LIVRE PREMIER

De tous les astres qui peuplent l'immensité de l'espace , le Soleil est le plus intéressant pour nous autres habitants de la Terre.

C'est à la fois le plus gros, du moins en apparence, le plus brillant^ celui qui exerce sur notre globe l'influence dominante.

Centre des mouvements de tous les corps célestes du système, de tous ceux qui sont vraiment nos voisins, il est pour eux et pour nous l'inépuisable foyer de la lumière de la chaleur, .de la vie. C'est en lui que toutes les énergies, développées à la surface de la Terre, ou sur les autres globes, et qui se manifestent sous des formes si difl^érentes, puisent incessamment, sans tarir jamais cette source de puissance. Quelle est, sur les phénomènes de magnétisme et d'électricité terrestres, la véritable action du Soleil? On connaît encore peu de choses aujourd'hui à ce sujet : mais quand on considère son volutne, sa masse, son état d'incandescence calorifique et lumineuse, il est difficile de se figurer qu'il ne gouverne point aussi, dans une certaine mesure, les courants magnétiques qui sil-

lonnôbt Taimant* sphéroidal dont la surface nous sert de demeure.

Enfin y le Soleil est vraisemblablement le père commun de toute cette famille d'astres qui gravitent autour de lui , et qu'il maîtrise par sa puissante attraction. C'est de son sein y qu'à des époques immensément éloignées de la nôtre, ont jailli successivement y d'abord sous forme d'anneaux nébuleux, ces agglomérations de matière qui sont devenues à la longue par une concentration naturelle, des globes à peu près sphériques : Jupiter, Saturne, Mars, la Terre, Vénus, sont autant d'enfants du Soleil.

Quel rôle le Soleil joue dans le groupe dont il est le foyer, nous l'avons dit. Plus loin, nous verrons quelle figure il fait dans l'univers sidéral, et nous le retrouverons parmi les millions d'étoiles formant la Voie Lactée. 11 s'agit maintenant de connaître son individualité propre, de mesurer ses dimensions apparentes ou réelles , d'étudier les accidents de sa surface, son mouvement de rotation, et de déduire de tous les phénomènes recueillis par tant d'habiles et ingénieux observateurs, la structure de cet astre prodigieux et les conjectures les plus vraisemblables sur sa constitution physique.

I. La Terre est considérée par les physiciens comme un aimant gigantesque, dont la surface est incessamment parcourue par des courants magné* tiqnes. C'est à l'action de ces courants que sont dues les variations de l'aiguille aimantée et de la boussole.

Ferme, dimensions apparentes du Soleil. — Sa distance à la Terre et ses dimensions réelles. — Surface, volume, masse et poids du Soleil.

A Fœil nu, tout le monde le sait, il est impossible de soutenir Téclat du Soleil. Comment s'en étonner, si Ton songe que rintensité de sa lumière est huit cent mille fois celle de la pleine Lune, ou si l'on veut, vingt-deux milliards de fois celle d'une des plus brillantes étoiles? Aussi pour avoir une idée nette de sa forme, faut-il profiter des occasions où des nuages et mieux des brouillards intenses s'interposent entre l'œil et l'astre radieux. L'emploi des lunettes ou télescopes serait plus dangereux encore que la vue simple, si les observateurs ne prenaient la précaution de placer, en avant de l'oculaire, un verre coloré soit en bleu foncé soit en noir. L'effet des verres ou des miroirs étant de concentrer en un même point une quantité considérable de rayons lumineux et calorifiques, l'œil serait ébloui et brûlé, sans cette précaution indispensable K

Une première appréciation, nécessairement grossière, permet aisément de reconncdtre que le disque du Soleil est circulaire. Mais l'emploi des instruments de précision ne

1. L'intensité de la chaleur est si grande au foyer des télescopes, quand on applique ces instroments à l'observation du Soleil, qu'on est obligé d'aToir un grand nombre de verres de couleur de rechange; la chaleur les fait éclater.

laisse à cet égard aucun doute, et de nombreuses mesures micrométriques' ont prouvé que tous les diamètres du disque ont même grandeur apparente. Le Soleil a donc la forme d*un cercle lumineux parfait, et comme il n*est pas moins certain que le Soleil tourne autour d*un axe, et dès lors nous présente successivement des faces diverses, on a dû en conclure que sa forme est en réalité celle d'une sphère, sans qu'on ait pu constater, dans aucun des points de sa circonférence, une trace quelconque de déformation ou d'aplatissement.

