DIMENSIONS DU SOLEIL

portions, et de la prodigieuse grosseur de Tastre qui distribue tout autour de lui la lumière et la chaleur.

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Fig. 55. Dimensions comparées du globe du SoleJ et de l'orbite de la Lune.

La surface du disque solaire est d'ordinaire si éblouissaute qu'il est impossible de Tobserver à l'œil nu. Les astroDonQ^es adaptent à leurs lunettes des verres noirs qui en affaiblissaftt réclat et permettent de l'explorer en détail.

Or, dès qu'une pareille observation a été rendue possible, le grossissement des instruments a fait voir que le disque est fréquemment parsemé de petits points noirs de forme irrégulière qu'on appelle communément les taches du Soleil. C'est en 1611 que ces taches ont été observées pour la première fois par l'astronome Jean Fabricius et presque simultsmément par Galilée,

130 CHAPITRE m. LE SOLEIL.

Les taches da Soleil ont tout d'abord révélé nne particnlarité fort intéressante, dont Jordano Bruno et Kepler avaient eu le soupçon , c'est que le Soleil est doué d'un mouvement de rotation autour d'un de ses diamètres.

En effet, si l'on observe une tache au moment où elle fait son apparition sur le bord oriental du Soleil, on la verra peu^ à peu se déplacer, s'éloigner du bord, gagner les parties centrales, puis se rapprocher insensiblement du bord occidental où elle finit par disparaître. Tontes les taches sont animées d'un mouvement semblable qui s'effectue toujours dans le »même sens. La plupart du temps, la même tache qu'on a vue traverser ainsi le disque du Soleil, reparaît un certain temps après au bord même où elle avait été primitivement observée, et elle décrit de nouveau un arc à peu près égal sur le disque.

On crut d'abord que les taches étaient produites par le passage de petits corps obscurs au devant du Soleil; mais cette hypothèse était inconciliable avec la variation de leur vitesse apparente. Sur les bords, cette vitesse est d'abord très-petite; elle va ensuite en croissant jusqu'au centre, puis elle diminue dans la seconde moitié de la trajectoire. On apu s'assurer par des mesures rigoureuses, que la vitesse des taches varie de la même manière que si elle était due au mouvement uniforme d'un point se déplaçant à la surface d'une sphère ^

D'ailleurs, l'ensemble avec lequel les mouvements de plusieurs taches s'effectuent toujours à la surface de l'astre ne permet pas de supposer qu'il s'agit de corps indépendants, mobiles sur cette surface.

De là,cette double conséquence, que la forme réelle du Soleil est celle d'une sphère, animée d'un mouvement uniforme de rotation autour d'un de ses diamètres. En observant un grand nombre de taches, on est arrivé à mesurer la durée de la rotation qui est d'environ vingt-cinq jours (ce nombre est relatif aux taches qui se meuvent le long de l'équateur solaire *).

1. C'esl-Â-dire que la vitesse apparente varie proportionnellement auT sinus-verses des arcs de rotation.

2. D'après les recherches de M. Carrington, la durée de la rotation