L. BOUILHET

... Les gens d'excellent conseil Disent qu'un sage ne se place Trop prés ni trop loin du soleil.

Arhault.

Il Personne qui possède quelque vertu, quelque qualité éclatante : Cette femme est un soleil de beauté. Ce juge est un soLEih d'équité, de justice. (Acad.) Oui, devant ce Caton de basse Normandie, Ce soleil d'équité qui n'est jamais terni, Victrix causa diis plaçait, sed vicia Catoni,

Racine.

— 5ou5icso^ei7,Sur la terre, dans le monde : // n'est rien de plus beau sons le soleil. La loi éternelle veut qu'il n'y ait rien de parfait sous LE SOLEIL. (Guénîn.)

— .Au soleil, Au grand soleil^ Dans un endroit éclairé, chauffe par le soleil : N'allez pas AU SOLEIL, vous VOUS enrhumeriez. Il Au grand jour, k la face du monde : L'honneur des hommes croit ad soleil, celui des femmes fleurit à l'ombre. (Ch. de Bussy.)

SOLE

Quand la satire frappe un coupable, elle doit L'extraire au grand soleil et le montrer du doigt. Bartuéleut.

— Entre deux toleils. Entre le lever et *« coucher du soleil : Marcher, voyager entrb DEUX SOLEILS. (.Acad.)

— D'un soleil à l'autre. Du jour au lendemain.

— Soleil levant. Soleil qui parait le matin k l'horizon : Partir au soleil levant, il Fifi. Personne dont la puissance commence, qui est au début d'une grande fortune : Chacun salue le soleil levant.

Laisse£-moi donc sous ma bannière.

"Vous, messieurs, qui. le nez au vent, Nobles par votre boutonnière, Eaceusez tout toleit levant.

htRAKOttU

— Soleil couchant, Soleil qui est prêt de disparaître sous l'horizon : Nous arriverons au SOLEIL couchant. Il Fig. Personne dont le pouvoir, la fortune est à son déclin :

Pour le êoUil coucftanl il n'est pas d'idol&tre.

Dklillk.

— Soleil d'eau. Soleil pâle, blafard, qui passe pour annoncer une pluie prochaine.

— Déjeuner de soleil. Étoffe dont la couleur n'est pas du tout solide et passe trésrapideiiient.

— Bien nu soleil. Propriété immobilière : Il a du BIEN AU SOLEIL. Leur bien était AD SOLEIL, et il îie paraissait pas difficile de t'en saisir, (L'abbé de Choisy.)

— Avoir sa place au soleil. Tenir un rang, occuper une position.

— Faire honneur au soleil, Le laisser B6 lever le premier, ne se lever qu'après lui.

— Pisser contre le soleil, Offenser ses amis, ses bienfaiteurs. Il Vieille loc. qui faisait allusion à une sorte d'action sacrilège que punissaient certaines lois antiques.

— partager le soleil entre les combattants. Placer, dans un combat singulier, les adversaires de telle sorte que le soleil n'incoRimode pas plus l'un que 1 autre. Il Vieille loc.

— Il fait du soleil, Le soleil brille, n'est caché par aucun nuage, il II fait grand toleit. Le soleil est haut sur l'horizon.

— Cela n'a vu ni luue ni soleil. Se dit d'un objet qui est toujours resté enferme.

— Prov. Le soleil luit pour tout le monde^ Tous les hommes ont les mêmes droits. Il Bien de nouveau sous le soleil. V. nil novi sus SOLE. Il Soleil qui luit le jour de Saint- Vincent fait monter le vin au sarment. Lorsque le .soleil luit le jour de la Saint-Vincent, on peut espérer une abondante récolte de vin.

— Ecrit, sainte. Le soleil de justice. Dieu.

— Liturg. Cercle d'or ou d'ar;,'ent, garni de rayons, dans lequel on place l'hostie consacrée, et qui est posé sur un pied ordinairement du même métal : Il a fait présent à cette église d'un magnifique soleil. (Acad.)

— Hist. Le roi-soleil, Titre qu'on donnait à Louis XIV. Il Ordre du Soleil- ft-du-Lion, Ordre de chevalerie créé, en 1808, par Seth- Ali, schah de Perse, et qui a été ainsi nommé parce que la décoration montre un soleil qui se lève sur le dos d'un lion : Z.'ordrb dd Soleil se compose de deux classes et ne se confère en général qu'aux étrangers qui, t par une longue droiture, se sont rendus dignes du doux regard solaire de la bienveillance ■ du souverain.

— Métrol. £cu d'or au soleil, Ecu frappé sous Louis IX et sous Charles VHI, qui était marqué d'un soleil au-dessus de la couronne.

