FORMATION, DÉVELOPPEMENT ET DISPARITION DES TACHES

On vient de voir sous quels aspects se présentent les taches sur la photosphère, alors qu'elles sont toutes formées. Mais comment naissent-elles, se transforment-elles, et arriventelles à disparaître? L'histoire de ces phases diverses, si importante pour découvrir la nature de ces accidents de la surface solaire, est-elle la même pour toutes les taches?

Telles sont les questions que nous allons examiner maintenant. Commençons par les circonstances de la naissance des taches.

Nombre de taches apparaissent toutes formées , les unes parce que, ayant pris naissance dans la partie du globe solaire invisible, elles n'ont été amenées en vue de l'observateur que par le mouvement de rotation, les autres parce qu'elles se sont formées rapidement dans les intervalles des observations.

Certaines taches au contraire se forment lentement. On voit d'abord un fort petit point noir semblable à un pore élargi; peu à peu les dimensions de ce point augmentent , par une dilatation continue, mais le noyau est le plus souvent d'abord dé-

d'observateurs citent des cas de visibilité sans lunettes. Ainsi en août 1612, Galilée et ses amis virent à l'œil nu, au lever du Soleil, une tache de 1' au moins de diamètre : elle se montra ainsi trois jours de suite; c'est une tache visible à l'oeil nu, en 1779, qui détermina W. Herschel à étudier la constitution physique du Soleil. M. Schwabe, qui s'est occupé pendant une si longue suite d'années des taches solaires, en a observé fréquemment d'assez grandes pour être visibles à l'œil nu; « les principales parurent, dit-il, en 1828, 1829, 1831, 1836, 1837, 1838, 1839, 1847, 1848. Je considère comme grandes taches celles qui embrassent au moins 50"; c'est seulement à cette limite qu'elles commencent à devenir visibles pour de bons yeux, sans le secours du télescope. » Le 28 juin 1868, il y avait sur le disque une tache dont un observateur, M. Gilman, de New-York, a donné la description, en ajoutant cette mention : « Spot visible to naked eye, » tache visible à l'œil nu. Ce genre d'observation serait encore plus fréquent, si l'on y portait quelque attention.

pourvu de pénombre, et c'est seulement quand il a atteint certaines dimensions, que celle-là se développe à son tour. Le point noir, qui doit former le noyau de la tache, se montre souvent au sein d'une facule; mais il n'est pas toujours seul, et la tache commence quelquefois par un groupe de plusieurs pores se détachant sur des facules très-brillantes (fig. 17). Ces pores multiples, tantôt se déplacent et disparaissent pour laisser la prédominance à l'un d'eux, tantôt donnent lieu à

Fig. 17. Pores indiquant la formation de taclies au sein de facules. D'après les dessins de G. de Lisa.

plusieurs noyaux distincts formant un groupe de taches. D'après Secchi, cette formation lente a lieu surtout aux époques de calme de la photosphère solaire, et donne lieu aux taches régulières et arrondies.

Voici, d'après le même astronome, un exemple de formation rapide d'une tache solaire :

Le 28 juillet 1865, on n'apercevait rien d'extraordinaire au point où la tache devait faire son apparition : il n'y avait « ni pores, ni facules. Le 29, il y avait simplement trois points noirs. Le 30, à 10'' 30"', nous fûmes bien surpris de trouver une tache énorme correspondant à peu près au centre du disque. Le diamètre moyen de la partie troublée était de 76",

c'est-à-dire quatre fois et demie environ le diamètre de la Terre. »

