Voici les nombres de ce dernier savant
liolation.
Latitudes.
Durées
1 des
rotations.
ou
Latitudes
boréales
Equateur
Latitudes
australes
Mais Carriugton a vu le premier une loi, là où les astronomes qui l'ont précédé' ne croyaient qu'à une anomalie.
Si l'on considère la rotation équatoriale comme étant celle de l'ensemble de la sphère solaire, on peut adopter provisoirement les éléments suivants, donnés par Carrington comme étant ceux de la rotation du Soleil :
Inclinaison du plan de l'équateur solaire sur l'écliptique'. 7° 15'
Longitude du nœud rapportée à l'équinoxe moyen de 1850. 73° 40'
Durée d'une rotation vraie équatoriale^ 25'°"'"
Arc diurne décrit à l'équateur 14" 45'
Le D'' Spœrer, d'après les observations faites en 1861 et en 1866, arrive à des nombres sensiblement difTérents :
Inclinaison 6° 57'
Nœud 74" 36'
Rotation 25J 234
Arc diurne 14° 16'
Comme conséquence physique et mécanique du mouvement de rotation, le Soleil devrait, au lieu de la forme sphérique, affecter celle d'un ellipsoïde, aplati aux pôles, renflé à l'équa-
1. L'équateur solaire fait les angles suivants avec les orbites des autres planètes ;
Mercure 3» 10'
Vénus 4" 6'
Mars 6» 50'
Jupiter 6" 22'
Saturne 5° 55'
Ces nombres, empruntés à Gassini, auraient besoin de correction pour être ramenés aux éléments actuels : ils suffisent toutefois pour montrer que, Mercure excepté, les planètes principales se meuvent dans des plans plus inclinés par rapport à l'équateur solaire que relativement à l'écliptique.
2. En une année terrestre, le Soleil tourne donc quatorze fois et demie sur lui-même. Mais, pour une raison aisée à comprendre et dont l'explication se trouve dans le § 2 de ce cbapiitre, un observateur ne peut, de la Terre, noter que 13 J- rotations apparentes. Si une tacbe pouvait rester en permanence une année, bien qu'elle fasse en ce temps 14,5 rotations complètes, on ne la verrait revenir que 13,5 fois à un même point, au centre de sa trajectoire par exemple.
teur. Les mesures les plus précises des divers diamètres du Soleil n'ont pas permis de constater cet aplatissement. A la vérité, la lenteur de la rotation doit rendre fort petit, et dès lors insensible , cet effet nécessaire de la force centrifuge combinée avec la force de la pesanteur.
N'oublions pas, du reste, en parlant de la lenteur de la rotation, que cette expression s'applique à la vitesse angulaire. Eu égard aux énormes dimensions du globe solaire, la vitesse réelle ou linéaire est considérable dans les points de la surface les plus éloignés de l'axe; c'est ainsi qu'un point de l'équateur du Soleil, en vertu de son mouvement de rotation, est animé d'une vitesse linéaire qui lui fait parcourir environ 2 kilomètres par seconde; c'est, en réalité, un mouvement 4 fois et | aussi rapide que celui d'un point de l'équateur terrestre, dont la vitesse angulaire est cependant 25 fois plus grande.
Des faits qu'on vient de voir, on peut bien conclure que le globe du Soleil est animé d'un mouvement de rotation ; mais ce mouvement ne peut être assimilé à celui d'une masse solide, comme le mouvement de rotation de la Terre, puisqu'il n'est sensible pour nous que par l'observation des taches, et que les taches n'ont pas de position fixe, invariable, à la surface du Soleil. On ne peut donc assigner une valeur déterminée à la durée de la rotation solaire, à moins que l'on ne convienne de prendre, pour cette valeur, la durée moyenne, imparfaitement connue, des couches équatoriales \ Ce qui paraît cer-
1. Pour le docteur Spœrer, c'est à la latitude de 9" à 10° cjuc les taches sont entraînées avec la vitesse de rotation vraie du Soleil. Mais cette assertion est subordonnée à l'opinion particulière à quelques astronomes allemands, mais qui est loin d'être démontrée, à savoir : que les taches sont des objets extérieurs à la photosphère et dont le mouvement rotatoire est altéré par des vents qui soufflent en sens contraire, selon que l'on considère des régions plus voisines ou plus éloignées de l'équateur que la zone en question. Nous reviendrons plus loin sur cette hypothèse des vents de l'atmosphère solaire.
tain, c'est la loi d'après laquelle la vitesse du mouvement de rotation va en diminuant quand s'accroît la latitude ; mais ce n'est pas, toutefois, à l'équateur même qu'a lieu le maximum de vitesse ; d'après Carrington (comme on l'a vu dans la note de la page 56), il semble que les parallèles d'égale rotation se distribuent de part et d'autre d'une ligne qui est située à 1° de l'équateur vrai. On peut exprimer le même fait, en disant qu'à latitude égale, la vitesse de rotation serait généralement plus grande pour les taches boréales que pour les taches australes.