— Pvotechn. Pièce d'artifice qui tourne autour d un axe et jette des feux en forme do rayons,

— Pathol. Coup de soleil. Insolation; impression violente que le soleil fait en certaines circonstances sur ceux qui s'y trouvent exposés: Il est mort d'un coup de soleil. (Acad.) Il Pop. Auoir un coup de soleil, Etre un peu ivre. [I Piquer un coup de soleil. Piquer un soleil. Rougir, par suite d'une émotion quelconque.

— Alchim. Or.

— Ornith. Nom vulgaire d'une espèce de perruche.

— Ichthyol. Nom vulgaire du gade verdàtre et du tètrodon.

— Moll. Nom donn,é à diverses espèces de coquilles du genre troque, dont le bord est divisé en rayons. Il Soleil levant. Nom vulgaire du solécurte rose.

— Echin. Soleil marin. Nom vulgaire de diverses astéries.

— Bot. Nom vulgaire de l'hélianthe tonmesol, genre de composées, et plus particulièrement de l'hélianthe annuel : Les soleils co'iviennent entre les arbres isolés des grandes allées d'un parc. (V. de Bomare.) li Nom vulgaire de quelques espèces de rudbeckles. n Soleil d'or. Belle variété de narcisse. U Soleil rigide. Nom vulgaire de l'harpahe rigide. I Soleil vivace, Syn. de topinambour.

— Encycl. Astron. L Formes et dimensions apparentes du soleil. Le soleil, qui nous apparaît comme un corps sphérique, chaud et lumineux par lui-même, est le centre et le régulateur des mouvements des planètes et des comètes. Les astronomes le représentent par le si^ut^ 0.

SOLE

\\ «st tres-difficile de regarder le soleil fixement lorsqu'il est parvenu à une certaine hauteur» iiiiiis on peut le faire sans inconvénient & l'heure de son lever et à l'heure de son coucher, lorsqu'il touche presque l'horizoD. Cela tient à ce que, pour arriver à notre œil, les rayons du soleil ont, dans le premier cas, beaucoup moins d'air et un air moins dense à traverser que dans le second, et que, par suite, ils y subissent moins d'absorption. Si CA ((ig. 1) représente le rayon de la terre ,

Fig. 1.

A un point d'observation k la surface de la terre et CS, CS' les rayons d'ailleurs égaux qui vont du centre de lu terre aux limites de l'atmosphère, il est aise de voir que, pour l'observateur placé en A, la couche d'air est plus épaisse horizontalement que verticalement, c'est-à-dire que AS est plus grand que AS'. « Si l'on admet, dit A. Guiilemiu, que la hauteur verticale de l'atmosphère est de 100 kilomètres, un rayon de lumière qui vient du zénith n'a que cette distance de 100 kilomètres à franchir pour arriver au sol, tandis qu'à l'horizon son trajet est de 1,130 kilomètres, et s'effectue principalement à travers les couches les plus denses de l'air. Aussi houguer a-t-il trouvé que l'intensité de la lumière solaire eât 1,000 fois moindre à une hauteur de !<> au-dessus de l'horizon qu'à celle de 40O.Ce rêsulUit n'est d'ailieuis qu'une moyenne ou à peu près, car il dépend beaucoup do 1 état lie l'atmosphère, de sa pureté plus ou moins grande. •

Lorsque le soleil est près de l'horizon, on constate que son disque, au lieu d'être parfaitement circulaire, est sensiblement aplati ; le grand axe est parallèle k l'horizon; le petit axe lui est perpendiculaire ; l'astre paraît s'aplatir à mesure qu'il descend k l'horizon, comme si. étant d'une matière tluide, il s'appuyait de plus en plus sur un obstacle solide. La vraie forme du disque est cejiendant circulaire. La forme aplatie que nous avons signalée et d'autres plus irrègulieres, qui ont été constatées dans certames circonstances, s'expliquent par les effets de la réfraction que la lumière éprouve en traversant les couches de l'atmosphère. La refraction relève les objets voisins de l'hurizon ; par suite, en relevant le bord inférieur du disque solaire, elle le fait paraître aplati.

Pour observer le soleil k l'œil nu, on se sert de verres colorés, ou simplement noircis à la fumée d'une chandelle. Pur ce moyen d'observation et k l'aide de rheliomètro, on s'est assure que le disque du soleil est rigoureusement circulaire, mais que le diamètre de ce disque varie. Ce sont les variations de ce diamètre qui ont servi k détermm'T les variations de la distance du soleil k lu terre.

— IL Klkmunts Di; soi.KiL. Les principaux éléments astronomiques et physiques du soleil sont présentés dans le tableau suivant :

Diamètre compare a celui de lu terre. .

Diamètre enmèirt's.

Surface comparée h celle de la terre. .

Surface en myriame-

trescuires 63 ySG 835 t73 lïO

Volume compare à

celui de lu terre. . I 407 187,13

Volume en mvna-

tn-H cubes 1580 906 4S7 653 800

Durée de rotation

comparée à celle

de lu terre. . . .

