ROTATION A DIVERSES LATITUDES

avec les observations précédentes, a été mis en lumière récemment par un astronome anglais, M. Carrington. Cet observateur a déduit de sept années et demie d’une étude continue des taches solaires, cette conséquence que les taches ne sont pas animées de la même vitesse angulaire de rotation : cette vitesse varie avec la position des taches relativement à l’équateur solaire, avec leur latitude héliocentrique 1.

En général, plus une tache est voisine de l’équateur, plus son mouvement de rotation est rapide ; plus sa latitude est grande, plus ce mouvement est lent. La variation dont il s’agit suit d’ailleurs une loi régulière et continue. Nous verrons plus loin quelles conséquences on a tirées de ce fait pour la constitution physique du Soleil ; voici, en attendant, quelques-uns des résultats trouvés par M. Carrington 2 :

Rotation du Soleil à diverses latitudes.

Latitudes boréales.

Durées

des rotations.

ou

io

Equateur O

1. Un astronome allemand, ,M. Spœrer, est arrivé de son côté aux mêmes conséquences.

2. Les détails des observations dont nous parlons, et tous les calculs relatifs à la position et aux mouvements des taches sont consignés dans un magnifique ouvrage publié en 1863, sous ce titre :

Observations of the Spots on the Sun, front novemberO 1853, to march 24 1861, made at Redhil by Richard Christopher Carrington. — L’Académie des sciences a décerné le prix Lalande, en 1864, à ce beau travail.

Latitudes australes. Durée des rotations.

Comme conséquence du mouvement de rotation ,du Soleil autour d’un de ses diamètres, la forme de son globe doit être celle d’un ellipsoïde, aplati aux pôles ou, ce qui est la même chose, renflé autour de la circonférence équatoriale : c’est un effet nécessaire de la force centrifuge. On sait que telle est la forme de la Terre, et telles aussi celles des autres planètes, Mars, Jupiter, Saturne. Cependant, on ne peut constater de différence appréciable dans les diamètres du disque solaire. Cela tient, on l’a vu plus haut, à la prépondérance de la pesanteur sur la force centrifuge qui est faible pour un mouvement de rotation aussi lent que celui du Soleil.

N’oublions pas, du reste, en parlant de la lenteur de la rotation, qu’il s'agit ici de la vitesse angulaire. La vitesse réelle est considérable : ainsi un point de l’équateur du Soleil ne parcourt pas moins, par le fait de la rotation de l’astre, de 2 013 mètres par seconde : c’est une vitesse en réalité quatre fois } environ aussi grande que celle d’un point de l’équateur terrestre.