TN

e = — environ.

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

on y verra comment cette valeur de — , déduite de l'hypothèse d'Hipparque, est deux fois trop grande. L'excentricité de l'orbite solaire, d'après la comparaison faite à diverses époques de l'année des diamètres du soleil, est

à très-peu près égale à — .

L'impossibilité des excentriques et des épicycles d'Hipparque avait déjà frappé plusieurs astronomes, lorsque Kepler fut conduit, par une critique approfondie des observations de Tycho-Brahé et par la comparaison des mouvements du soleil et de lu planète Mars, à reconnaître que l'orbite 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. On sait qu'en réalité, et relativement aux planètes, le soleil est immobile et occupe un des foyers de l'ellipse que la terre décrit; que c'est la terre qui exécute, en un jour, son mouvement de rotation et, en une année, son mouvement de translation, chacun en sens inverse du mouvement solaire correspondant.

— IV. Rotation du soleil. Taches de sa surface. « Fabricius, raconte Lalande, examinant un jour avec une lunette le disque du soleil, vit avec surprise à sa surface une tache noirâtre d'assez grande dimension, qu'il prit d'abord pour un nuage. Un examen plus attentif lui prouva qu'il se trompait; mais l'élévation de plus en plus grande du soleil et l'éclat éblouissant de l'astre le forcèrent à remettre au lendemain matin l'étude de ce phénomène singulier. "Mon père et moi, dit-il, > nous passâmes le reste de la journée et la » nuit suivante avec une extrême impatience » et en rêvant sur ce que pouvait être cette » tache. Si elle est dans le soleil, disais-je, » je la reverrai sans doute; si elle n'est pas » dans le soleil, son mouvement nous la ren- » dra invisible. Enfin, je la revis dès le matin » avec un plaisir incroyable ; mais elle avait v> changé de place, ce qui augmenta notre » incertitude. Cependant nous imaginâmes » de recevoir les rayons du soleil par un pe- » tit trou dans une chambre obscure et sur » un papier blanc, et nous y vîmes très-bien » cette tache en forme de nuage allongé. Le » mauvais temps nous empêcha de continuer » ces observations pendant trois jours. Au » bout de ce temps-là, nous vîmes" la tache « qui était avancée obliquement vers l'occi- » dent. Nous en aperçûmes une autre plus » petite vers le bord du soleil; celle-ci, dans i l'espace de peu de jours, parvint jusqu'au » milieu. Enfin, il en survint une troisième ;

SOLE

» la première disparut d'abord et les autres

» quelques jours après Dix jours après la

« première reparut à l'orient. Je compris alors ° qu'elle faisait une révolution, et, depuis le » commencement de l'année, je me suis con-

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

■ taches à d'autres, qui en sont persuadés » comme moi Je voyais que ces taches ne

■ conservaient pas entre elles les mêmes dis- » tances, qu'elles changeaient de forme et de i. 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 » soleil, qui est Sphérique et solide, elles doi- » vent devenir plus 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 à la déterminntion des différentes circonstances de la rotation du soleil. Pour voir les taches du soleil, il faut recouru- à la lunette astronomique et ne pas oublier que, dans cet instrument, les objets sont renversés. En tenant compte de ce fait, voici, en " réalité, comment le phénomène se passe. Notons une fai.'he à l'instant où elle émerge sur le bord oriental, Elle paraît d'abord sous la forme d'un trait délié oui, à mesure qu'il avance vers l'occident, s élargit et marche de plus en plus vite, jusqu'à ce 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.

Celte circonstance, qui se reproduit pour toutes les taches, qui sont très-nombreuses, témoigne irrécusablement 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, en appliquant aux taches du soleil le raisonnement bien simple par lequel ou 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, en effet, dans son passage central, ne se projette sur le soleil que durant le temps qu'il met à parcourir l'arc de son orbite compris entre deux rayons menés de la terre à 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 occultation, c'està-dire à 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; doue 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 a 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 t suite de la rotation du soleil, passe de l'hémisphère invisible k l'hémisphère 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 rapide, jusqu'à ce qu'elle atteigne le milieu de la demi-circonférence qu elle doit décrire. Puis, à partir de là, son mouvement doit se ralentir de plus en plus, jusqu'au moment où 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 en plus allongée.

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

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

SOLE

bout d'un temps variable de 25 jours à 28 jours 11 heures que chaque tache reprend la position qu'elle avait d'abord occupée. En adoptant une durée moyenne de 27 jours, cette durée semble donc être celle que le soleil emploie à 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 à 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, Luugier a trouvé que la durée exacte de la rotation du soleil est 25 j. 34.

Si l'axe de rotation du soleil était perpendiculaire au plan de l'ôcliptique, les cercles décrits par les taches seraient parallèles à. ce plan ; par suite, nous verrions toujours ces taches décrire sur le disque des lignes droites parallèles k l'éclipttque 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 différentes époques de l'année, présenter des aspects différents. 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, la terre se trouva dans le plan même de l'équateur du soleil, 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 k 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 nomma la pénombre,

Fig. '. .

3'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 nets et tranches; 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 du soleil sur laquelle elle, se trouve. Un grand nombre de taches, 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 apparaître 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

SOLE

produire pendant qu'on a l'œil à la lunette. Les taches atteignent souvent des dimensions considérables-, on en a vu dont le diamètre égalait cinq ou six fois le diamètre de la terre.

» La partie brillante de la surface du soleil ne présente pas un éclat uniforme. Il 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. He.rsch.el, 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. Sehrœter 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 1864, le prix Lalande pour un bel ouvrage intitulé : Observation of the spots on the sun, from november 9 1853, to murch 24 1881. 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 mous'emeutdes taches, puisque ce mouvement est inégal.

Les lucules ou pores ne sont visibles qu'à l'aide de lunettes d'une assez grande puissance. 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. Huggins les appelle des granulations, etc.

o Le fond lumineux du soleil, dit le P, Secchi, sa 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 gramle quantité de corps blancs qui, se plaçant à la suite les uns des autres, produisent comme des filaments... Cette contiguration cependant n'est pas constante, et les corps blancs ne sont pus toujours séparés dans les pénombres. Il est difficile de trouver un objet auquel les comparer; je les 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

SOLE

centre du noyau. Ils ressemblent a de gros coups de pinceau, d'un blanc très-fort a 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 l'atmosphère, comme les autres parties ressemblent aux cumulus. Le contour de la lâche générale est lui-même fermé par les têtes de ces corps blancs, qui lui donnent l'aspect d'une crémaillère k dents proéminentes. *

Les taches du soleil ne sont pas, comme celles qu'on découvre à 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 «d 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, Schwube signala une tuche 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 guère au delà de 30° de part et d'uutre de l'équateur solaire. Cependant, on en a vu s'égarer jusqu'à 45» et même 70°.

La distribution des taches sur le disque, leur nombre, leurs dimensions varient d'une année et même d'un mois à l'autre. En réunissant et en comparant tous les résultats connus avant lui et y joignant ses propres observations de 1826 à 1850, M, Schwube, de Dessuu, a mis hors de doute l'existence d'une périodicité à peu près régulière dans lu fréquence des taches. Mais il était probable que la période de 10 k il années, qui îésulte de ses recherches, devait subir 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. Sporer, 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.