Dure*' de rotation on

heures Û08,16

Masso comparée a

celle lie la l<>rrc. .

Densité comparée k

colle de la terre. 0,26

Densité compaieo à

colle de l'tMii . . . 1,48

Intensité de la pesanteur a lit surface compareH k colle

de lu terre tD,37

Angle de l'axe avec une perpi'iidieulaire au plan de

n-cllptiquc 70 9' 12 '

Lu distance do la t<>rre au soleil est 38 millions do lieues de 4 kilomètres.

— IIL MOUVKUUNT ANNUKLDUSULKIL. ToUS

SOLE

les jours, on voit le soleil se lever du côté de l'oiieut, monter au-dessus de l'horizon, descendre vers le côté opposé et se cou»^her k lùccident. Ce parcours régulier s'effectue comme si l'astre était attaché, au milieu des autres étoiles, k la voûte céleste et tournait avec elle. Ce mouvement, comme celui de la sphère elle-même, est une apparence qui résulte de la rotacion diurne de la terre.

Cependant, si, au moyen d'objets terrestres tixes, on note lu point do l'horizon ou uu astre se lève, on remarquera que ce point, qui est invariable lorsqu'il s'agit des étoiles, change tous les jours pour le soleil. Le point ou le soleil se levé se rapproche tantôt du nord et tantôt du midi. • On observe, dit Delaunay , des différences du même genre quand on compare le coucher du soleil au coucher d'une étoile : le premier a lieu tantôt dans une direction, tantôt dans une autre, tandis que le second s'effectue toujours eu un même point de l'horizon.

a Lorsqu'une étoile arrive au point le plus élevé de sa cour&e diurne et traverse le plan méridien, sa hauteur au-dessus de l'horizon est toujours la même, quel que soit le jour où ou l'observe dans cette position. Il n'en est pas ainsi du soletl; tout le monde sait qu'il s'èleve beaucoup plus au-dessus de l'horizou en été qu'en hiver.

• Si l'on observe le ciel peu de temps après le coucher du soleil^ ou voit certaines étoiles daus le voisinage du point de l'horizon où il a disparu. En repétaut celte observation plusieurs jours de suite, ou reconnaît que ces étoiles sout de plus eu plus près de l'horizon lorsqu'on commence à les apercevoir. Au bout de quelques jours, un ne les voit plus ; elles sout déjà couchées lorsque l'atlaiblissement de la lumière répandue daus latmosphere cuniinence k permettre de voir les étoiles du coté de l'occident. Quelques jours plus tard, si l'ou regarde le ciel vers l'orient, un peu avant le lever du soleil, on revoit ces mêmes étoiles, qu'on avait ce^sé de pouvoir observer a l'occident après le coucher de cet astre; elles semblent avoir passe de l'autre côte du soleil, uu plutôt le soleil semble s'être avance vers 1 orieut par rapport à elles.

a 11 est impossible, d'après cela, de regarder le soleil comme étant lixe parmi les étoiles et ne se mouvant chaque jour qu'eu vertu du mouvement diurne de la sphère céleste. Le déplaceiueut continuel de cet astre k travers les constellations est mis en évidence par les circonstances que nous venons de signaler, tout uvissi bleu que s il n'empêchait pus dapercevoir les etuiles qui sont daus son voisinage et qu'on le vît ainsi occuper successivement différentes positions par rapport a elles. On doit donc regarder le soleil comme uuimé de deux mouvements : il se meut sur la sphère céleste, et en uiérae temps il est einpurte par ia sphère, duus âU rotution autour de l'axe du moude. »

Si la terre ne tournait pus, les étoiles nous paraîtraient compléteinent immobiles; mais alors nous verrions le soleil se diriger, pur une cause que nous expliquerons plus lum, d'occident en orient.

On prouve, avons-nous dit, k l'aide du micromètre ou de l'heliometre, que le disque du soleil est exactement circulaire. C'est, par suite, au centre du disque que l'on rapporte toutes les observations et toutes les inusures propres k faire connaître lu place que le soleil occupe dans le ciel. Si donc, tous les jours, k 1 instant où le soleil passe au méridien, on détermine, uu moyen de lu lunette méridienne ou du cercle mural, l'ascension droite et lu déclinaison du centre du soleil, on constate deux choses : l" l'ascension droite augmente chaque jour d environ !*> ; a» lu déclinaison est tantôt boréale, tantôt australe. Au moment, par exemple, ou, étant nulle, elle commence k être boréale, elle croit de jourenjourjusqu ùuno limite d'environ 23^28'; a partir du Ik, ellu décroît progressivement, redevient nulle, commencu k être uustrule, et croit encore jusqu'à 23" 28'. Apres quoi, elle diminue, imlevienl boréale, el ainsi de suite, indellnimeDt.