Cette tache , à formation rapide , est d'ailleurs restée fort irrégulière pendant toute la durée de son apparition. En voici l'histoire résumée. Le premier jour de sa naissance presque spontanée, elle offrait quatre centres ou noyaux noirs enveloppés par une pénombre très-tourmentée, parsemée de filaments lumineux, d'amas de facules. Mais dès le soir, l'aspect de la tache s'était modifié au point de ne plus ressembler à celui du matin que par le caractère fondamental, les quatre centres principaux. Le 31 juillet, le changement fut complet. Au lieu d'ime forme grossièrement ovale , on aperçoit deux traînées, allongées et contournées, de noyaux noirs environnés de pénombres; entre ces traînées, la matière lumineuse des facules est étirée, « son aspect rappelle celui d'une boule de coton cardé qu'on allongerait en tirant les deux côtés. » Le groupe a d'ailleurs une longueur double de celle du 30. « Les jours suivants, la masse qui séparait les quatre ouvertures (noyaux) se transforma à peu près en une pénombre sur laquelle étaient dispersés des grains lumineux. » Puis les centres s'isolèrent de plus en plus. Le 27 août, après une complète rotation du Soleil, ils se reconnaissaient encore, bien que' grandement séparés. Au bout d'une nouvelle rotation, le 1 7 septembre, on n'apercevait plus que des pores et des facules. « Enfin, dit Secchi, après une troisième rotation, il ne restait plus de traces de cette immense perturbation qui avait agité l'atmosphère du Soleil. »

Les exemples de transformations des taches, de changements rapides survenus dans leur structure, le nombre, la forme et les dimensions des noyaux et des pénombres sont très-fréquents. D'une rotation à l'autre, on constate en outre des déplacements relatifs des groupes, qui montrent que les taches, indépendamment de l'entraînement commun dû à la rotation , subissent encore des changements de position qui

leur sont propres. La figure 18 donne un exemple de ces diverses transformations opérées dans l'intervalle d'une rotation solaire. Le 24 mai 1 828, on observait quatre groupes A, B, C, D,

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Fig, 18. Tiansformalion de groupes de taches, dans l'intervalle d'une rotation. D'après Pastorfl' : du 24 mai au 21 juin 1828.

qui, vingt-huit jours après, occupaient les positions marquées par les mêmes lettres sur le second diagramme de la figure.

Fig. 19. Transformations de taches solaires dans l'intervalle d'une rotation. Détails des groupes A et B, d'après Pastorlî.

Il y a là la preuve évidente et très-marquée d'un déplacement relatif des groupes ; et la figure 1 9 montre de plus quels changements de dimensions et de forme ont subis deux de ces

groupes pendant le même temps , surtout la tache à noyaux multiples et de forme irrégulière qui faisait partie du groupe B. Quelques jours, parfois quelques heures, suffisent pour reconnaître les variations singulières dont nous parlons. Voici (fig. 20) une tache observée par Dawes en octobre et novembre 1859, et sur laquelle on peut suivre de deux en deux jours les changements notables survenus dans les noyaux comme dans la pénombre, daus les dimensions de la tache comme dans sa forme. On y retrouve aussi, notamment dans le troisième dessin, quoique moins accusé que dans la figure 13, le mouvement tourbillonnant sur lequel nous avons appelé plus haut l'attention.

Enfin on peut voir (fig. 21 et 22), dans les différents dessins d'une même tache observée séparément par les astronomes Howlet etChacornac, en octobre 1865, un exemple de transformation plus rapide encore, puisque les quatre observations sont séparées les unes des autres par des intervalles de vingtquatre heures seulement. Un pont lumineux s'est peu à peu développé, traversant et surplombant le noyau le 14 et le 15 octobre, pour se rompre le jour suivant. Les variations de la pénombre suivent d'ailleurs presque toujours les variations du noyau.

Les changements qui s'opèrent dans le sein d'une même tache ou dans un groupe de taches, sont si variés, qu'il est impossible de les définir. On peut cependant y distinguer deux caractères, inverses l'un de l'autre, l'un par lequel des taches d'abord isolées se rapprochent, se réunissent et se confondent; l'autre par lequel au contraire une tache, unique d'abord, se divise en taches distinctes.

