DÉCOUVERTE DE LA ROTATION DU SOLEIL. — SENS DE LA ROTATION

Le globe du Soleil tourne autour d'un de ses diamètres, d'un mouvement uniforme, en un temps qui est à peu de chose près de vingt-cinq jours et demi.

La découverte de ce fait , d'une si haute importance pour l'astronomie, remonte aux premières années du dix-septième siècle, à l'époque où l'on put observer la surface du Soleil avec les lunettes récemment inventées : c'est à l'astronome hollandais Jean Fabricius qu'elle est incontestablement due, et qu'en revient tout l'honneur , comme le prouve le mémoire qu'il publia en juin 1611. Mais Giordano Bruno ^ et Kepler avaient soupçonné le mouvement de rotation; et Galilée, qui découvrit de son côté les taches du Soleil la même année que Fabricius, ne tarda point à arriver à la même conclusion que le savant hollandais ^ . Voici quelles furent les circonstances de cette grande découverte astronomique.

1. Il est assez remarquable, dit Humboldt (Cosmos, lll), que Giordano Bruno, qui monta sur le bûcher huit ans avant l'invention du télescope et onze ans avant la découverte des taches solaires, crut à la rotation du Soleil autour de son axe.

2. M. John Williams, le regretté secrétaire de la Société astronomique de

Fabricius, 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 (on ne se servait point encore de verres noirs pour l'observation) 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 de la nuit suivante avec une extrême impatience, et en rêvant 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 rendra invisible; enfin, je la revis dès le matin avec un plaisir incroyable; mais elle avait lui peu changé de place, ce qui augmenta notre incertitude; cependant nous imaginâmes de recevoir les rayons du Soleil par un petit 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'occident. Nous en aperçûmes une autre plus petite vers le bord du Soleil ; celle-ci , dans l'espace de peu de jours, parvint jusqu'au milieu. Enfin, il en survint une troisième ; la première disparut d'abord, et les autres quelques jours après. Je flottais entre l'espérance et la crainte de ne pas les revoir; mais, 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

Londres, a relevé, en 1873, 45 observations chinoises de taches du Soleil, vues à l'œil nu, entre les années 301 et 1205 de notre ère, et mentionnées dans la grande Encyclopédie de Ma Twan Lin. Ainsi, les Chinois connaissaient, quatre siècles avant les Européens, l'existence des taches du Soleil. Il ne paraît pas du reste qu'ils en aient tiré aucun profit pour leur science, et la rotation du Soleil leur est demeurée inconnue.

confirmé dans cette idée, et j'ai fait voir ces taches à d'autres, qui en sont persuadés comme moi. Cependant j'avais un doute qui m'empèclia d'abord d'écrire à ce sujet, et qui me faisait même repentir du temps que j'avais employé à ces observations. Je voyais que ces taches ne conservaient pas entre elles les mêmes distances , qu'elles changeaient de forme et de 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 doivent devenir plus petites et ralentir leurs mouvements lorsqu'elles arrivent sur les bords du Soleil. Nous invitons les amateurs des vérités physiques à profiter de l'ébauche que nous leur présentons : ils soupçonneront sans doute que le Soleil a un mouvement de conversion, comme l'a dit Jordano Bruno, dans son Trailé sur L'Univers^ publié en 1591, et en dernier lieu Kepler, dans son livre sur les mouvements de Mars; car, sans cela, je ne sais ce que nous ferions de ces taches. »

Galilée fut plus précis , et ses conclusions furent plus explicites : c'est à ce grand homme qu'est due la découverte, la démonstration de la réalité de la rotation solaire. Il a en outre mesuré la durée de la période de visibilité des taches, qu'il trouva à peu près de quatorze jours.

La rotation du Soleil fut ainsi découverte un demi-siècle environ avant celles des planètes Vénus, Mars et Jupiter, et du même coup se trouva radicalement ébranlée une vieille idée que nous avaient léguée les anciens, celle de l'incorruptibilité des cieux ou des astres. Le Soleil lui-même, ce foyer de lumière , ce type de la pureté absolue pour les astronomes de l'antiquité et du moyen âge, fut reconnu avoir des taches, et, comme nous Talions voir, des taches variables, mobiles, indices de changements incessants à sa surface .