Puisque l'uscciision droite du $oleil augmente consiamiueni, il e^t cluir que l'iDtoivalle de teinpH ciuupris ecilre dtMix passages successifs lie cet astre uu ineiidten iloit éiro plus grand qii<> l'iniorvalUi de temps analogue pour une oiuile, c'est-à-dire plus grand quo le jour sidéral.

Supposons, un effet, qu'une étoile et le soleil ae trouvent sur le meriduMi eu iiièiiie temps. Après une révolution cuinpletc de la sphère, lu méridien rencontrera de nouvuaii l'uloile, mais non In sulvil, qui aura inarcho vers l'orient. Lu sphère devra donc, pour que le méridien attoigiiD lu jo/ri/, tourner encore d'une certaine quitutiiu, qui est pructsenieiil lu différeuco entre le jour sulniru el lo jour sidérul.

Si l'on marqua sur un ttlobe célost« les positions successives du soleil corrcspondaiiies aux valeurs trouvées nour lusconsioii dioile et In dei'linaiHon, on obiicndta U courbe que le ttUeil décrit, d'occident eu orient , en 365 j. )/4, k truvers lo% coiiAtellatiomi. Ceiio ciiutbe, qui fuit avec I VquHleur un angle do S3(> 2S', s appelle l'ecliptique.

Trace sur la surface d'un globo comme nous venons do l'indiquer, roclifitique a nécesauliemeul une forme circulaire, Copon-

SOLE

dant il résulte des variations du disque du soleil que la distance de cet astre à la terre n'est pas constante. Il faut donc ou bien que la terre ne soit pas au centre de l'orbite solaire ou que cette orbite ne soit pas circulaire; ces deu,x circonstances peuvent même exister, et elles existent en effet simultanément. Si l'on compare entre eux les différents cercles que le soleil décrit tous les jours entre deux midis consécutifs, ou entre deux passages au même méridien, on reconnaît que ces cercles ne sont pas éguux. Par exemple, le cercle décrit le 31 décembre est de 3610 1' 10", l. Il diminue à partir de cette époque jusqu'au 29 juin , où il est de 360° 57' 11". 8. Puis, il augmente jusqu'au 31 décembre. Ainsi, la quantité dont le soleil avance sur l'écliptique, en 1 jour, diminue pendant les 6 premiers mois de l'année et augmente pendant les 6 derniers mois.* Hipparque, dit Delaunay, qui regardait le mouvement circulaire et uniforme comme devant être le mouvement réel des ustres, en raison de sa simplicité, attribua les changements de vitesse que l'on observe dans le mouvement du soleil à ce que la terre n'est pas placée au centre du cercle parcouru uniformément par cet astre dans l'espace d'une année. Il est aisé de voir, en effet, que, si le soleil se meut avec une vitesse constante le long du cercle EE (fig. 2), et si la terre T est

SOLE

Fig 2.

placée dans le plan de ce cercle à une certaine distance du centre O, le mouvement du soleily vu do la terre, ne doit pas paraître uniforme. Les arcs 'égaux, décrits daus le même temps par le soleil, lorsqu'il est en M et en N, par exemple, doivent avoir des grandeurs apparentes différentes, puisqu'ils ' sout à des distances inégales TM et TN de ■ lu terre; la vitesse appurcnte du soleil, lors- I qu'il est en N, doit être plus petite que lors- ' qu'il est en M. D'ailleurs cette vitesse apparente doit diminuer constamment, pendant que le soleil va de M en N, pour augmenter ensuite pendant qu'il achevé de parcourir son orbite.

■ Cette idée d'Hippnrque, que le soleil se meut sur un cercle excentrique à la terre, ou, suivant l'expression consacrée, sur un excentrique, a été longtemps adoptée comme étant l'expression de la réalité. Le point M, où le soleil se trouve à sa plus petite distance do la terre, a reçu le nom de périgée, et le point N, où il en est le plus éloigné, celui d'apogée.

■ Hippitrque expliqua encore d'une autre manière les variations que présente la vitesse angulaire du 5o/e(7 aux diverses époques d'une auuée. Il suppose que le5o/ei^S(Hg. 3) décrit

successivement dans les positions S,S',S"S"', et l'on comprend que ce mouvement, vu de la terre, peut présenter des apparences qui concordent avec celles que l'on observe réellement dans le mouvement du soleil.