Le matin quand le Soleil se lève, ou le soir un peu avant son coucher, pour peu que l'atmosphère soit brumeuse, on peut souvent observer à l'œil nu le disque solaire : il parcut alors grossi et sensiblement déformé. Mais ce sont là deux illusions dont nous essayerons plus loin de faire comprendre les causes.

Les dimensions apparentes du Soleil ne restent pas les mêmes dans tout le cours d'une année. En moyenne, ces dimensions sont telles que trois cent soixante disques égaux au sien, et se touchant bout à bout, rempliraient un demicercle de la voûte du ciel : son diamètre est donc d'environ un demi-degré *. Mais, en vérité, il paraît en hiver un peu plus grand qu'en été, du moins pour les habitants de Thémisphère boréal de la Terre. Dans l'hémisphère austral, il faudrait dire qu'il paraît plus grand en été qu'en hiver.

1. C'est-à-dire faites avec des micromètres^ appareils qui s'adaptent aux limettes et servent à évalaer de très-petites dimensions, de très-petits angles.

2. n est d'usage, en géométrie, de diviser la circonférence du cercle en 360 parties égales, dont chacune se nomme un degré et se représente ainsi : l*. Chaque degré se subdivise en 60 minutes, et chaque minute, en 60 secondes. Une minute s'écrit : 1'; et une seconde : 1". Je donne ces détails, parce qu'il pourra m'échapper plus tard de parler de secondes, de minutes, de degrés dans le cours d'une description.

puisque Tordre des saisons s'y trouve intervertir. Une telle variation ne peut être attribuée, on le conçoit, à des changements réels dans les dimensions du Soleil. Elle s'explique aisément lorsqu'on sait que la translation annuelle de la Terre autour de l'astre central, s'effectue le long d'une courbe allongée dont le globe solaire n'occupe pas le centre : la distance des deux astres varie d'un jour à l'autre, et c'est vers les premier» jours d'hiver de l'hémisphère boréal que la Terre est à la plus courte distance du Soleil. Voici les grandeurs comparées du disque solaire, à ses distances moyennes et extrêmes, lesquelles correspondent aujourd'hui aux époques indiquées dans la figure :

T' janvier. !•' octobre. 1" juillet.

Fig. ]. — Dimensions apparentes du disque solaire, aux époques de ses dislaRces

extrômes et moyenne à la Terre *.

Les dimensions apparentes d'un objet varient avec la distance : ainsi doivent varier les dimensions du disque solaire, vu de chacune des planètes du système. Il doit paraître d'autant plus petit que la planète en est plus éloi-

1. En représentant par 1000 la surface lumineuse ou calorifique du Soleil à sa distance moyenne à la Terre, on trouve les nombres 940 et 1072 pour cette même surface, telle qu'elle nous apparaît à sa plus grande distance en juillet, à son plus petit éloignement vers le 1" janvier. Les mêmes nombres nous donnent donc les quantités de chaleur et de lumière reçues par la Terre à ces différentes époques, de sorte qu'en été le Soleil échauffe et éclaire moins notre globe que pendant l'hiver. Cette apparente anomalie sera expliquée plus loin, quand nous aurons à nous occuper des saisons terrestres.

gnée. Pour éviter de donner des nombres que le leclenr aurait peut-être de la peine à se représenter, nous avons réuni dans un même tableau (fig. 2) les dimensions com-

Kg. 3. — Le Soleil vu des principile* pltmttps.

parées du Soleil, vu de chacune des principales planètes, à leurs moyennes distances. Haïs il ne faut pas oublier que si la grandeur apparente varie, l'intensité intrinsèque de

l'éclat reste la même, abstraction faîte bien entendu de l'absorption due aux atmosphères des corps célestes, et sur l'intensité de laquelle on n'a encore aucune donnée précise. La quantité de lumière ou de chaleur reçue par une planète est donc seulement en rapport avec l'étendue de la surface apparente du disque solaire.

