ASPECT GENERAL DU SOLEIL

§ I. — Dimensions du Soleil.

Le Soleil se présente à nos yeux comme un disque rond sous-tendant un angle d'environ 32 mi mites et 3 secondes , c'est-à-dire un peu plus d'un demi-degré ('). Si nous tenons compte de la distance, ce diamètre apparent suppose des dimensions énormes , dont il est difficile de nous faire une idée exacte. La distance moyenne qui sépare le Soleil de la Terre est égale à 23i5o rayons terrestres, c'est-à-dire i48 millions de kilomètres. Le diamètre réel du Soleil est 108 fois le diamètre de notre planète, soit 1 377^2 kilo-

(') Nous reviendrons plus tard sur la valeur et l'exactitude de ceschiiïres; nous ne les citons en ce moment que pour donner une première idée des dimensions apparentes du Soleil.

mètres; son rayon est presque le double de la distance de la Lune à la Terre, et, par conséquent, son volume est à peine inférieur à celui de huit sphères ayant un rayon égal à la distance qui nous sépare de la Lune. Il est i 259712 fois plus gros que la Terre; un arc d'une seconde, vu de la Terre au centre du disque solaire, est équivalent à 715 kilomètres, ce qui fait 42900 kilomètres pour un arc d'une minute; et cependant nous verrons qu'on observe fréquemment des taches dont le diamètre est d'une minute , et même des flammes avant une hauteur de trois minutes, c'est-à-dire 128^00 kilomètres. Les fils d'araignée qu'on emploie pour les micromètres sous-tendent un angle d'un tiers de seconde dans une lunette de 4m,3o : ils couvrent donc une largeur de 238 kilomètres. Ces exemples suffisent pour faire comprendre que des objets que nous pouvons à peine distinguer ont en réalité des dimensions énormes. La Terre entière, vue à la distance qui nous sépare du Soleil , aurait pour diamètre apparent 17", 82 ; son rayon, qui est de 6377 kilomètres à l'équateur, sous-tendrait donc un angle de 8", 9 1 : c'est la valeur de la parallaxe équatoriale du Soleil actuellement adoptée, et sur laquelle reposent tous nos calculs. Ces nombres nous serviront bientôt pour apprécier les dimensions des objets que nous voyons sur le disque solaire et pour en évaluer les mouvements.

§ II. — Taches solaires.

Les anciens ne connaissaient aucune des particularités relatives à la constitution physique du Soleil. On avait bien signalé de temps en temps quelques taches noires que l'on pouvait distinguer à l'œil nu lorsqu'il était près de l'horizon ; mais on les prenait pour des planètes en conjonction ou pour

des phénomènes dont la cause était inconnue. Telles sont les taches qui furent observées en 807, 8/jo, 1096, 1 588. Kepler lui-même crut observer le passage de Mercure sur le Soleil; c'était une tache qu'il avait sous les yeux.

Les Chinois nous ont de beaucoup devancés dans cette découverte. L'Ouvrage encyclopédique de Ma-Twan-Lin contient un tableau remarquable de /p observations faites entre les années 3oi et i2o5 de l'ère vulgaire, c'est-à-dire dans un intervalle de 904 ans. Pour donner une idée de la grandeur relative des taches, les observateurs les comparent à un œuf, à une datte, aune prune, etc. Les observations se prolongent souvent pendant plusieurs jours; quelques-unes ont même été faites pendant dix jours consécutifs. On ne peut douter de la réalité et de l'exactitude de ces observations, et cependant elles ont été inutiles aux Européens, car elles n'ont été publiées que dans ces derniers temps (').

Les astronomes chinois ne nous ont point fait connaître la méthode qu'ils employaient pour ces observations; mais on sait qu'avec un simple verre recouvert de noir de fumée on peut voir à l'œil nu les taches les plus considérables. Avant que les lunettes fussent connues, on recevait les rayons solaires dans la chambre obscure par un petit trou circulaire pratiqué dans le volet. C'est ainsi que Jean Fabricius réussit, en décembre iGro, à voir une tache considérable et à étudier son mouvement d'une manière assez précise pour pouvoir en conclure le mouvement de rotation du Soleil. Mais cette observation ne fut publiée que plus tard , alors que d'autres observateurs, armés de lunette, avaient obtenu de meilleurs résultats.