> Il est aisé de voir que cette nouvelle manière de considérer le mouvement du soleil revient exactement à la précédent^-. D'abord, l'angle a'C'S', décrit par le soleil sur l'épicycie, étant toujours égal k l'angle CTC, décrit par le centre de 1 épicycle autour d' la terre, le rayon S'C de l 'épicycle qui aboutit au soleil reste toujours parallèle k sa dlrectioD primitive SC. D'après cela, on comprend que, si l'on mène pai: le point T une ligue TO égale et parallèle à CS, et que l'on décrive unecirconîérence de cercle du point O comme centre, et avec OS pour rayon, cette circonférence passera par toutes les positions S, S', S", S"', que prend successivement le soleil. Cette circonférence, décrite du point O comme centre, n'est autre chose que la position que prendrait le déférent CC'C" si on le faisait glisser parallèlement à lui-même, de manière que son centre T vint en O, ce qui amènerait en même temps les points C,C' et C" en S, S', S". Le point S se meut doue autour du point O, exactement de la même manière que le. poiut C se meut autour du point T. Ainsi, lu nouvelle hypothèse dont il s'agit revient k admettre que le soleil décrit uniformément un cercle dont le centre est en O k une certaine distance de la terre T, c'est-k-dire qu'elle n'est autre chose que la première hypothèse présentée sous une autre forme. ■

Cette ingénieuse hypothèse d'Uipparque n'a pas résisté à quelques observations pins exactes que celles qu'avait nu faire cet astronome. 11 est aujourd'hui démontré que le plus grand angle que le soleil décrive en un jour, dans son mouvenient autour de la terre, est de 10 l' lO", 1 = 3670", 1 ; que le plus petit angle est de 57' 11", â = 3431", 5. Ces deux angles sont entre eux dans le rapport inverse des distances correspondantes dti soleil à la terre. Posons, pour simplitîer {lig. 2):

OM = 0N= 1 et OT = tf;

d'où

TM

Fis- 3.

unifonnénieiit un cercle, dont lu centre C parcourt lui-im^mc, d'un inouvomeni uniforme, un RUlro corclt» ayant la inrro T pi>urcentro. Lo cercle d» rayon CS, sur leqiii*! ko meut lo soleil, rst déMgni' m>u» le nom d'epicycle; le cercle do rayon 'l'C, suivant lequel ho déplace lo centre do l'opicycle, so nomme lo déférent. I • Admnitonn que l'épicycte se meuve au- | tour du point T. Il est clair que, si lo soleil no se mouvait paa «ur l'épu-yclo en iiiéine tnmpH que i'clui-ci se deplaci', cot u.%tr>>, d'a> bnnl f-n S. ^n iroiivorHii nuc> osHivenient dans i i •i\(i",a"\ »' l'Hi-a-diro qu il deiiicmeiil nutour de la terre un \ -n T.N. Matii, >i l'on >u^>pose que |>< >< • I. iii.ti < ho uiiiforiiit!meni 5ur 1 épicycle, , do niHiiH-ro H l'rtiro un lour riitirr sur ce cer- i cIp (M'iidant que son centre C parcourt la cir- I cuui'ortiuco du déférent, l'astre so Irouvcrn '

environ.

Or, si l'on se reporte au mot excentricité,

on V verra comment cette valeur de — . dé-

duitede l'bypoihesed'Hipparque, est deux fois trop grande. L'excentricité de l'orbite solaire, d'après lu comparaison faite k diver^es époques de l'unuee des diamètres du soleil, est

à tres-peu près égale a — -.

L'impossibilité des excentriques et des epicycles d'Hipparque avait dejk frappe plusieurs astronomes, lorsque Kepler fut conduit, par une critique uppruftuuiie des observations de Tycho-Brahe et par la comparaison des mouveiiMnts du soleil et de lu planète Mars, à reconnaître que l'orbiie solaire est une ellipse et qu elle est parcourue avec une vitesse variable.

En parlant du double mouvement du soleil, nous avons employé le langage fondé sur les les apparences. Ou sait qu'en réalité, et relativement aux planètes, le soleil est immobile et occupe un des foyer» do l'ellipse que la teire décrit; quo c'e^t la terre qui exécute, en un jour, soii mouvement de rotation et, en une année, stui mouvement de translation, chacun en ^ens inverse du mouvemeut solaire corrospoinlaiil.

— IV. Rotation du solbiu Tachbs du ea SORKACB. • Kabricius, raconte Lalande, examinant un jour avec une lunette le disque du soletl, vit uvec surprise a sa surface une tache nuirAlre d u^seï grande dimeiiMou. qu'il prit d nbord pour un nuage. Uu e\anieu piUs attentif lui prouva qu il ^e trompait; maïs relevalioii do plu^i eu plus graiiuu du Soleil el l'c.-lat rhl.iuvv .m de l'astre lu forcèrent k rciii <i< mutin l'i'iude de ce

ptii - Mon pcrr< et moi, dit-il,

■ n '. -le d>- 1 » ...■uni •.■ Cl la

• nuit Ain vante .i\ it. uiiu uMi iice

• ri en rèviiiit sur ce que | < ite

• iacho. Sïi elle est dans le '^-J*^»

r je la reverrai sans doute; &i uilu i. e;>t pas

• dans lo soleil, son mouvement nous la ren-

• dra invisible. Kntin, je la revis dos le matin

• avec uu idaiMr iiiciu.\able; mais elle avait > change de place, ce' qui augmenta notre