De Mercure, la planète la plus voisine du Soleil, on voit cet astre sous ses dimensions apparentes les plus grandes; de Neptune, au contraire, sous ses plus petites. La surfeuse lumineuse est 6670 fois plus considérable pour la première de ces planètes que pour la seconde, située comme on sait, aux confins de notre système. En étudiant la constitution physique des planètes, nous reviendrons sur les quantités de lumière et de chaleur dont les effluves solaires baignent leurs surfaces. Disons seulement que si, pour les habitants de la Terre, le disque du Soleil offre une surface apparente sept fois plus petite que celle sous laquelle on l'aperçoit de Mercure, si dans Neptune cette surface se trouve réduite mille fois plus encore, elle conserve néanmoins, dans ce dernier globe, un éclat bien supérieur à celui de tous les astres, planètes ou étoiles, que nous voyons au ciel. Mais ce serait autre chose, si nous reculions ^av la pensée notre Soleil jusqu'à la sphère des étoiles, même des plus rapprochées de nous. A cette distance, l'immense luminaire ne paraîtrait plus que comme un point, perdu parmi les innombrables feux de la voûte étoilée.

La dimension apparente d'un objet, en d'autres termes l'angle formé par les rayons visuels aboutissant aux deux extrémités, n'apprend rien sur ses dimensions réelles, tant qu'on ignore sa distance.

Quelle est donc la distance du Soleil à la Terre et aux autres corps du système planétaire ?

Parlons d* abord de la distance de la Terre au Soleil, sans nous occuper des méthodes particulières qui ont servi à la déterminer. Évaluée en lieues de 4 kilomètres, cette distance est à peji près de 38 240 000 lieues*, avec une incertitude en plus ou en moins de 400 000 lieues, ou d'un centième environ de la valeur totale. Une telle distance équivaut à 24 000, plus exactement à 23 984 fois le rayon de notre planète. C'est vers le milieu du dernier siècle qu'on est parvenu à cette évaluation.

Il y a loin du nombre que nous venons de transcrire à la distance adoptée hypothétiquement par Pythagore. Ce philosophe, qui d'ailleurs professait, sur le système du monde, des idées si rapprochées de celles qu'une longue suite de travaux a définitivement consacrées, assignait 1 8 000 lieues à la distance où nous sommes de l'astre qui nous échauffe et nous éclaire. C'était lui donner à peu près 30 lieues de diamètre. On comprend alors cette comparaison ancienne, qui peut-être étonnerait encore beaucoup de gens parmi nous, à savoir que le Soleil est plus gros que le Péloponèse *.

Les nombres un peu considérables — nous en trouverons fréquemment en astronomie — ne font le plus souvent sur l'esprit qu'une impression très-vague. L'imagina-

1. 11 parait à peu près certain que la distance du Soleil à la Terre, telle que l'indique le nombre précédent, devra être notablement diminuée. Les travaux de MM. Le Verrier et Hansen, les observations de Mars de MM. Stone et Winnecke, la détermination nouvelle de la vitesse de la lumière par M. Léon Foucault s'accordent également pour cette correction, qui entraînera une série de modifications dans les nombres jusqu'à présent adoptés, pour les divers éléments du système solaire. Nous ne croyons pas devoir prendre sur nous de trancher la question, avant une discussion complète des diverses méthodes et de leurs résultats.

S. Avant 1769, époque de la détermination directe la plus précise qu'on connaisse encore aujourd'hui, les astronomes avaient essayé de trouver de diverses façons la distance du Soleil'.

Aristarque de Samos, et à sa suite Ptolëmée, Copernic et Tycho, la sup-

LE SQLEIL. 27

tioii a peine à se figurer les objets qu'ils représentent, et s'il s'agit de distances même assez ordinaires, c'est seulement à Faide de comparaisons que nous parvenons à nous en faire une idée un peu précise. Ces distances viennentelles à dépasser le champ de notre vue sur un horizon terrestre, c'est-à-dire 10 à 20 lieues, l'image proprement dite s'évanouit, et nous sommes forcés d'avoir recours à d'autres procédés de représentation ; par exemple, nous nous demandons combien il faudrait de temps, pour parcourir la distance donnée, à un mobile animé d'une vitesse connue. La sensation de la durée vient alors en aide à celle de l'étendue, pour la compléter et la parfaire.

