MOUVEMENTS GENERAUX DES TACHES. — ROTATION DU SOLEIL

§ I. — Importance et difficultés de la question.

A la fin du Chapitre précédent, nous avons indiqué plusieurs questions qu'il est impossible de résoudre sans savoir si les taches sont fixes sur le corps solaire ou si elles possèdent un mouvement propre de translation. Il est facile de reconnaître qu'elles ne sont pas absolument fixes, à en juger par leurs transformations et par la manière dont elles se subdivisent en plusieurs parties; mais il s'agit de savoir si, outre ces mouvements accidentels, il n'v aurait pas un mouvement d'ensemble, les entraînant toutes dans une direction constante. Cette translation, si elle existe, se combine avec la rotation du Soleil, et, comme cette rotation ne peut elle-même être étudiée que par le mouvement des taches, on comprend que la question qui nous occupe présente une difficulté toute particulière.

Les premiers observateurs constatèrent des inégalités dans le mouvement des taches , car ils reconnurent bien vite qu'elles ne mettent pas toutes le même temps à décrire une révolution entière.- Scheiner trouva que la durée de cette révolution variait de vingt-cinq à vingt-sept et même vingt-huit jours. Galilée, persuadé que les observations de Scheiner étaient mal faites, voulut les reprendre et déterminer d'une manière précise le temps qu'emploie le Soleil à tourner

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autour de son axe; mais il ne réussit pas mieux lui-même; il fixa cette durée à un mois lunaire, ce qui est une évaluation bien grossière, et, de plus, il ne reconnut pas l'inclinaison de l'équateur solaire sur l'éclip tique.

Pour éliminer l'influence du mouvement propre, on ne peut employer qu'un seul moyen, qui consiste à déterminer la durée de rotation solaire en prenant la moyenne des durées de rotation d'un très-grand nombre de taches. Si l'on n'emploie qu'une seule observation, on commettra évidemment une erreur égale au mouvement propre lui-même; si l'on emploie un très-petit nombre d'observations, il n'y a pas certitude ni même grande probabilité de faire disparaître les erreurs; elles ne se compenseront suffisamment les unes les autres que dans une grande série. Même en employant cette méthode, on ne connaîtra que la rotation moyenne de la surface, et non celle de la masse intérieure; si par hasard il y a une différence, il nous sera impossible de le reconnaître par la seule observation des taches ; il faudra pour cela recourir à d'autres procédés.

Au siècle dernier, les géomètres se sont beaucoup occupés de déterminer la rotation solaire d'après trois observations d'une même tache; mais leurs solutions, élégantes et ingénieuses au point de vue géométrique, n'ont pu être d'aucune utilité pour résoudre une question aussi complexe. C'est ce qui a fait dire à Delambre que ce problème est plus curieux qu'utile, et qu'un astronome doit s'en occuper tout au plus une fois dans sa vie, afin de voir si cette rotation demeure constante [Astronomie, t. III, p. 5o,). Heureusement son conseil n'a pas été suivi ; dans ces derniers temps, des savants habiles ont repris le problème d'une manière plus rationnelle, et ils sont arrivés à un résultat satisfaisant.

Une des difficultés les plus sérieuses résulte des change-

ments de forme qu'éprouvent les taches; leur contour variant d'un jour à l'autre, on n'est jamais sur de viser toujours le même point dans les observations successives. On évite en grande partie cet inconvénient en étudiant de préférence des taches rondes, régulières et eratériformes ; l'expérience prouve qu'elles varient peu et qu'elles font souvent plusieurs révolutions successives. Cependant, même avec cette précaution, il y a toujours quelques doutes sur ce point, et les résultats sont toujours très-discordants.

Pour se faire une idée de la précision qu'il conviendrait d'apporter dans ces observations, il suffit de rappeler qu'un espace qui, vu au centre du disque, sous-tend pour nous un angle d'une seconde, correspond à un angle héliocentrique de V37", et cette valeur s'accroît à mesure qu'on s'éloigne du centre, si bien qu'auprès du bord un arc d'une seconde correspond à 3 degrés environ.

§11. — Méthodes d'observation.