• incertitude. Cepouduut nous imugiuîUues

• de recevoir les i ayons du soicH par un pe-

• tit trou dans une chaiiibn* ..l.vuru ul sur

• un papier b>auc, et nous \ ' '" ' bien » celte tache un forme uu i.' I-e

• mauvais temps n^>u^ fwy "«r

• ces obsi-rvaii 'f"> j""r^- Au

• bout de ce (• vîmes U Ucho lUi oUit «v»h "< vnr* l'occi-

qU

lUh

lient. Nous en ^tj •

• l'oiipace do peu do j

• iuîIku. Eniin, U en :«iir\na upo troisième:

. au

SOLE

■ la première disparut d'abord et les autres

■ quelques jours après Dix jours après la

• premier'; reparut à lorient. Je compris alors » qu'elle faisuit une révolution, et, depuis le

• commencement de rannèe, je me suis con-

• firme dans cette idée, et j ai fait voir ces

■ taches à d'autres, qui eu sont persuadés

• comme moi Je voyais que ces taches ne

1 conservaient paaentry elles les mêmes dïs-

• tances, qu'elles chan^'eaient de forme et de 1. vitesse; mais j'eus d'autant plus de plaisir,

■ lorsque j'en eus senti la raison. Comme il

• est vraisemblable, par ces observations,

• que les taches sont sur le corps même du » ioleily qui est sphérique et soliao, elles doi-

• vent devenir nlus petites et ralentir leurs

■ mouvements lorsqu'elles arrivent sur les » bords du soleil •

Avant Fabricius, G. Bruno et Kepler avaient cru à la possibilité du mouvement de rotation du soleil: mais ils n'en avaient aucune preuve. C'est Galilée qui a déterminé la durée du temps pendant lequel les taches sont visibles.

Fabricius nous a appris comment l'observation suivie d'une tache quelconque peut conduire k la détermination des ditTérenles circonstiinces de la rotation du soleil. Pour voir les taches du soleil^ il faut recourir k la lunette astronomique et ne pas oublier que, daris cet instrument, les objets sont renversés. En tenant compte de ce fait, voici, en réalité, comment le phénomène se passe.

Notons une laehe k l'instant où elle émerge sur le bord oriental. Klle parait d'abord sous la forme d'un trait délié qui, k mesure qu'il avance vers l'occident, s élargit et marche do plus en plus vite, jusqu'à co qu'il ait atteint le milieu de sa course. En ce moment, sa vitesse est au maximum ; elle décroît alors en repassant en sens inverse par les mêmes valeurs qu'elle a eues successivement dans la première moitié de sa course. La durée totale de son apparition est de 13 jours environ, après lesquels la tache disparaît sur le bord occidental. La disparition dure également le même temps, puis la même tache reparaît sur le bord oriental et recommence le même trajet que précédemment.

Cette circonstance, qui se reproduit pour toutes les taches, qui sont très-nombreuses, témoigne irrecusablement du mouvement de rotation du soleil. Il y a toutefois lieu de se demander si les taches du soleil ne sont pas dues à la présence de certains corps opaques qui circuleraient autour du soleil et qui reviendraient de temps en temps s'interposer entre l'astre et nous et formeraient des points obscurs en masquant certaines portions de sa surface.

Il est facile de démontrer qu'il n'en est pas ainsi, eu appliquant aux taches du soleil le raisonnement bien simple par lequel on prouverait que la planète Mercure, qu'on aperçoit comme une tache noire dans son passage central sur le soleil, est un corps distinct du soleil et circulant à une certaine distance de cet astre. Mercure, eu effet, dans son passage central, ne se projette sur le soleil qyie durant le temps qu'il met ii parcourir l'arc de son orbite compris entre deux rayons menés de la terre ii la circonférence du soleil. Or, si l'orbite de Mercure se confondait avec un grand cercle du soleil, c'est-à-dire si Mercure se trouvait à la surface même de l'astre, la durée du passage de la planète serait précisément égale à celle de son oci-uUation, c'estii-dire il sa demi-révolution, comme un demicercle est égal à un demi-cercle; mais la durée du passage de Mercure est de beaucoup inférieure à la moitié de sa révolution; donc son orbite est de beaucoup plus grande que le demi grand cercle solaire ; donc la planète ne se trouve pas à la surface de l'astre. Par un raisonnement inverse : la durée de l'apparition d'une tache est égale à celle de son occultation; donc son orbite, si nous pouvons employer ce terme impropre, est égale à un grand cercle du soleil; donc la tache est sur le soleil même.