Sans nous préoccuper pour le moment de la nature des taches du Soleil, voyons comment l'observation de l'une d'elles

MOUVEMENT DE ROTATION DU SOLEIL. kl

conduit à la détermination du mouvement de rotation, de son uniformité et de sa durée.

A l'aide d'une lunette astronomique, c'est-à-dire qui renverse les objets \ considérons une tache solaire au début de son mouvement en a, près du bord oriental du disque (fig. 6). Elle parait alors sous la forme d'un trait délié , en général beaucoup plus long que large dans un sens parallèle au bord solaire. Pendant les premiers jours , elle semble marcher lentement tout en se rapprochant du centre; sa vitesse croît de jour en jour, jusqu'à ce qu'elle arrive au centre même, ou ^. , „

T- Fig. 6. Mouvement apparent ucs

tout au moins au milieu de sa course taches, du Ijord orientai au bord

I • , occidental du disque.

en o. ïLu. ce moment , sa vitesse est

maximiim : elle décroit de o en b en repassant en sens inverse par les mêmes valeurs que dans la moitié de la trajectoire.

Quelles que soient les positions des taches observées à ime même époque , leurs routes ou trajectoires sont des lignes parallèles et semblables, tantôt droites, tantôt elliptiques, selon l'époque de l'observation. De plus, bien que variées de formes

1. Dans une lunette astronomique, le point le plus élevé du disque solaire N se voit au bas de l'image (fig. 6), et au contraire le point inférieur S apparaît en haut. De même, le bord oriental, relativement à l'observateur, est à droite en E, et le bord occidental à gauche en 0, contrairement à ce que donnerait la vue à l'œil nu ou dans une lunette terrestre. Nous supposons d'ailleurs l'observateur placé en un point de l'hémisphère boréal de la Terre, voyant le Soleil dans la partie méridionale du ciel : pour une même latitude de l'hémisphère austral, les côtés est ou ouest seraient intervertis. Il faut aussi remarquer que le disque, entraîné de son lever à son coucher par le mouvement diurne, prend par cela même des positions successives telles, que le point le plus bas au moment oii le Soleil s'élève à l'horizon, peu à peu se relève et finit au coucher du Soleil par être le point le plus élevé du disque. Cette observation est importante pour suivre et comprendre le mouvement apparent des taches.

et de dimensions, les unes et les autres sont difficilement visibles près des bords, où, comme on vient de le voir, elles semblent très-étroites dans le sens de leurs trajectoires, ou allongées dans un sens perpendiculaire : plus elles sont voisines du centre, plus elles semblent s'élargir dans le premier sens. Il s'écoule, du reste, le même temps entre les instants des apparitions des taches au bord oriental du Soleil, et ceux de leurs disparitions au bord occidental, quelles que soient d'ailleurs les distances de leurs trajectoires au centre, et par suite les longueurs relatives des arcs décrits par chacune d'elles'. Il arrive enfin assez fréquemment qu'une tache, après avoir disparu à l'occident, reparaît à l'orient, et alors on trouve que les durées des périodes d'apparition et de disparition sont à fort peu de chose près égales entre elles, c'est-àdire d'un peu moins de quatorze jours chacune.

Telles sont les circonstances qui témoignent irrécusablement du mouvement de rotation de l'astre ; car les taches sont des accidents temporaires de la surface du Soleil, surface que cette rotation nous permet d'observer ainsi dans toute sa périphérie .

Elles appartiennent à la surface même. Si, en effet, il s'agissait de corps tournant à distance autour du Soleil, comme des planètes % leur mouvement apparent en avant du disque nous semblerait à peu près uniforme, d'autant plus près d'être uniforme, que cette distance serait plus grande : c'est ce

1. Ceci n'est exact, qu'aux deux époques de l'année où les trajectoires des taches sont rectilignes.

2. Galilée a réfuté l'hypothèse du jésuite Scheiner, qui croyait les taches éloignées du globe solaire, les assimilant à des planètes tournant autour du Soleil et nous présentant leurs faces obscures, comme il arrive de Mercure et de Vénus aux époques do leurs passages au devant du disque solaire. Scheiner fut convaincu; il fit lui-même un nombre considérable d'observations, qu'il consigna dans un volumineux in-folio de 800 pages (qu'on pourrait, dit Delambre, réduire à 50), publié en 1630 sous le titre de RosA URsiNA, sive Sol ex admirando facularum et maclUarum phœnomeno varius.

qu'on observe dans les passages de Vénns et de Mercure. D'ailleurs, ces corps se projetteraient en noir, mais en conservant les mêmes dimensions apparentes au l)ord qu'au centre : il n'y aurait pas ces variations de forme qu'on a constatées dans les taches. Enfin, la durée du passage au devant du disque devrait être notablement plus courte que la durée de la disparition, laquelle correspondrait nécessairement à une portion beaucoup plus grande des orbites.

