ROTATION SOLAIRE AUX DIVERSES LATITUDES

Jusqu'à ces derniers temps, les astronomes avaient considéré la rotation solaire, déduite du mouvement apparent des taches, comme im phénomène simple, analogue au mouvement de rotation d'un corps solide, de la Terre par exemple, autour d'un axe, de position et de direction invariables. En réalité, les choses sont loin de se passer aussi simplement.

D'abord, la masse du Soleil, la photosphère tout au moins qui est l'enveloppe lumineuse terminale du globe solaire, n'est pas solide, on le verra bientôt, et les taches ne sont pas, tant s'en faut, des points, des accidents fixes de cette surface. Qu'elles fassent partie intégrante de la photosphère, ou qu'elles soient des nuages qui la surplombent à une certaine distance, toujours est-il qu'elles sont éminemment variables de position, de dimensions et de formes, et que c'est par impossibilité de faire autrement, qu'on est forcé de conclure, de leur mouvement de rotation et de sa durée , à la durée de la rotation solaire.

D'ailleurs, mesurer cette durée n'est point chose aussi aisée que nous l'avons d'abord laissé croire, quand il s'agissait pour nous de constater le phénomène dans sa simplicité. Beaucoup de taches ne persistent pas pendant la durée d'une rotation entière; même pendant la courte durée d'une apparition, elles se déforment souvent, et il est difficile de préciser le point qui doit être considéré comme ne variant pas de position dans l'intervalle. Les taches qui durent pendant plusieurs rotations successives sont plus favorables ; mais elles sont toujours assez variables au début et à la fin ; c'est pendant la partie moyenne de leur durée qu'elles semblent plus permanentes, et alors elles affectent plus spécialement une forme arrondie et régulière.

Il n'est donc pas étonnant que les observateui\s aient trouvé des nombres assez discordants pour la durée de la rotation solaire^ et qu'au dernier siècle, la détermination rigoureuse de cet élément ait fini par être délaissée comme une recherche vaine.

Cependant, dans la première moitié de ce siècle, des observations nouvelles, à la fois plus précises, plus minutieuses et plus prolongées, furent effectuées par divers astronomes, et peu à peu l'on abandonna l'idée d'une rotation uniforme pour toutes les taches. Laugier (de 1837 à 1840) étudia, à ce point de vue, 29 taches, qui lui donnèrent 2o\34 pour durée de la rotation moyenne; mais il fit voir que les durées extrêmes oscillent entre un maximum de 26^,23 et un minimum de 25^28, divergence trop considérable pour qu'il fût possible de l'attribuer à des erreurs d'observation ; une même tache, d'ailleurs, donnait aussi des nombres différant de 2 à 5 heures, selon l'époque de l'observation. Notre savant compatriote en concluait que les taches n'ont pas des positions fixes sur le disque solaire, qu'elles sont affectées de mouvements propres soiivent assez rapides. Une preuve plus évidente de ces mouvements propres, était la mesure qu'il avait faite des variations subies par les distances de deux taches voisines ^ . En