On ne sait rien non plus de la durée de la rotation, pour les couches qui avoisinent les pôles; on a vu qu'une seule tache a pu donner la rotation pour le parallèle de -j- 50". On peut appliquer, il est vrai, les formules empiriques de Faye ou de Carrington aux régions polaires, mais cela ne peut donner qu'une probabilité fort douteuse; on trouverait ainsi que, près du pôle, l'arc de rotation diurne est à peu près de 700', ce qui correspond à une durée de rotation d'environ 30 jours.
11 y a bien encore, pour mesurer la durée de la rotation du Soleil, une méthode indépendante de l'observation des taches ou des autres accidents visibles sur la photosphère. C'est celle qu'a indiquée M. Zœllner, et qui est basée sur le déplacement que les raies du spectre subissent par le seul fait du mouvement relatif de l'observateur et de la région lumineuse observée \ En 1 871 , cette méthode a été appliquée par le D' Vogel, qui a trouvé 2497 mètres pour la vitesse de rotation à l'équa-
1. Voici en quels termes M. Faye expose cette méthode qui exige l'emploi du spectroscope à réversion imaginé par le professeur Zœllner :
« Le Soleil possède une vitesse linéaire de rotation de deux kilomètres par seconde à l'équateur. Si l'on dédouble son image à l'aide d'un héliomètre et qu'on mette en contact les deux images à l'équateur, une des deux régions ■voisines du point de tangence aura deux kilomètres de vitesse vers le spectateur, l'autre fuira en sens inverse avec la même vitesse; d'oiî un déplacement relatif des raies des deux spectres de g^ environ de l'intervalle compris entre les raies du sodium. Avec un nombre sufiisant de prismes, on
tenr; on a vu que la rotation déduite de l'observation des taches a donné 2000 mètres environ ; c'est donc une différence de près de 500 mètres ou du quart. Mais il reste à savoir quel est le degré d'approximation de la méthode nouvelle, si elle donne la même loi de variation selon les latitudes, et, en attendant, il n'est guère permis de conclure.
Du reste, la rotation du Soleil est-elle constante? Sa durée et ses autres éléments ne varient-ils pas avec le temps? L'instabilité des phénomènes qui servent à déterminer ces éléments, permet de faire cette question et d'émettre une telle hypothèse, d'autant plus qu'il ne s'agit pas là de la rotation de la masse prise dans son ensemble, mais du mouvement des couches superficielles. En comparant les rotations déduites des observations faites par M. Carrington, de 1854 à 1861, à celles de M. Spœrer pour la période de 1860-1863, M. Faye a trouvé entre leurs durées une différence de 1 dixième de jour, indiquant un ralentissement assez sensible pour une période de six années. Ce résultat serait d'autant plus intéressant, s'il était confirmé par des observations ultérieures, qu'il correspondrait à une moitié de la période qui ramène les maxima ou les minima des taches solaires.
parviendra sans doute à mesurer ceUe petite quantité avec une approximation suffisante, et alors la rotation du Soleil se trouvera déterminée par une méthode tout à fait indépendante de celle des taches. »
§ 1. LA PHOTOSPHÈRE : LUCULES, TACHES SOMBRES, FACULES.
On désigne généralement sous le nom de photosphère {sY)hère de lumière), la surface lumineuse du globe du Soleil. Ce mot n'exprimant que la propriété principale de l'extérieur de l'astre, ne laisse rien préjuger, ni sur sa constitution interne, ni sur son extension au dehors sous la forme d'enveloppes atmosphériques.
Considérée dans son ensemble, la photosphère semble douée partout d'un éclat uniforme, dans les régions voisines des pôles de rotation, dans les latitudes moyennes, comme à l'équateur : du moins, est-ce ainsi qu'elle apparaît dans les instruments d'une médiocre puissance. On verra bientôt cependant que le disque du Soleil est notablement plus lumineux au centre que vers les bords : les images obtenues par projection sur un écran, au foyer d'un télescope, ou par épreuve photographique, accusent toutes cette décroissance d'éclat, cette dégradation de teinte qui est d'ailleurs régulière, s'étend sur toute la périphérie du Soleil et s'observe à toute époque. Mais si l'on rapproche cette observation du fait que le Soleil, en tournant sur son axe, montre successivement toutes ses faces à l'observateur, on est obligé d'en conclure, comme nous ve-