Le premier mode, celui de la réunion, peut se faire soit par déplacement et rapprochement des noyaux séparés, soit par un agrandissement de tous ou de chacun, qui a pour terme leur confusion en un seul noyau. Plusieurs noyaux, entourés d'une seule pénombre , séparés les uns des autres par des ponts lumineux, par des amas de matières photosphériques,

semblent quelquefois se réunir par le fait de la dissolution de cette matière. Le noyau devenu unique, acquiert par le fait une forme plus régulière, plus arrondie. D'après Secchi, c'est un caractère commun aux taches qui tendent à s'arrondir, « et la forme ronde est, pour ainsi dire, la forme normale à laquelle parviennent toutes les taches lorsqu'elles sont complé-

Fig. 20. Transformation rapide d'une tache, d'après les observations de Dawes, les 21, 29 et 31 octobre, et le 2 novembre 18.i9.

tement développées». Le mot toutes, que nous soulignons ici, est de trop dans la phrase deil" l'astronome romain. L'iiistoire, citée plus haut d'après lui, de la tache du 30 juillet 1865, prouve que certaines taches peuvent avoir une longue durée à la surface du Soleil, sans atteindre la période de régulainté où s'observe la forme normale.

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Le second mode de transformation des taches, la segmentation ou division en plusieurs noyaux distincts, est souvent un symptôme précurseur de leur disparition. « Quand le noyau d'une tache diminue et disparaît, c'est ordinairement, suivant Scheiuer, par un empiétement irrégulier de la pénombre. Ce mouvement de la pénombre vers le noyau, amène souvent la séparation de celui-ci en plusieurs noyaux distincts. Le noyau s'évanouit avant la pénombre (cet aphorisme de Scheiner est confirmé par beaucoup d'observations d'Hévélius et de Derham) .

Fig. 31. Changement de forme d'une tache solaire, d'après Howlet.

Herschel décrit le même phénomène en ces termes : « Un « noyau qui se rétrécit et va disparaître, se divise souvent en « plusieurs noyaux distincts. » (Arago, Notice sur If^. Herschel.)

Mais il peut arriver que la division du noyau d'une tache ne soit qu'apparente : c'est ce qui a lieu quand, à côté du noyau primitif et dans la même pénombre, naissent de nouveaux noyaux.

Quelles que soient les causes physiques des changements qui se manifestent dans les pénombres et les noyaux des taches.

ce qui est certain, c'est que ces mouvements se font souvent en des temps très-courts. Scheiner, Galilée, Cassini constatèrent les premiers cette rapidité. Arago a cité des cas intéressants, une observation de Derham en 1706, une autre de F. Wollaston en 1774. Le premier de ces savants vit, Vœil à la lunette, « une tache noire se montrer et disparaître à plusieurs reprises au centre d'une brillante facule. » Wollaston fut témoin de la rupture d'une tache en plusieurs morceaux. « Les apparences furent semblables à ce qui arrive lorsque,

Fig. 21. Changement de forme d'une ladie solaire, d'après J. Chacornac et Howlet.

après avoir lancé une plaque de glace sur la surface d'un étang gelé, les divers fragments en lesquels la plaque se partage glissent dans toutes sortes de directions. » J. Chacornac dit dans ses Etudes d astronomie solaire : « J'ai suivi d'un regard continu des taches qui se sont jointes à d'autres plus grandes en franchissant un espace de 17" d'arc en trois heures de temps. » C'est une vitesse d'environ 1150 mètres par seconde. Les observations modernes nous fourniraient de nombreux exemples de transformations rapides des taches et des facules, et nous verrons bientôt d'autres phénomènes analo-

gués ayant pour théâtre, non plus la surface même de la photosphère, mais les couches surplombantes reposant sur cette surface.

Les taches n'apparaissent pas toujours isolées. Elles se distribuent assez souvent par groupes, même lorsque l'on considère comme tache unique celle formée de plusieurs noyaux

Fig. 23. Groupes de lâches, disposées en traînée, d'après J. Chacornac, 20 avril 1852; autre groupe, id., d'après G. de Lisa.

qu'enveloppe une même pénombre. Il y a presque toujours une réelle solidarité entre les parties d'un même groupe que relient d'ailleurs les facules dont les taches sont environnées. On a vu plus haut que l'apparition des taches est ordinairement précédée et leur disparition suivie par des facules : c'est l'ensemble de tous ces phénomènes qu'il est intéressant d'étudier, parce qu'ils sont l'indice d'une agitation locale de la matière photosphérique dont il y aurait à formuler les lois et à trouver les causes.