Voyons si, en usant de cet artifice, nous arriverons à embrasser avec quelque netteté l'espace qui sépare moyennement la Terre du Soleil.

La lumière, dont le mouvement de propagation est le plus rapide des mouvements connus — elle franchit 77 000 lieues par seconde — met 8 minutes 17 secondes pour venir du Soleil à la Terre. En supposant l'espace qui nous sépare de l'astre radieux rempli d'air atmosphérique, un son dont l'intensité serait assez grande pour ébranler une sphère d'un aussi grand rayon, mettrait 1 4 ans et 2 mois à parvenir à notre oreille — le son parcourt, comme on

posaient égale à 1200 rayons de la Terre, près de 2 millions de lieues, c'est-à-dire vingt fois moindre que la vraie distance. Kepler tripla ce nombre. Cassini et Lacaille furent ceux qui s'approchèrent le plus de la vérité. Selon d'Âlembert (dans Y Encyclopédie) ^ le dernier de ces pavants évaluait la distance en question à 21 000 rayons terrestres, Cassini à 28 000. Le même auteur cite encore une distance de 12 000 diamètres de la Terre, c'estrk-dire celle précisément qu'on adopte aujourd'hui ; mais il ne donne pas le nom de l'astronome qui avait fourni cette évaluation. Ârago, dans son Astronomie populaire , rappelle les mesures trouvées par Riccioli et Hévélius, 7000 et 5200 rayons terrestres, enfin celles de Richer et de Maraidi, déduites de Topposition de Mars, et qui fixaient le Soleil à des distances moyennes de la Terre égales à 21 712 et à 20 626 rayons de notre planète.

sait, 340 mètres environ par seconde. Enfin, un train express de nos voies ferrées, marchant à raison de 50 kilomètres par heure, parti de la Terre le 1" janvier 1865, n'arriverait au Soleil qu'en Tan 2212, un peu plus de 347 ans après le jour de son départ.

On peut se faire une idée, par ces exemples, de l'immensité de Tabîme qui s'étend entre le Soleil et notre globe, et qui se mesure par ce nombre, en apparence si simple : 38 000 000 de lieues ! Ce sont ces 38 000 000 de lieues qui formeront désormais Tunité nouvelle, le mètre, au moyen duquel toutes les autres distances célestes seront calculées.

La distance du Soleil une fois connue, il n'y a plus à résoudre qu'un problème très-facile de géométrie, pour déduire ses dimensions réelles de la grandeur apparente du disque \ On sait ainsi que son diamètre est environ

1 . Ce problème est si simple, en effet, que je ne puis résister à la tentation de justifier mon assertion.

Je prends un disque en carton, de couleur blanche et d'un diamètre quelconque, 1 décimètre, je suppose. Je le place verticalement et je m'en éloigne peu à peu jusqu'à ce que ses dimensions apparentes soient précisément les mêmes que celles du Soleil. A ce moment, le disque de carton recouvrira, sans en déborder le contour, le disque solaire lui-même. L'observation démontre que la distance entre l'œil et le disque est alors de lO'yeS.

l51000000ikf(Mi.

Fig. 3. — Dimensions du Soleil déduites de sa distance et de la grandeur apparente

de son disque.

Or, il est aisé de voir en examinant la figure précédente, qu'il y a entre la dimension réelle du disque de carton et celle du Soleil précisément le même rapport qu'entre les distances qui séparent en ce moment Tobservateur, de chacun des deux objets en question :

Le diamètre du Soleil est donc égal à autant de fois un décimètre, que 38 000 000 de lieues, ou 1 52 000 000 de kilomètres, contiennent de lois la

112 fois (1 12.06) le diamètre de la Terre, ce qui équivaut à 1 429 170 kilomètres, ou, si l'on préfère, 357 290 lieues. La périphérie de Timmense globe lumineux ofire donc un développement de plus de 1 120000 lieues.