(') V. Williams, Month. not. Astr. soc, vol. XX.XIII, p. 370; april.

On peut facilement observer les taches du Soleil, même avec des lunettes d'assez petites dimensions, en avant soin de placer en avant de l'oculaire un verre fortement coloré. Elles se présentent ordinairement comme des points noirs de forme ronde; bien souvent, cependant, elles sont groupées de manière à former par leur ensemble des figures très-irrégulières.

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La partie centrale est noire ; on l'appelle le noyau ou 1 ombre : le contour est formé par une demi-teinte qu'on appelle la pénombre. Les contours de l'ombre et ceux de la pénombre sont nettement tranchés, au moins dans la plupart des cas. Les dimensions des taches sont extrêmement variables. Quelques-unes se présentent comme de simples points noirs,

qu'on appelle des pores; on en voit fréquemment qui soustendent des angles de 3o à 4° secondes. Les grandes taches sont rares, et résultent ordinairement de plusieurs taches juxtaposées. On a vu des groupes semblables atteignant plusieurs minutes de diamètre; leur surface était donc plus grande que celle de la Terre, plus grande même que celle de la planète Jupiter. Pour donner au lecteur une idée de la structure et de la grandeur relative des taches, nous reproduisons ici (Jig. i) une photographie du Soleil obtenue par M. Rutherfurd, le 22 septembre 1870, àc)b26mio% temps sidéral de New-York.

Sur les bords du disque, on voit de petites taches blanches que les astronomes appellent facules ; nous les étudierons bientôt. Toutes ces taches ehangent de place et de forme, d'après des lois que nous apprendrons à connaître. Enfin les bords de l'image sont toujours beaucoup moins lumineux que le centre ; on le reconnaît facilement en employant un fort grossissement, et en passant rapidement du bord au centre du disque solaire. Cette expérience réussit très-bien par la méthode des projections, que nous expliquerons bientôt.

§ 111. — Découverte des taches solaires.

La découverte des taches est une de celles dont on peut dire qu'elles sont faites par u\w. époque et non par un homme. Plusieurs savants ayant à leur disposition des lunettes, ils devaient tôt ou tard les diriger vers le Soleil. La seule difficulté consistait à protéger les yeux de l'observateur. Ainsi Galilée montraitjes taches aux littérateurs de Rome, dans le jardin Bandini, mais seulement lorsque le Soleil était auprès de l'horizon; à la même époque (mars 161 1), Scheiner les observait à Ingolstadt, à l'aide d'un verre bleu placé en avant

do l'oculaire ('). Pendant ce temps, Fabricius préparait en secret l'édition de son célèbre Mémoire : il a donc devancé tous ses contemporains, mais ses découvertes ne furent connues que plus tard. Si Galilée a précédé Scheiner dans l'observation des taches, il ne les étudia pas d'une manière suivie, et il n'en comprit l'importance qu'après la publication des trois lettres pseudonymes adressées par le jésuite allemand à Marc Velser, bourgmestre d'Augsbourg, sous la date du 12 décembre 161 1. Scheiner parlait dans ces lettres du nombre des taches, de la variation de leurs formes, et de leur mouvement apparent sur le disque solaire ; il parle également des pénombres, des facules et des movens d'observation. Mais il propose une explication malheureuse en attribuant ce phénomène à des planètes très- voisines du Soleil. Ces lettres excitèrent vivement l'attention de Galilée ; il reconnut aussitôt l'intérêt , mais aussi les difficultés de ce sujet. Il se mit donc à l'œuvre, et, après quelques mois d'observations, il fut en état de donner la véritable théorie. Il reconnut que les taches sont adhérentes au corps solaire, et que leur translation apparente est due au mouvement de rotation de cet astre lui-même. Il était alors très-difficile d'arriver à cette conclusion, car la lunette de Galilée, la seule connue à cette époque , ne permet pas l'emploi du micromètre; on ne pouvait donc prendre les positions que d'une manière fort inexacte , et les mesures ne devinrent précises qu'à l'époque où l'on commença à étudier les images projetées sur un écran à l'aide de la lunette , ce que Scheiner fit le premier, et Castelli après lui .