On a supposé encore que les taches sont entraînées à la surface du Soleil par un mouvement qui leur est propre, et auquel le globe de l'astre ne participerait point. Il y a dans cette hypothèse quelque chose de vrai : les taches sont souvent affectées d'un mouvement propre; mais, en réalité, c'est bien la masse du Soleil, sa sphère entière, qui entraîne les taches' et détermine leur mouvement d'ensemble. Comment des corps isolés, indépendants de la masse et indépendants entre eux, pourraient-ils affecter dans leur marche une telle régularité, se mouvoir dans des trajectoires parallèles semblables? Quant aux variations de vitesse d'une même tache, vue dans son mouvement total du bord oriental au bord occidental en passant par le centre, ce sont elles qui prouvent précisément l'uniformité de la rotation solaire ; car, si l'on calcule le rapport de la vitesse apparente à celui de la vitesse réelle à la surface d'une sphère, on trouve qu'il est à peu de chose près égal à celui que donne la géométrie dans l'hypothèse de l'uniformité de la rotation. Les choses se passent comme l'exigent les lois de la perspective, pour une sphère animée d'un mouvement de rotation uniforme autour d'un axe de direction invariable \

Ainsi, voilà donc un fait hors de doute. Le Soleil tourne sur lui-même, et le sens de sa rotation est de droite à gauche pour un observateur qui serait situé dans le plan de son équa-

L On verra cependant plus loin que le mouvement vrai des taches n'est pas rigoureusement uniforme.

teur, la tête du côté de l'hémisphère nord du Soleil. C'est le sens des mouvements de rotation et de translation de la Terre et de toutes les planètes, celui qu'on caractérise en disant que le mouvement se fait d'Occident en Orienta

§ 2. DURÉES DE LA ROTATION APPARENTE ET DE LA ROTATION RÉELLE. PÔLES ET EQUATEUR DU SOLEIL.

La durée apparente du mouvement des taches est le temps qui s'écoule, par exemple, entre le moment du passage d'une tache au centre et son retour au même point pour un observateur placé sur la Terre. Nous verrons bientôt que cette durée varie selon la latitude des taches rapportée à l'équateur solaire. Cela explique comment il se fait que les nombres trouvés par les astronomes qui l'ont déterminée à diverses époques, varient notablement. Cassini la fixait à 27 j. 12 h. 20 m.; Lalande à 27 j. 7 h. 37 m.; Laugier à 27 j. 4 h. en moyenne. Mais la durée de la rotation réelle est moindre que celle de la rotation apparente, et la cause de cette différence lest due à la translation de la Terre autour du Soleil. En effet, supposons un instant la Terre immobile : le temps qu'ime même tache, abstraction faite de tout mouvement propre ou de déplacement de la tache sur le Soleil, mettrait à revenir au centre du disque, serait évidemment celui que l'astre mettrait à tourner sur lui-même. Si, au contraire, la Terre décrivait son orbite entière dans le même temps qu'ime tache accomplirait sa rotation, les sens des deux mouvements étant les mêmes, il est clair que l'observateur suivrait exactement la tache qui lui semblerait immobile sur le disque solaire. C'est entre ces deux suppositions extrêmes que se trouve la

1. En regardant le Soleil, on se tourne vers le sud de l'horizon, et il en résulte que la rotation se fait, pour l'observateur, du bord du disque tourné à l'orient vers le bord occidental, de l'Occident à l'Orient du Soleil lui-même.

réalité. Pendant que le Soleil effectue une rotation complète, la Terre s'avance dans le même sens sur son orbite. La tache qui était, par hypothèse, au centre du disque au début de l'observation, est bien revenue à la même position sur la surface du Soleil, mais cette position n'est plus, vue de la Terre, au centre du disque; elle reste à l'occident de ce centre. Pour qu'elle revienne de nouveau au centre apparent, il faut que la tache marche encore un certain temps pendant que la Terre elle-même s'avancera encore sur son orbite : revenue au centre, la tache aura décrit plus d'une circonférence entière. Mais on va voir qu'il est aisé de déduire la rotation réelle de la durée de la rotation apparente.