D'autres particularités s'expliquent facilement par la présence des taches sur la surface même du soleil. Lorsqu'une tache, par suite de la rotation du soleil^ passe de l'hémisphère invisible ii l'hemisphere visible, elle décrit d'abord un arc de cercle trèsoblique, que nous voyons en raccourci, ce qui fait paraître la tache presque immobile. La rotation du soleil continuant, la tache doit nous paraître avoir un mouvement de plus en plus rapitle, jusqu'à ce qu'elle atteigne le milieu de la demi-circonférence qu'elle doit décrire. Puis, à partir de là, son ccDuvemeiit doit se ralentir de plus en plus, jusqu'au moment ou l'on cesse de l'apercevoir.

D'un autre côté, la forme de la tache doit changer avec la position qu'elle occupe sur le disque. Elle doit se montrer, au centre, sous sa véritable forme, tandis que, lorsqu'elle se rapproche des bords, l'obliquité de la surface sphérique du soleil doit la faire paraître de plus eu plus allongée.

Or, toutes ces parliculaiités existent dans le mouvement des taches du soleil; il en faut donc conclure que ces taches se trouvent réellement à la surface du soleil^ et que cet astre tourne sur lui-même.

Quand on suit le mouvement des taches sur le disque solaire pendant un temps suffisamment long, on reconnaît que c'est au

SOLE

bout d'an temps variable de î5 jours h 2S jours U heures que chnoue tache reprend la position qu'elle avait d'aoord occupée. En adoptant une durée moyenne de 27 jours, celle durée semble donc être celle que le soleil emploie k faire un tour entier sur luimême ; mais il est facile de reconnaître qu'il n'en est rien, en raison du mouvement de translation du soleil, et que le temps employé par le soleil k faire un tour complet sur luimême est inférieur à 27 jours.

En combinant les résultats d'observations nombreuses faites sur un grand nombre de taches, M. Laugicr a trouvé que la durée exacte de la rotation du soleil est 25J.34.

Si l'axe de rotation du soleil était perpendiculaire au plan de l'écliptique, les cercles décrits par les taches seraient parallèles à ce plan; par suite, nous verrions toujours ces taches décrire hur le disque des lignes droites parallèles à l'écliptique même et au plan de l'équateur solaire. Mais l'obliquité de l'axe de rotation fait que les trajectoires des taches doivent, suivant les diti'érontes époques de l'année, présenter des aspects diflérents. Si, sur la surface d'une toupie, on a tracé une circonférence perpendiculaire à l'axe de rotation, cette circonférence offre, lorsque la toupie tourne, une complète analogie avec la forme des trajectoires des taches. En deux points diamétralement opposés de son orbite, in terre se trouve dans le plan même de l'équateur du aoleil, et ce sont ces points 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 les 5 et 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. De juin à décembre, les taches décrivent des lignes concaves vers le pôle nord de l'astre ; de décembre à juin, les trajectoires paraissent concaves du côté du pôle sud.

Une tache solaire se compose ordinairement de deux parties bien distinctes, dont l'une, occupant le milieu, est d'un noir trèsprononcé et porte le nom de noyau, tandis que l'autre, que l'on nomme la pénombre,

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s'étend plus ou moins régulièrement sur tout le contour du noyau et présente une teinte grisâtre. Le noyau et la pénombre sont terminés tous deux par des contours uets et tranchés; ils offrent par leur ensemble l'aspect d'une épaisse tache d'encre tombée sur un papier spongieux.

«Si l'on observe une tache pendant plusieurs jours, dit Delaunay, on reconnaît que, en même temps qu'elle se déplace, elle change progressivement de forme, sans que ce changement puisse être entièrement attribué k l'obliquité plus ou moins grande de la portion de la surface duso/ei7 sur laquelle elle se trouve. Un grand nombre de tachf^s, en se déformant ainsi, deviennent de plus en plus petites et finissent par disparaître avant que la rotation du soleil les ait amenées près du bord occidental du disque. En même temps il s'en reforme d'autres, que l'on voit Lipparaître en des points de la surface où peu de temps auparavant il n'y en avait pas de traces. De même, parmi les taches que le mouvement de rotation de l'astre fait disparaître par le bord occidental de son disque, il y en a plusieurs qui ne reparaissent pas, et, avec celles que l'on revoit, on en observe d'autres que l'on n'avait pas aperçues jusque-là. Les changements qu'éprouvent les taches dans leurs formes et dans leurs dimensions se produisent généralement avec lenteur. Cependant ils sont quelquefois brusques, de telle manière qu'on peut les voir se

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Eroduire pendant qu'on a l'œil h la lunette. ,es t:ichesattei;:nent souvent des dimensions considérables; on en a vu dont le diamètre égalait ciuq ou six fois le diamètre de la terre.

■ La partie brillante de la surface du soleil ne présente pas un éclat uniforme. U existe généralement autour des taches des espaces plus lumineux que le reste, qu'on nomme facules. Toute la surface est d'ailleurs couverte de rides plus lumineuses, qu'on appelle lucules. Herschel, qui s'est beaucoup occupé d'étudier la constitution du soleil, dit qu'on peut se faire une idée des lucules en comparant la surface de l'astre à la peau d'une orange. ■

Quelques-unes de ces taches sont, nous venons de le dire, d'une dimension considérable. Schrœter en a évalué une qui mesurait 12,000 lieues de diamètre. Herschel en vit une, en 1779, qui avait 17,000 lieues de diamètre.