(*) Voir la première lettre de Scheiner à Velser. C'est la première publication qui ait été faite sur ce sujet. Elle est intitulée : Apellis post tabulam latentis très evistolœ de maculis solaribus ad Marcum Velser um (1611).

Le fait matériel de la découverte des taches n'était qu'une question de temps et de hasard; mais il appartenait au génie <\e découvrir la théorie véritable, à la patience attentive et persévérante d'étudier les phénomènes. Sous le rapport du génie, Galilée est sans rival; sous le rapport des observations, Scheiner a bien mérité de la science. Plus tard, dans l'ardeur de la controverse, on l'a accusé de plagiat; mais le témoignage de Galilée suffit abondamment pour répondre à cette accusation (' ). On doit à la persévérance toute germa-

(') L'étonnement et les hésitations de Galilée se manifestent dès la première réponse qu'il adressa à Marc Velser ; il ne l'écrivit cependant que trois mois après avoir reçu l'opuscule de Scheiner. Nous lui devons celte justice de dire qu'il eut bien plus de modération que tous ses amis. Ceux-ci se laissèrent entraîner par leur admiration passionnée, au point de dépasser toutes les limites des convenances : ils allèrent jusqu'à déclarer qu'il était impossible à personne de faire de semblables découvertes, car les cieux étaient réservés à Galilée! Comment admettre qu'il ait gardé un silence aussi absolu et aussi prolongé sur une découverte de cette importance, lui qui apportait un soin si jaloux à revendiquer toutes celles qui lui appartenaient, au point de recourir aux anagrammes et aux logogriphes pour en conserver la priorité. Nous le croyons cependant sur parole, en nous contentant de laisser de côté les exagérations calomnieuses de ses amis.

Scheiner découvrit les taches en cherchant à mesurer le diamètre solaire (Rosa Ursi/ia, p. 71). Il avait fait construire une lunette avec des lentilles d'un verre fortement coloré; il y renonça plus tard lorsqu'il eut la pensée d'adapter un simple verre coloré à l'oculaire d'une lunette ordinaire. Ses nombreuses recherches sont consignées dans un Recueil intitulé : Rosa Ursi/ia, dédié, suivant l'usage du temps, au prince Orsini, qui avait fait les frais de l'impression. Cet ouvrage, tant décrié par les contemporains, contient sans doute bien des choses inutiles mêlées à de précieuses recherches; mais que ne pardonne-t-on pas à Kepler? C'était la faute de l'époque et du pays. Du reste, la postérité a été plus juste. De la Lande a écrit ces mémorables paroles : « Quoi qu'il en puisse être de celui à qui le hasard a fait voir les taches pour la première fois, il est sûr que personne ne les observa si bien et n'en donna la théorie astronomique d'une manière aussi complète que Scheiner. » (Àstr., t. III, n° 3227.) — Hévélius le cite avec les plus grands éloges : « Incomparabîlis et omnigenœ eniditionis virum. ... ut in hac matériel omnibus palmam quasi prtvripuisse dici possit. « {Selenographia, p. 82.)

Il est regrettable que nous n'ayons pas réussi à trouver ses manuscrits, que nous avons cherchés à la demande de M. Wolf de Zurich.

nique de Scheiner une longue suite d'observations pleines de détails intéressants , et qui ont été dans ces derniers temps appréciées à leur juste valeur. Il employa le premier les verres colorés et le système de projection par la lunette. Il perfectionna ce procédé d'après les conseils du P. Grienberger et construisit ainsi un appareil qui est la première forme de l'équatorial moderne.