On peut observer les taches, comme les autres corps célestes, avec la lunette méridienne ou bien avec l'équatorial, en déterminant leur position par rapport aux bords du disque. Soient t et t' les époques des passages des deux bords;

le passage du centre aura lieu à l'époque - — ; soit 6 l'époque du passage de la tache; j'en déduis la différence de son ascension droite qui est A«=i5(t — 9)cos§, iï étant la déclinaison du Soleil. On détermine ensuite avec un cercle vertical ou avec un équatorial la distance polaire des bords du disque et de la tache, et l'on en déduit la différence de déclinaison du centre et de la tache elle-même. Cette

méthode est longue, mais il est quelquefois indispensable de l'employer.

En pratique, la meilleure méthode consiste à mesurer directement la distance de la tache au bord du disque, et, en second lieu , l'angle de position , c'est-à-dire l'angle que forme le rayon du disque passant par le point observé avec le cercle horaire qui passe par le centre du disque lui-même.

Soit C le centre du disque (fig. Gi ), Ct la direction de la

Fig. 61.

tache, NCS le cercle horaire passant par le centre du Soleil ; l'angle de position sera NC/. Lorsqu'on connaît cet angle et la distance Ct, on peut calculer la longitude et la latitude héliographiques de la tache, c'est-à-dire fixer sa position absolue, comme on la verrait du centre du Soleil. Cela se fait par des formules connues ( ' ) .

Comme il est impossible de prendre exactement la direction du centre, on dispose le micromètre de manière que l'un de ses fils soit perpendiculaire, l'autre tangent au bord ; il vaut mieux que le second fil empiète un peu sur le disque, comme on voit en mn; on jugera, par l'égalité des deux seg-

(') Voir la Note l à la fin de ce volume.

ments m et n, que le réticule est convenablement disposé. On obtient ainsi des résultats excellents; mais il faut convenir que cette méthode est laborieuse, et qu'elle se prête mal à une longue série d'observations. La méthode des projections est préférable, mais elle n'est pas suffisamment exacte et il est nécessaire de faire les corrections que nous avons indiquées dans le Chapitre Ier. On peut les éviter en projetant, comme font M. Spôrer et M. Heis, un réseau de traits rectangulaires placé au foyer même de l'objectif : de cette manière les dé-

Fiç. 62.

formations sont les mêmes pour limage du Soleil et pour celle du réticule.

M. Carrington a employé une autre méthode dans sa grande série d'observations. Dans le plan focal de l'objectif, il plaça deux fils d'or, ou, mieux, deux fils d'araignée AA', BB' {Jig- 62), rectangulaires entre eux et inclinés de 45 degrés sur le cercle horaire; puis il projetait ce réticule sur un écran, et observait les instants où le bord du Soleil et les taches venaient successivement traverser les projections des fils. Ces observations faites, il pouvait calculer facilement la distance au centre du disque et l'angle de position. Cependant , lorsque les taches sont près du bord, cette méthode est difficile à employer, et elle ne donne pas des résultats très-

précis, car une petite erreur dans la détermination du temps en produit une très-grande dans la position.

Dans une série d'observations très-délicates dont nous parlerons bientôt, nous avons employé simplement la méthode micrométrique ; mais nous avons trouvé que les dessins exécutés sur les projections, lorsqu'on leur fait subir les corrections convenables, fournissent des données suffisantes pour les calculs ordinaires, et l'on peut parfaitement les employer pour la plupart des recherches qui restent encore à faire.

Quel que soit le moyen qu'on emploie, il faudra toujours combiner un grand nombre d'observations pour rendre les résultats indépendants des causes d'erreur que nous avons signalées, ce qui constitue un travail très-considérable.

Les séries d'observations modernes les plus remarquables sont celles de MM. Carrington et Sporer, et celles qui ont été faites à Kew sous la direction de M. de la Rue. Le grand recueil de M. Carrington porte le titre suivant : Observations of the spots of the Sun,from november 9 i853 to mardi 24 18G1 , made at Redhill by R. C. Carrington F. R. S., illustrated by 11G plates (Williams and Norgate. London, in-/j). Ce grand Ouvrage renferme les résultats des observations, avec les figures et les formules nécessaires pour les calculs.