La Lune, nous le verrons plus loin, circule autour de la Terre à une distance moyenne de 30 diamètres de notre globe. Si donc, on imaginait que le centre de la sphère solaire vînt à coïncider avec le centre de la Terre, nonseulement l'orbe de la Lune resterait tout entier à l'inté-

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Pig. 4. " Dimensions comparées du globe du Soleil et de l'orbite de la Lune.

rieur du corps du Soleil, mais encore il faudrait, pour

atteindre la surface, s'élever au-dessus de notre satellite d'environ 26 diamètres terrestres, ainsi que le montre la figure 4, construite dans des proportions relatives exactes.

dislance mesurée entre Tœil de l'observateur et le disque de carton. Cette dernière distance étant de 10*^,63, il est aisé d'en conclure que le diamètre solaire mesure 1 429 170 kilomètres, ou encore 357 290 lieues.

La méthode employée par les astronomes est sans doute un peu moins élémentaire dans ses formules, mais, au fond, elle est basée sur le même principe que celle dont on vient de lire l'exposé.

Voilà poQr les dimensions linéaires.

Veut-on connaître la surface et le volume du Soleil? On trouvera que la première comprend l'énorme nombre de 6 416000000000 kilomètres carrés : c'est 12557 fois la surface entière du sphéroïde terrestre. Si Ton passe au volume, il est impossible de n'être point effrayé de ce nombre colossal de 1530060000000000000 kilomètres cubes, qui représente plus d'un million quatre cent mille volumes de la Terre.

Arago, dans le tome quatrième de son Astronomie populaire, cite la comparaison familière suivante, bien propre à fournir une image de l'immensité du volume solaire : «Un professeur d'Angers voulant, dit-il, donnera ses élèves une idée sensible de la grandeur de la Terre comparée à celle du Soleil, imagina de compter le nombre de grains de blé de grandeur moyenne qui sont contenus dans la mesure de capacité nommée le litre : il en trouva 10 000. Conséquemment, un décalitre doit en renfermer 100000, un hectolitre i 000 000, et 14 décalitres 1 400000. Ayant alors rassemblé en un tas les 14 décalitres de blé, il mit en regard un seul de ces grains, et dit à ses auditeurs : « Voilà « en volume la Terre, et voici le Soleil. » Cette assimilation frappa les élèves de surprise infiniment plus que ne l'avait fait renonciation du rapport des nombres abstraits 1 et 1400000.»

Quand nous aurons vu quelles sont les dimensions absolues de ce grain de blé qui figurait la Terre, nous serons bien plus surpris encore, et notre imagination restera comme écrasée sous les prodigieuses dimensions du flambeau de notre monde, lequel toutefois n'est lui-même qu'un des grains de la poussière lumineuse répandue dans l'espace infini.

Notre Terre n'étant qu'un des membres de la famille

pUméteiK, il serait naturel d'étendre les comparaisons que nous venons de faire entre son volume et celui du Soleil aux corps célestes principaux qui circulent avec elle autour du foyer central. Mais plus loin, dans la description détaillée que nous ferons de chacun de ces corps, nous aurons l'occasion de nous étendre davantage sur leurs di* mensions propres. Pour ne considérer maintenant que Tensemble, on sera curieux de savoir que le volume du Soleil vaut, à lui seu] , 600 fois les volumes réunis de toutes les planètes et de leurs satellites.

Qu'on soit arrivé par les données de l'observation et les lois de la géométrie et de l'optique, à mesurer les vraies distances des astres, du moins des plus voisins de nous ; que de leurs distances on ait pu conclure leurs dimensions en diamètre, en sui*face et en volume, c'est ce qu'il est de prime abord aisé de comprendre, et nos lecteurs l'admettront sans peine, en attendant d'ailleurs le chapitre consacré, dans la troisième partie de cet ouvrage, à l'intéressante question des distances.

