SOLAIRES. — DURÉE RÉELLE DE LA ROTATION

Mouvement progressif des taches du bord oriental au bord occidental du Soleil. — Les taches sont à la surface même du Soleil; leur mouvement réel est uniforme. — Sens de ce mouvement, et durée moyenne de la rotation.

Sans nous préoccuper pour le moment delà nature des taches du Soleil, voyons comment l’observation de l’une d’elles conduit à la détermination du mou-

vement 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 au début de son mouvement en a, près du bord oriental du disque (fig. 20). Elle parait alors sous la forme d’un trait délié, en général beaucoup plus long que large. 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 tout au moins au milieu de sa course en o. En ce moment, sa vitesse est maximum : elle décroît alors de o en b en repassant en sens inverse par les mêmes valeurs que dans la première moitié de la trajectoire.

Si deux ou plusieurs taches sont visibles en même

Fiy 20. — Mouvement apparent d'une tache sur le disque du Soleil.

1 . Dans une lunette astronomique, le point le plus élevé du disque solaire N se voit au bas de l’image, 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 O, contrairement à ce que donnerait la vue à l’œil nu ou dans une lunette terrestre.

Il faut aussi remarquer que le disque, entraîné par le mouvement diurne, de son lever à son coucher, prend par cela même des positions successives telles, que le point le plus bas au moment où 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 comprendre le mouvement apparent des taches .

temps, il est bien clair qu’elles ne sont pas ordinairement aux mêmes périodes de leurs mouvements, mais on remarque que leurs routes sont des lignes parallèles et semblables, tantôt droites, tantôt elliptiques selon l’époque de l’observation. De plus, bien que variées de formes 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 le même temps entre les instants des apparitions des taches au bord oriental du Soleil, et ceux de leurs disparitions au bord occidental, quels que soient d’ailleurs l’éloignement des trajectoires par rapport au centre, et par suite les longueurs relatives des arcs décrits par chacune d’elles.

Il arrive du reste 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-à-dire d’un peu moins de quatorze jours.

Toutes ces circonstances témoignent irrécusablement du mouvement de rotation de l’astre : les taches sont des accidents temporaires de sa surface, que cette rotation nous permet d’observer 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 mouve-

ment apparent en avant du disque nous semblerait d’autant plus uniforme, que cette distance serait plus grande : c’est ce qu’on observe dans les passages de Vénus et de Mercure. D’ailleurs, ces corps se projetteraient en noir, mais en conservant les mêmes dimensions apparentes au bord qu’au centre : il n’y aurait pas ces variations de forme qu’on a constatées dans les taches. Enfin, la durée de leur pas-* sage 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. Il y a dans cette hypothèse, nous le verrons plus loin, quelque chose de vrai ; 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 ?

Les variations de vitesse d’une même tache, vue dans son mouvement total du bord oriental au bord occidental en passant par le centre, prouvent précisément l’uniformité de la rotation solaire. C’est ce qu’a bien vu Fabricius, et ce qu’on va aisément comprendre.

Ene tache qui nous semble décrire une ligne droite ou une courbe elliptique sur le disque, décrit en réalité un cercle sur la surface du Soleil. Si nous voyions de face la demi-circonférence de la trajec-

toire visible, la tache, en parcourant les arcs égaux A a, ab, bc, cd, de, ef , fg, B g ( fig . 21), nous semblerait animée de sa vitesse vraie, et si son mouvement

était uniforme, la vitesse apparente serait aussi uniforme. Mais nous voyons la route suivie par la tache en

raccourci, tantôt comme une ligne droite ACB, tantôt comme une courbe allongée ADB. Près des bords,

Fig. 21. — Mouvement progrès- la projection de l’arc A Cl apparent d’une tache; uni- . . .. -, •

formité réelle de ce mouvement. esi Aa > u se trouve considérablement diminué; près du centre, l’arc égal cd se projette en c'd’, à peu près en vraie grandeur. Et cependant les deux projections sont parcourues en même temps parla tache. Elle semble donc animée d’un mouvement beaucoup plus rapide au centre qu’au bord. Le rapport des vitesses apparentes se calcule aisément. Or, on trouve qu'il est précisément égal à celui que donne la géométrie dans l’hypothèse de T 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 autour d’un axe ou de deux pôles 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 aurait les pieds sur le plan de son équateur, 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 orient 1 .

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’équa- . teur solaire. Gela explique comment il se fait que les nombres trouvés par les astronomes qui l’ont déterminée à diverses époques varient notablement. Cassini fixait la durée de la rotation apparente à 27 j. 12 h. 20 m ; Lalande à 27 j. 7 h. 37 m 27*; 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 dilîérence est due à la translation de la Terre autour du Soleil. En effet, supposons un instant la Terre immobile : le temps qu’une 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’une 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.

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. C’est le sens indiqué par les flèches des ligures 21. 22 et 23, si l’on observe à l’œil nu.

C’est entre ces deux suppositions extrêmes que se trouve la 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 au centre du disque : elle est à l’occident de ce centre ; pour qu’elle revienne de nouveau au centre apparent , il faut qu’elle marche encore un certain temps, pendant que la Terre même s’avancera en-

Fig. Î2. — Différence de durée entre la rotation apparente et la rotation réelle d’une tache solaire. COre SUr SOn

orbite ; mais on

va voir qu’il est aisé de déduire la durée de la rotation réelle de la durée de la rotation apparente.

Soit a ( fig . 22) 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 aba, plus un arc aa\ et