D'après J. Chacornac, les groupes de taches sont très-fréquemment caractérisés par une disposition en trainée, en longue file de taches et de pénombres disposées selon le sens des parallèles de rotation. De 1849 à 1864, cet astronome a observé et dessiné près de 500 groupes ayant l'aspect des taches représentées dans la figure 23; une tache, ordinairement la plus noire, la plus régulière, la plus ronde, précède toutes les autres dans le sens du mouvement de rotation du Soleil ; c'est aussi celle qui disparait la dernière.

Cette remarque est d'autant plus importante qu'elle permet

Fig. 24. Tache solaire avec trainée, d'après G. del.isa.

d'expliquer une liaison remarquable constatée entre les facules et les taches. Cette liaison ressort avec évidence du relevé suivant des observations faites à l'observatoire de Kew par MM. Warren de la Rue, Stewart et Lœwy. Sur 1137 taches que les photographies solaires ont montrées accompagnées de facules, 584 avaient leurs facules à gauche, 45 seulement à droite; les 508 autres également des deux côtés. J. Chacornac rapprochant ses propres observations de traînées de taches et celles des savants anglais , interprétait naturellement cette double relation : « Comme les taches, disait-il, ne disparaissent

sur l'hémisphère visible que par l'envahissement des facules qui recouvrent les régions où elles se sont montrées, il résulte de là, que lorsque les taches de gauche se sont effacées, on ne voit alors du groupe que la tache primitive, et une traînée de facules à la place des taches rebouchées. »

La durée de la persistance d'une même tâche à la surface du Soleil est très-variable. Quelques-unes apparaissent et disparaissent en quelques jours, durant ainsi moins qu'une demirotation ; ce sont généralement les plus petites , les taches insignifiantes. D'autres font une ou deux révolutions. Les exemples de persistance plus prolongée sont rares ; en voici néanmoins quelques-uns. Cassini cite dans ses Éléments d'astronomie une tache qui fut observée en novembre et décembre 1676 et janvier 1677, et persista plus de 70 jours, reparaissant pour la troisième fois, « ce qu'on n'a jamais observé dans aucune des taches. » En 1779, une grande tache dura six mois, et en 1840 Schwabe observa une tache qui revint jusqu'à huit fois, ayant de la sorte persisté plus de deux cents jours. De janvier à mars 1866, Secchi vitune même tache accomplir quatre rotations successives, et celle que le même astronome observa du 8 mai au 9 juillet 1866, eut une durée de 62 jours. La rapidité des changements qui se font dans un même groupe de taches, rend les observations de durée incertaines; pendant la période d'invisibilité, une tache peut disparaître ; une autre tache peut faire sa réapparition dans les mêmes régions du Soleil. Mais en tout cas, il résulte des faits cités, qu'une même région de la photosphère peut rester agitée par les mouvements qui donnent lieu aux facules, aux taches sombres, pendant plusieurs révolutions successives du Soleil.

Les observateurs s'accordent d'ailleurs à reconnaître que ce sont les taches régulières qui d'ordinaire persistent le plus longtemps.

§ 4. DES FACULES.

En certains points de la surface du Soleil, principalement vers les bords du disque et dans le voisinage des taches , on aperçoit les parties brillantes noinraées /bcnles. Généralement en ces points, la photosphère est dépourvue de pores, de sorte que les facules semblent formées par la réunion ou accumulation des points brillants ou lucules : il y a toutefois, on le verra plus loin, des exceptions à faire.