Mais que les astronomes aient la prétention de connaître les poids des corps célestes, de dire combien il faudrait mettre de Terres dans l'un des plateaux d'une balance pour tenir en équilibre le Soleil, posé dans l'autre plateau, c'est ce qui paraîtra certainement paradoxal à beaucoup. J'ajoute que la surprise manifestée, à cette occasion, par les personnes qui n'ont point étudié la mécanique céleste, est tout à fait naturelle. Annoncer que je tacherai plus loin de faire saisir la possibilité de conclusions en apparence si audacieuses, pourra même sembler entaché de présomption. Je me trouve donc obligé, en attendant mieux, d'invoquer un sentiment qui n'est guère de mise, quand il s'agit de science, la foi dans la vérité des assertions qui vont suivre. Cette foi-là, d'ailleurs.

n'est pas de celles qui s'abritent sous Timpénétrabilité des mystères : en étudiant, elle devient lumière et vérité démontrée.

Comparée à la masse de la Terre, la masse du Soleil est environ 355 000 fois aussi grande, tandis que son volume, on vient de le voir, est un million quatre cent mille fois aussi gros. Cela indique une moindre densité. La matière qui compose le Soleil ne pèse donc guère, à volume égal, que le quart de la matière dont notre propre gbbe est formé. Évalué en tonnes de mille kilogrammes, le poids du Soleil serait représenté par le nombre suivant :

Il rentre, on le voit, dans la catégorie de ces nombres dont l'effrayante grandeur ne dit plus rien à l'esprit, et laisse l'imagination elle-même impuissante.

On verra que, parmi les corps du système solaire, il est plusieurs planètes dont les dimensions et les masses sont considérables quand on les compare à notre Terre. La masse du Soleil n'en vaut pas moins à elle seule près de sept cent cinquante fois les masses réunies de tous les astres qu'il maintient dans sa sphère d'attraction, et auxquels il distribue la lumière et la chaleur.

Taches solaireB. Mouvement de rotation du Soleil. Noyau et pénombre

Facules, lucules.

Lorsque les nuages ou les brouillards sont assez épais pour éteindre la splendeur éblouissante des rayons du Soleil, assez transparents toutefois pour laisser voir le disque lumineux sous sa forme nettement circulaire^ sa surface nous apparaît homogène et pure^ aucune tache n'en ternit l'éclat. Il en est de mêmje, lorsqu'on observe l'astre à travers une plaque de verre noir ou enfumé. C'est un fait que tout le monde connaît à mer^^eille.

Mais, au lieu de nous borner à une observation à l'œil nu, prenons pour examiner l'astre une lunette astronomique de grossissement moyen. Munissons-la de son verre coloré, et braquons l'instrument sur le Soleil. L'image amplifiée du disque nous apparaîtra, le plus souvent, comme parsemée de points noirs irrégulièrement groupés. Ce sont les taches solaires, véritables accidents mobiles de la surface du Soleil, qui, on le verra bientôt, offrent un grand intérêt pour l'étude de sa constitution physique.

L'image suivante du Soleil (tig. 5) peut donner .une idée de la manière dont sont disséminées les taches, et de leur groupement à une époque particulière.

Disons tout de suite que le nombre des taches, leurs

positious relatives, leurs formes mêmes varient coDstamment, suivant l'époque de l'observation. Quelquefois, mais rarement, le disque solaire est entièrement pur, aucune tacbe u'altère l'uniformité de son éclat. Dans une période de dix années, de 1840 à 1850, sur un nombre total de 1982 jours où le Soleil fut observé, il n'y eut que 372

-Tuhwdu Soleil, 1« 1 septembre 1839, d'apràs les observilioi du Oftitaine DavU

jours pendant lesquels on ne put constater la présence d'aucune tache sur le disque.

On a vu jusqu'à 80 taches à la fois. En revanche, des années entières se seraient écoulées, dit-on, sans qu'on en ait observé aucune. Mais il est permis de considérer ce dernier fait comme un fait négatif, je veux dire, provenant

du défaut d'assiduité des observateurs; car, depuis que des astronomes tels que Schwabe (de Dessau), Wolf (de Zurich), Carrington, se sont voués à l'observation continue de ces phénomènes, le nombre des jours de l'année où le disque du Soleil n'a présenté aucune tache a toujours été moindre que celui des jours où des groupes ont été reconnus.

On verra plus loin que le nombre des taches est soumis à une certaine périodicité, et qu'il semble y avoir entre les variations de ce nombre et les phénomènes de magnétisme terrestre une corrélation des plus intéressantes.