La série de M. Sporer se continue encore; les Aslronomische Nachrichten de Altona en publient les résultats à mesure que les réductions sont faites par l'infatigable astronome. Quant à la grande série d'observations photographiques de Kew, elle a été étudiée à d'autres points de vue ; mais on n'a pas encore cherché à en déduire les lois de la rotation solaire. De 1 858 jusqu'à l'époque actuelle, nous avons dessiné un grand nombre de taches; ces dessins, sans prétendre à la précision que possèdent les photographies, peuvent ce-

pendant fournir d'excellents résultats, et nous puiserons souvent dans notre collection.

Notre pensée n'est pas de rejeter complètement les séries anciennes; nous verrons au contraire qu'on peut les utiliser et qu'elles sont maintenant plus précieuses qu'on ne le pensait autrefois. Les observations récentes sont venues en relever le prix en confirmant leur exactitude.

M. Carrington , après un examen consciencieux de sa grande série d'observations, qui fut en grande partie calculée et imprimée aux frais du Gouvernement anglais, conclut que, pour faire avancer nos connaissances plus qu'il ne l'a fait dans son Ouvrage, il faudrait une dépense d'au moins 5ooo livres sterling 123000 francs). Ce point de vue purement financier pourra paraître convenable à un marchand plutôt qu'à un savant; mais il est certain, et nos lecteurs en seront bientôt convaincus, que, vu le travail et l'assiduité qu'elles exigent, les recherches relatives au Soleil ne sauraient être. l'œuvre d'un amateur, ni même d'un savant isolé.

$ III. — Résultats obtenus relativement à la rotation du Soleil.

La détermination de la rotation solaire renferme trois éléments : i° la durée de la révolution; i° la position des nœuds de l'équateur solaire par rapport à la ligne des équinoxes ; 3° l'inclinaison de l'équateur solaire sur le plan de l'écliptique.

Les anciens astronomes déterminaient séparément chacun de ces éléments, en choisissant des observations faites dans des circonstances convenables. Pour évaluer la durée de la révolution, on mesurait le temps qu'employait une tache à revenir au même point du disque, par exemple au méri-

dien central. Cette méthode, on le conçoit facilement, n'est applicable que dans un très-petit nombre de cas. On ne peut pas se contenter d'observer le temps qu'une tache met à passer devant le disque, parce que sa trajectoire est partagée en parties inégales par le contour apparent du Soleil, qu'on appelle souvent Y horizon des taches. A la suite d'une étude longue et minutieuse, Scheiner put évaluer à vingt-sept jours la durée de la révolution synodique (c'est ainsi qu'on appelle la révolution apparente, dans laquelle la tache revient au même point du disque par rapport à l'observateur). On en déduit vingt-cinq jours et un tiers pour la durée de la révolution sidérale, c'est-à-dire pour le temps employé par un point du Soleil à décrire un cercle tout entier par rapport à la sphère céleste.

On déterminait la position du nœud en observant l'époque à laquelle les taches semblent décrire des lignes droites, l'observateur se trouvant alors dans le plan même dans lequel se meuvent les taches. Scheiner trouva pour sa longitude 69 ou 70 degrés.

Enfin on déduisait l'inclinaison de la grandeur du petit axe de l'ellipse que décrivent les taches à l'époque du maximum de courbure. Scheiner, ayant toujours trouvé ses résultats compris entre 6 et 8 degrés, adopta 7°,5 pour valeur approchée.

Cassini donna des résultats peu différents de ceux de Scheiner, et déduits également d'un grand nombre d'observations. Ces résultats présentent un grand intérêt, et nous les rappelons afin de reconnaître l'étendue des variations que ces éléments ont pu subir. De la Lande a résumé dans deux longs Mémoires (') les travaux de ses prédécesseurs les plus

(') De la Lande, Mémoires de l'Académie royale des Sciences; 1776, 1778.

estimés. Il détermina les éléments de la rotation avec une précision qu'il croyait très-grande, mais on ne tarda pas à reconnaître que son travail était défectueux. Bianchi reprit le problème en 1820, en employant des méthodes pins exactes et en réunissant un grand nombre d'observations par la méthode des moindres carrés : il lui fut cependant impossible de trouver des résultats satisfaisants. Plusieurs astronomes eurent l'idée malheureuse de n'employer qu'un petit nombre d'observations, et alors les anomalies se manifestèrent d'une manière très-saillante, comme on peut s'en convaincre par le tableau suivant :