§ IV. — Moyen d'observer les taches.

L'observation des taches par voie de projection avec une lunette est assez commode et assez exacte pour que nous en donnions la description. Au volet d'une chambre obscure on fait, une ouverture un peu plus grande que l'objectif; on place la lunette dans la direction des rayons solaires, et l'on déplace l'oculaire en l'écartant de l'objectif, jusqu'à ce que l'image, projetée sur un écran blanc, soit nettement terminée sur ses bords; les taches, s'il y en a, ne tarderont pas à apparaître bien nettes et bien définies.

Les images projetées par une lunette sont renversées par rapport à l'image qu'on verrait en observant directement dans la lunette elle-même. Si donc on se sert d'une lunette astronomique dans laquelle l'image est renversée , la projection sera directe, c'est-à-dire que, sur l'écran, le nord et le sud, l'est et l'ouest seront disposés comme dans le ciel : on verra donc les taches entrer sur le disque solaire par le bord oriental pour aller sortir du côté de l'ouest. Le contraire aura lieu si l'on emploie une lunette de Galilée ou une lunette terrestre; ces instruments redressant l'image donneront par projection une image renversée, dans laquelle on verra les taches décrire leurs trajectoires en sens inverse de leur mouvement réel.

Les observatoires emploient maintenant pour ces projections de grands instruments qui servent également à photographier le Soleil. La fig. i représente l'appareil employé

Fi g. 2.

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au Collège Romain, où chaque jour on observe les taches, lorsque le temps le permet. M. Carrington a employé un procédé semblable à l'observatoire de Redhill. Voici la description de la machine :

AB, lunette portant, par le moyen de la barre LR , la plan-

chette QO, sur laquelle doit se faire la projection; EF, axe polaire incliné sous l'angle de la latitude , portant deux branches CD , sur lesquelles repose l'axe de la lunette ; GUI, support de fonte sur lequel repose tout l'appareil, et fixé sur un pilier en maçonnerie ; M et N sont les cercles de déclinaison et d'ascension droite; RS est une tige de fer puissante qui sert à fixer la lunette.

Cet instrument est relié à un puissant mouvement d'horlogerie qui communique au cercle horaire un mouvement de rotation uniforme, calculé de manière à lui faire décrire une circonférence entière en vingt-quatre heures ('). La lunette, entraînée dans ce mouvement , suit constamment le Soleil 1 et la position des différents points de l'image demeure absolument fixe sur l'écran ; les dessins se font ainsi plus facilement, plus rapidement et avec plus d'exactitude. Comme ces instruments se trouvent dans tous les observatoires , nous nous abstenons d'en donner une description plus détaillée.

Cet appareil étant solidement établi, on peut y adapter tous les instruments nécessaires pour l'étude du Soleil , chambres photographiques, spectroscopes , etc. Il est abrité sous un dôme mobile dont l'ouverture est garnie de rideaux en drap noir, de sorte qu'on n'y reçoit d'autre lumière que celle qui traverse la lunette. Cette disposition nous parait avantageuse, et nous l'employons avec succès.

Lorsque les projections se font sur une grande échelle, et qu'elles sont destinées à des recherches de précision, il faut faire subir aux mesures une correction qui peut devenir importante. Les rayons sortis de l'oculaire vont former une image dont les différents points se trouvent en réalité sur une

(') Cette partie de la machine n'est pas représentée dans la figure.

surface sphérique akb ( fig. 3), ayant son centre en O, tandis que le dessin se produit sur un plan tangent mn, ou plutôt

Fig. 3.

sur le plan ab, si l'on met au point le bord du Soleil. La différence entre la corde ab et la tangente mn n'est pas négligeable, et cette cause d'erreur n'avait pas échappé à Scheiner; du reste, cette méthode ne peut servir que pour des recherches générales; lorsqu'on veut obtenir les détails avec précision, il faut employer les mesures micrométriques. Ces observations ne sont cependant pas faciles : nous expliquerons plus loin la disposition et l'usage des instruments qu'on emploie dans cette étude.