Observées avec un soin minutieux pendant plusieurs jours consécutifs, les taches varient de formes et de positions. Mais parmi toutes ces variations, on a pu démêler un mouvement commun, une progression d'ensemble qui les fait se déplacer dans un même sens, et d'où l'on a pu déduire la rotation du globe soledre autour d'un axe qui passe par son centre.

Reprenons notre lunette astronomique. L'image renversée du Soleil s'y présente de telle sorte, que le bord du disque tourné vers l'Orient occupera la droite, le bord occidental la gauche, tandis que le Sud et le Nord seront, le premier à la partie supérieure, le second à la partie inférieure du disque.

Notons une tache sur le bord oriental. D'un jour à l'autre, nous la verrons se déplacer progressivement et avec une rapidité croissante, jusqu'à ce qu'elle occupe sur le disque ime position centrale. Alors, elle continuera, à s'avancer vers la gauche; mais dans cette seconde moitié de sa période, sa vitesse sera au contraire décroissante, et la tache finira par disparaître au bord occidental. Le même

pbéDomène aura lieu pour toutes les taches qui, au début de robservation , parsemaient le disque solaire. Toutes décriront dans lé même sens, et avec des vitesses angulaires à fort peu près égales, soit des lignes droites, soit des lignes courbes, dont la convexité sera tournée pour toutes du même côté.

Supposons que la tacbe particulière que nous avous notée ait affecté une forme ovale, au moment où elle apparut au bord oriental du Soleil. A mesure qu'elle s'est approchée du centre, cette tache s'est progressivement élargie,

de façon à devenir à peu près circulaire, puis elle a repris en s'éloigiiant du centre sa forme de plus en plus allongée, jusqu'à sa disparition, sans que ses dimensions apparentes aient été sensiblement modifiées dans le sens de la longueur.

Le dessin de la figure 6 montre les changements do forme dont nous parlons, pondant la première moitié de la période de visibilité de la tache. Les choses se passent prt^ cisément comme l'exigent les lois de la perspective, si l'on admet que le Soleil a la forme d'une sphère, et que la tacht.

noire dont il s'agit s'est mue à la surface d'un mouvement uniforme.

Quatorze jours environ forment la durée de visibilité d'une tache, et cette durée est la même pour toutes, bien qu'eUes ne décrivent pas des arcs de même longueur.

C'est aussi quatorze jours après là disparition d'une tache au bord occidental, <][u'on la voit reparaître au bord oriental, souvent déformée, il est vrai, mais cependant encore aisée à reconnaître.

Des mesures précises ont permis de constater et l'uniformité et le parallélisme de tous ces mouvements, bien que, indépendamment de la rotation d'ensemble qui en est la conséquence évidente, les taches éprouvent les unes par rapport aux autres des déplacements pai'tiels.

On s'est bien demandé d'abord si les points noirs qui forment les taches appartiennent réellement au corps du Soleil, si ce ne seraient point des corps indépendants tournant comme des planètes autour de l'astre radieux et nous montrant leurs faces obscures. Mais la- variation de vitesse apparente que nous avons reconnue, combinée avec la variation de forme d'un bord à l'autre, ne permit point aux astronomes d'adopter cette hypothèse.

On crut aussi pouvoir expliquer le mouvement des taches du bord oriental au bord occidental, par une circulation réelle de ces accidents à la surface du globe solaire, lui-même immobile. Mais alors, pourquoi cet ensemble dans leurs mouvements?

Ainsi voilà deux faits d'une grande importance, mis hors de doute par l'observation attentive et continue des points noirs qui parsèment la surface du Soleil : d'une part, la forme sphérique de l'astre, d'autre j)art l'existence

d'un mouvement de rotation uniforme. D'ailleurs le sens de ce mouvement circulaire a lieu de la droite vers la gauche, ou d'Occident en Orient, c'est-à-dire comme on Ta déjà vu, précisément dans le même sens que les mouvements, soit de rotation, soit de translation des autres corps du monde solaire.

