ROTATION A DIVERSES LATITUDES

plan, et alors c’est le pôle sud que nous apercevons.

Dans ce cas, les taches décrivent des ellipses dont la concavité est tournée en sens opposé. En deux points diamétralement opposés de son orbite, la Terre se trouve dans le plan même de l’équâteur du Soleil, et ce sont ces points qu’on nomme, l’un le nœud ascendant, l’autre le nœud descendant *. Alors les trajectoires des taches ont l’apparence de lignes droites , mais inclinées en sens contraires. C’est , d’une part, vers le 4 juin, d’autre part entre le 5 et le 6 décembre, qu’ont lieu ces deux passages de la Terre par les nœuds de l’équateur du Soleil, et que les taches, entraînées par le mouvement de rotation, nous semblent décrire des lignes droites sur le disque. C’est donc de juin à décembre que les taches décrivent des lignes concaves vers le pôle nord de l’astre ; de décembre à juin, que les trajectoires paraissent concaves du côté du pôle sud.

§ 4. — -VARIATIONS DANS LA DURÉE DE LA ROTATION DU SOLEIL A DIVERSES LATITUDES

Mouvements propres des taches solaires. — Différences eptre les durées de leurs rotations, selon leurs distances à l’équâteur du Soleil. — Observations de MM. Laugier, Carrington et Spœrer.

Si, comme on l’a vu plus haut, le mouvement de rotation du Soleil, déduit de l’observation des taches, est parfaitement uniforme, le calcul de la durée réelle doit toujours donner le même nombre, pourvu toutefois que les taches n’aient pas de déplacements

1. D’après Carrington, la longitude du nœud ascendant de l’équateur du Soleil est de 73° 40' (1850). La Terre passe par ce point le 4 juin.

propres à la surface de l’astre. Or, l’étude attentive et prolongée de ces mouvements a fait reconnaître que les choses ne se passent pas avec cette rigoureuse régularité. D’abord, les taches se déforment, augmentent, diminuent de dimensions; cela seul suffirait à amener des différences dans le calcul de leurs positions. Mais on a soupçonné bientôt que les taches, outre les changements intérieurs qu’elles subissent, ne conservent pas à la surface du Soleil une position invariable, qu’elles ont ce qu’on nomme un mouvement propre, distinct du mouvement général d’ensemble qui les entraîne, avec la masse entière de l’astre, d’occident en orient.

Il résulte de plusieurs séries d’observations trèsminutieuses dues à M. Laugier, que, non-seulement des taches différentes donnent pour la rotation des durées sensiblement différentes, mais encore qu’une même tache observée à des périodes diverses de son mouvement offre des divergences analogues, bien que moins étendues. Ainsi, 29 taches observées donnèrent une durée de la rotation moyenne égale à 25 j. 34, mais les durées extrêmes calculées oscillent entre un maximum de 26 j. 23 et un minimum de 25 j. 28 ; une même tache donnait pour la rotation des nombres différant entre eux de 2 à 5 heures. C’était la preuve évidente du mouvement propre des taches, qui devint encore plus certain, par la mesure des variations de distances de deux taches voisines. C’est ainsi que l’astronome que nous citons a trouvé pour la vitesse de déplacement d’une tache à la surface du Soleil le nombre de 111 mètres par seconde.

Un fait d’une haute importance et qui concorde