Un astronome anglais, M. Carrington, a obtenu, en 1SG4, le prix Lalunde pour un bel ouvrage intitulé : Ottservation of the spots on the Sun, from november 9 1853, to march 24 1861. Le résultat le plus important des mesures exécutées par Carrington est celui-ci : les taches solaires ont un mouvement propre, dirigé dans le sens de l'équateur du soleil et d'autant plus sensible que leur latitude héliographique est plus élevée. D'après ces observations, il y a peut-être quelque témérité à prétendre connaître la durée de la rotation du soleil par le mouvement des taches, puisque ce mouvement est inégal.

Les lucules ou pores ne sont visibles qu'à l'aide de lunettes d'une assez grande puissauce. Leur forme allongée leur a fait donner par un autre astronome anglais, M. Nasmyth, le nom de feuilles de saule; M. Dawes les a comparées à des brins de paille; M. Stone, à des grains de riz; M. Uuggins les appelle des granulations, etc.

■ Le fond lumineux du soleil, dit le P. Secchi, se voit comme un véritable réseau semé d'une foule de points blancs plus ou moins allongés et séparés par une maille plus sombre, et les nœuds de cette maille paraissent de très-petits trous noirs. Les pénombres des taches sont plus remarquables. On voit surtout une granité quantité de corps blancs qui, se plaçant à la suite les uns des autres, produisent comme des filaments... Cette configuration cependant n'est pas constante, et les corps blancs ne sont pas toujours séparés dans les pénombres. Il est difficile de trouver un objet auquel les comparer; je tes comparerai à des amas de coton allongés, de toutes les formes imaginables, quelquefois enchevêtrés les uns dans les autres, quelquefois aussi dispersés et isolés. Parfois ces amas sont très-bien terminés et nettement tranchés; parfois ils sont épanouis et mal terminés. Leur tête est en général tournée vers le

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centre du noyau. Ils ressemblent à de gros coups de pinceau, d'un blanc très-fort à la tête et décroissant vers la queue. Le fond général sur lequel sont dispersés ces corps <>st une faible lumière qui constitue la pénombre. Cette faible lumière se prolonge en traînées très-épanouies et a toute l'apparence de nos cirrus dans ratmos[)hère, comme les autres parties ressemblent aux cumulus. Le contour de la tache générale est lui-même fermé par les têtes de ces corps blancs, qui lui donnent l'aspect d'une crémaillère à dents proéminentes. •

Les taches du soleil ne sont pas, comme celles qu'on découvre k la surface de la lune, permanentes sur le disque; chacune d'elles naît, se transforme et disparaît, et la durée de ses évolutions successives est très-variable.

Les grandes taches se forment ordinairement par l'agglomération des petites. Celles-ci, d'abord isolées et privées de pénombre, grandissent peu à peu, s'entourent d'une teinte grisâtre, se rapprochent et finissent par se fondre dans une pénombre commune. Lorsque les taches doivent disparaître, elles subissent une opération inverse; elles se divisent et se séparent en un certain nombre de points noirs, dont chacun se dissipe sans qu'on sache comment.

Il y a des taches qui disparaissent avant la durée d'une révolution complète du soleil; d'autres sont visibles pendant plusieurs rotations successives. En 1840, Schwabe signala une tache que la rotation ramena huit fois, et dont l'existence atteignit ainsi 200 Jours. Il paraît bien établi que les taches ne se montrent pas indistinctement dans toutes les régions du disque solaire. Elles sont restreintes à une zone qui ne s'étend ;ru'-re au delà de 30^ de part et d'autre de l'équateur solaire. Cependant, on en a vu s'égarer jusqu'à 450 et même 700.

La distribution des taches sur le disque, leur nombre, leurs dimensions varient d'une année et même d'un uiois à l'autre. En réunissant et en comparant tous les résultats connus avant lui et y joignant ses propres observations de 1826 k 1850, M. Schvabe, de Dessau, a mis hors de doute Texisteoce d'une périodicité k peu près régulière dans la fréquence des taches. Mais il était probable que la période de 10 à 11 années, qui résulte de ses recherches, devait suoir ellemême des variations. Cette présomption a été confirmée par les observations plus récentes et plus précises de M. Carrington, et surtout par celles de M. Spûrer, qui sont venues compléter de la façon la plus remarquable celles de M. Carrington. Le tableau de ces observations, qui forment une suite ininterrompue de 1854 à 1871, est plein d'enseignements : nous croyons devoir le reproduire ici, tel qu'il nous est fourni par l'Annuaire du bureau des longitudes.