Quand, il y a trois siècles, les découvertes de Copernic eurent enfin mis en lumière le véritable système de notre monde, le Soleil passa du rang secondaire de satellite de la Terre à celui de souverain du peuple planétaire, et l'on fut porté à croire qu'il trônait, immobile, au centre de son cortège. On ne soupçonnait, ni qu'il pût voyager dans l'espace entraînant toute sa cour avec lui, ni qu'il tournât sur son axe : à quoi bon ce dernier mouvement, pensait-on, pour un corps qui, étant lui-même lumière et chaleur, ne connaît qu'un jour éternel?

Ces deux mouvements sont cependant réels. Les derniers progrès de l'astronomie sidérale ont démontré le mouvement de translation du monde solaire dans l'espace, comme l'observation des taches a prouvé la rotation du Soleil.

C'est en 1611 qu'eut lieu cette dernière et importante découverte. Déjà, Jordano Bruno et Kepler avaient soupçonné le mouvement de rotation, « devançant ainsi l'observation par un trait de génie (Arago) , » quand l'astronome Jean Fabricius découvrit et les taches du Soleil et leur déplacement d'ensemble à la surface de son disque.

J'ai dit plus haut qu'il s'écoule près de 28 jours entre l'apparition et la réapparition d'une tache au même bord du Soleil. Plus exactement, le temps de la rotation apparente est de 27 jours, 12 heures. Je dis rotation apparente: la durée de la rotation réelle est moindre en effet d'en-

viron deux jours, de sorte que le Soleil tourne sur son axe en 25 jours et demi*.

L'axe de rotation du soleil est fort peu incliné (de 7" 0) sur le plan idéal dans lequel se meut la Terre. Si cette inclinaison était nulle, nous verrions toujours les taches se mouvoir en ligue droite sur le disque, parallèlement à un diamètre qui nous représenterait l'Equateur solaire. L'inclinaison dont il s'agit fait que nous sommes en réalité, tantôt au-dessus, tantôt au-dessous de cet équateur. De là, une courbure dans les chemins parcourus par les taches, courbure dont la convexité est tournée tcmtôt

L On va comprendre la raison de cette distinction importante.

Considérons une tache a, au moment où elle coïncide avec le centre du SoleU, je suppose, et faisons abstraction des déplacements irréguliers qu'elle peut subir à la surface de Tastre. Une rotation entière nous semblera s'être effectuée, lorsque la même tache sera revenue occuper le même point central, après 27 jours 12 heures. Or, pendant ce temps, la Terre, notre observatoire mobile, se sera déplacée sur son orbite, et aura décrit un arc, de T, sa position primitive, en T', sa position nouvelle.

En ce moment, la tache a tourné non-sTeulement d'une circonférence entière, mais encore d'un arc aa'^ de sorte qu'elle a réellement effectué plus d'une rotation complète.

En d'autres termes, le point de la surface du Soleil qui correspondait d'abord au centre du disque est maintenant un peu plus à l'Orient du nouveau point central a', par le fait du mouvement de la Terre. La durée

apparente de la rotation dépasse donc la durée réelle de tout le temps nécessaire pour parcourir le chemin aa\ Un calcul des plus simples fait voir que ce temps est d'environ deux jours.

Fig. 7. — Différence de durée de la rotation apparente du Soleil et de sa rotation réelle.

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vers le pôle nord, tantôt vers le pôle sud du Soleil. Seulement, à deux époques de Tannée distantes de six mois, vers le 6 juin et le 8 décembre, la Terre est précisément dans le plan de TÉquateur du Soleil, et à ces deux époques, on voit les taches se mouvoir suivant des lignes droites apparentes. La figure 8 montre la forme de leurs trajectoires dans ces différents cas :

Septembre.

8 décembre.

Fig. 8. — Apparence des courbes décrites par les taches sur le disque solaire,

à diverses époques de l'année.

Les taches du Soleil sont circonscrites dans deux zones situées de part et d'autre de l'Equateur, et il est rare d'en observer en dehors de ces régions. D'où il semble résulter que les phénomènes qui leur donnent naissance ont une certaine relation avec le mouvement de rotation du globe solaire. Si la surface du Soleil est un fluide lumineux et incandescent, on conçoit que la vitesse de rotation développe une force centrifuge qui, nulle vers les pôles, va