En jetant les yeux sur les figures 10, 1 1, 25 et 26, etc., et sur la photographie du disque solaire de la planche II, on se fera une idée de l'apparence que présentent les facules, et il sera aisé de reconnaître que c'est un phénomène bien réel, non un effet de contraste , ainsi que jadis Huygens l'avait à tort supposé ^ .

Si un doute avait pu subsister à cet égard, il eût été levé par le fait qu'on observe fréquemment des facules isolées. Nous en donnons ici même des exemples (fig. 26). On aperçoit, se détachant sur la teinte relativement sombre du bord solaire , de larges espaces plus brillants qui ne laissent voir ni noyaux de taches ni pénombres. Dans les facules où se trouve un point noir (fig. 17) ou une tache bien caractéristique, il est visible que les parties brillantes qui les constituent, s'étendent bien au delà des contours des taches, ce qui ne serait point si ces parties brillantes n'étaient dues qu'au contraste des parties sombres.

J. D. Cassini avait déjà vu des facules isolées, puisqu'il dit :

1. Je doute fort, disait ce grand homme dans son Cosmolheoros (cité par Arago), qu'il y ait dans le Soleil quelque chose de plus lumineux que le Soleil même. Quand je consulte les observations les plus exactes qui aient été faites à ce sujet, je trouve que si l'on remarque de temps en temps des points plus clairs, plus brillants que le reste du globe, c'est près des taches noires; or doit-on être surpris que le voisinage de l'obscurité fasse paraître certaines parties plus éclatantes qu'elles ne le sont réellement? »

« Les facules se montrent ordinairement à la place que les taches occupaient auparavant. On dirait que le Soleil reste plus épuré dans les endroits où des taches se sont formées. »

Fig. 25. Facules observées aulour d'iiiie tache, d'après P. Tac-clnni.

Cette remarque est d'ailleurs fort intéressante, en ce qu'elle montre une relation d'orig^ine entre les facules et It^s taches ,

Fig. 26. l'ai.iile isulue, ubstirvcc |iai' Taie liiiii iiciidaiil riiilri\,illr d'iiuc driiii-rotation

relation complétée en ces termes par le même astronome : « On voit quelquefois une tache se transformer en facules et redevenir tache ensuite. » Nous reviendrons sur ce point.

Arago dit, dans sa Notice sur W. Herschel : « Les grandes facules , celles qui ont été les plus apparentes près des bords du Soleil^ disparaissent ordinairement, quand le mouvement de rotation de l'astre les a amenées au centre du disque. Cette observation, très-ancienne, a été confirmée par Herschel. » On pourrait interpréter le fait ainsi constaté, en admettant que les facules n'ont qu'une faible durée , inférieure au quart de la durée d'une rotation solaire ; mais le contraire est prouvé par des observations directes. Bornons-nous à citer celle qu'a

Fig. 27. Ruisseaux divergents de facules. Observation du 14 février 186.'i, par J. Chacornac.

faite àPalerme, en 1873, l'astronome italien P. Tacchini. Une « belle facule, très-vive et compacte » , observée le 24 juin sur le bord solaire oriental, a reparu le 5 juillet au bord occidental, dès lors pendant une demi-rotation sans présenter ni tache ni trou nou\ » C'est ce dont témoigne la figure 26.

Quant aux facules qui environnent les taches ou les groupes de taches, on a déjà vu qu'elles sont particulièrement abondantes à gauche des taches , dans le sens du mouvement de rotation.

Les facules qui environnent les taches affectent parfois des formes très-irrégulières ; elles se divisent en ruisseaux de ma-

tière lumineuse qui divergent de tous côtés autour de la pénombre, comme la tache de la figure 27, observée et dessinée en 1865 par notre regretté compatriote J. Chacornac. D'après le P. Secchi, ce sont surtout les taches qu'il nomme cratériformes (voyez la figure 25), qui présentent de telles ramifications dans les facules dont elles sont entourées; mais cet aspect n'est bien facile à distinguer que près des bords, et alors il arrive que sur le contour même du disque les facules paraissent proéminentes , comme si elles dépassaient en hauteur le niveau de la photosphère.