Soit a une tache vue au centre du disque par l'observateur posté en T, à la surface de la Terre. Au bout d'un peu plus de 27 jours, la tache a décrit une circonférence entière aha , plus un arc r/a', et elle semble de nouveau occuper le centre pour l'observateur , qui s'est avancé en T. Toute la question est de savoir combien cet arc ««' contient de degrés, de minutes, de secondes. Or, l'arc aa a angulairement la même valeur que l'arc de l'orbite terrestre TT', et celui-ci n'est autre chose que le chemin parcouru par la Terre, pendant tout le temps de la rotation apparente du Soleil. Ainsi la tache a décrit une circonférence entière, plus un nombre de degrés égal à celui qui mesure le chemin en question, lequel est bien connu. Un calcul très-simple montre que la durée réelle de la rotation solaire est d'envi-

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

ron deux jours moindre que celle de la rotation apparente . Une tache qui met 27 jours et 4 heures à revenir au centre , donne pour la durée de la rotation 25 j. 34 ou 25 j. 8 h.

Ainsi, le Soleil tourne sur lui-même, d'un mouvement uniforme autour d'un diamètre de sa sphère, en 25 jours terrestres environ. Son équateur est un grand cercle perpendiculaire à son axe de rotation, ou parallèle aux cercles décrits par les taches.

Les astronomes ont des méthodes rigoureuses pour déduire des positions successives d'une tache, la position de l'axe de rotation, et par suite celle des pôles et de l'équateur du Soleil. Si l'axe eût été perpendiculaire au plan de l'écliptique ou de l'orbite terrestre, le plan de l'équateur solaire eût coïncidé avec l'écliptique ; et nous eussions toujours vu les taches décrire sur le disque des lignes droites parallèles à l'écliptique même. L'observation prouve qu'il n'en est point ainsi, puisque les trajectoires des taches sont, suivant l'époque, des lignes courbes convexes par en haut ou par en bas, vers le nord ou vers le sud, ou des lignes droites, non parallèles à l'écliptique.

D'après Carrington, l'équateur du Soleil est incliné de 7° 15 sur le plan de l'orbite terrestre, de sorte que la ligne des pôles fait avec le même plan un angle de 82° 45'. Il résulte de là que la Terre, dans son mouvement annuel, se trouve tantôt au-dessus du plan de l'équateur solaire, et alors nous voyons les taches décrire des ellipses dont la concavité est tournée vers le pôle nord; tantôt au-dessous de ce plan, et alors c'est le pôle sud que nous apercevons. Dans ces deux cas, leis taches décrivent des ellipses dont la concavité est tournée en sens contraire. En deux points diamétralement opposés de son orbite, la Terre se trouve dans le plan même de l'équateur du Soleil, et ce sont ces points qu'on nomme le nœud ascendant et le nœud descendant . Alors les trajectoires des taches ont l'apparence de lignes droites, mais inclinées en sens contraires

aux deux nœuds. C'est, d'une part, vers le 4 juin, d'autre part entre le 3 et le 6 décembre qu'ont lieu ces deux passages de la Terre par les nœuds de l'équateur du Soleil, et

Février.

Mars.

4 juin.

Septembre

6 décembre.

Fig. 8. Formes des courbes décrites par les taclies sur le disque solaire, à diverses époques de l'année.

que les taches, entraînées par le mouvement de rotation, nous semblent décrire des lignes droites sur le disque' (fig. 8).

1. Comme il faut environ 14 jours à une taChe pour décrire la portion visible de sa trajectoire, cette portion n'est rigoureusement rectiligne que le jour où la Terre se trouve à l'un des nœuds ; elle se courbe insensiblement les jours qui précèdent et qui suivent. Gomme d'ailleurs les taches ont des mouvements propres, la trajectoire vraie diffère plus ou moins de celle que donnerait la théorie en supposant la rotation parfaitement uniforme et la position des taches absolument invariable.