motjvenent]. La dilférence est produite par un mouvement propre en vertu duquel le soleil parcourt, dans l'espace d'une année, d'occident en orient, un grand cercle de la sphère céleste, au travers des constellations du zodiaque. Le grand cercle s'appelle ccliptiqtte; il est incliné sur l'équateur de 25° 27'. Les pouits où il coupe l'équateur s'apiiellent équinoxes [Voy. ce mot). Ce second mouvement est, comme le premier, une pure illusion et résulte du mouvement de translation de la terre elle-même autour du soleil. Le soleil cependant n'est pas immobile dans l'espace : il se dirige vers la constellation d'Hercule, en entraînant avec lui tout son cortège de planètes avec une vitesse qui paraît comprise entre 50 et 100 kil. par seconde : ce qui le prouve, c'est que les étoiles qui avoisinent la constellation d'Hercule

paraissent, avec le temps, s'écarter lentement les unes des autres, tandis que les étoiles de la région opposée du ciel semblent se resserrer. On ignore toutefois si ce mouvement s'elfectue autour d'un centre d'attraction et quel est ce centre. — Outre son mouvement de translation dans l'espace, le soleil est animé d'un mouvement de rotation sur lui-même, qui s'elfectue en 25 jours 5 heures, d'occident en orient, autour d'un axe sensiblement perpendiculaire au plan de l'écliptiquc. On l'a reconnu au déplacement des taches que présente son disque : ces taches, ol>servécs dès l'an 501 par les Chinois, furent observées en Europe en 1611 par Scheincr qui en donna la théorie astronomique. Galilée, qui les observa à la même époque, reconnut qu'elles sont adhérentes au soleil et que leur mouvement tient à la rotation de cet astre. Fahricius avait en réalité devancé tous ses contemporains, mais il ne publia ses travaux que plus tard. Les taches solaires sont noires et de forme irrégulière, et sont généralement entourées d'une bordure moins sombre appelée hpétiombre. Leur dimension est quelquefois immense : on en a observé dont le diamètre dépassait à peu près 5 fois le diamètre de la terre. Elles ne sont pas permanentes, mais se déforment peu à peu en même temps qu'elles se déplacent à la surface du disque. La plupart disparaissent avant d'avoir atteint le bord du soleil ; cependant quelques-unes persistent plus longtemps et même reparaissent de nouveau au bord où elles avaient apparu une première fois, après avoir fait tout le tour de l'équateur solaire. On en a observe qui avaient fait cinq révolutions. Elles sont peu nombreuses près de l'équateur et très rares au delà de 40° de latitude. Elles ont des périodes d'apparition de 11 ans, au ferme do chacune desquelles elles disparaissent presque. Dans le cours d'une période elUîs olfrent un maximum plus près du commencement que de la fin. La latitude des taches est plus grande dans le voisinage du maximum. La période de 11 ans coïncide d'ailleurs certainement avec celle des variations du magnétisme terrestre. Les taches sombres sont ordinairement entourées de faciles lumineuses, nommées facidcs, plus faciles à voir jirès du Iwrd qu'au centre du disque, et qui se montrent parfois isolées. Dans ce cas, on les voit souvent se percer d'un pore noir. D'autres fois elles sont sur l'emnlacemcnt d une tache disparue. Enfin la surface du soleil, examinée avec un oculaire puissant, montre une multitude de petits grains, la plupart ovales, dont le diamètre est environ 1/5 ou 1/4 de seconde, soit 200 à 500 kilomètres. — De l'étude des taches proprement dites on a essayé de tirer quelques instructions relatives à la constitution physique du soleil. Sehm Fontcnelle et Lalande, le soleil serait un globe solide, opaque, recouvert d'un océan de feu, et les taches seraient les sommets des montagnes apparaissant à la surface de cet océan. Pour d'autres, les taches sont des scories ou des matières impures se déposant à la surface d'un globe enflammé. Au commencement du xviii" siècle, un Anglais, Wilson, avait montré que les taches ont des cavités. Selon Ilerschel, le soleil se composerait d'un noyau opaque, enveloppé de deux atmosphères concentriques : la première, ou la chromosphère, serait formée d un fluide réfléchissant, mais non lumineux ; la seconde, extérieure à la première et qu'il appelle la photosphère, serait la source de la lumière et de la chaleur solaire. Une tache résulterait d'une cavité produite probablement par des commotions électriques violentes au travers des deux atmosphères solaires et laissant voir, an l'ond le noyau opaque, et tout autour, les talus réfléchissants de la cavité. La mobilité des fluides composant les deux atmosphères solaires expliquerait les changements de forme et d'aspects des taches, ainsi que leur disparition. Cette hypothèse a été longtemps admise sans contestation par les astronomes, et comme confirmation, Arago croyait avoir démontré, à l'aide du polariscope, que la lumière solaire émanait d'un gaz incandescent. Aujourd'hui l'étude des protubérances et les observations spectroscopiques, fondées sur les découvertes de Kirchholf, sont venues modifier profondément ces idées. C'est pendant l'éclipsé de 1842 ■que les observateurs furent frappés par la vue des protubérances roses qui se montraient autour du disque de la lune, et pendant l'eclipse de 1868 Janssen et le même jour Lockyer donnèrent le moyen d'observer en tous temps ces protubérances au moyen du spectroscope. Les études ultérieures ont montré que le soleil se compose d'une masse fluide incandescente à température très élevée, à la surface de laquelle les métaux et autres substances sont à l'état de

SOLÉMYE