LOIS FONDAMENTALES DU MOUVEMENT DES TACHES

§ I. — Révolution des taches.

i° En général, les taches se présentent sur le bord oriental du Soleil, traversent le disque en suivant des lignes obliques par rapport au mouvement diurne et au plan de l'écliptique, et, après quatorze jours environ, elles disparaissent au bord occidental. Il n'est pas rare de voir une même tache, après être restée invisible pendant une période de quatorze jours, apparaître de nouveau au bord oriental pour faire une seconde, quelquefois une troisième et même une quatrième révolution ; mais , plus généralement, elles se déforment et finissent par se dissoudre avant de sortir du disque, ou pendant qu'elles sont du côté opposé.

20 Lorsque sur le disque solaire paraissent simultanément plusieurs taches, elles décrivent, dans le même temps, des trajectoires semblables et sensiblement parallèles, quoiqu'elles soient à des latitudes très-différentes. Il faut en conclure qu'elles ne sont pas indépendantes, comme seraient des satellites, mais qu'elles se trouvent sur la surface du Soleil, et qu'elles sont entraînées par son mouvement de rotation; de plus, si les taches étaient des astres indépendants, il faudrait en dire autant des facules, qui sont assujetties au même mouvement de translation , hypothèse absurde ; car,

comme le disait si bien Galilée, on ne peut pas supposer qu'il existe autour du Soleil des astres plus brillants que le Soleil lui-même.

3° Si Ton note chaque jour sur le même dessin la position des taches, on voit que leur mouvement apparent est plus rapide auprès du centre , tandis qu'il devient très-lent au bord du disque solaire. Nous donnons dans la fig. 4 les tra-

jectoires de deux taches observées par Scheiner, du i au i4 mars 1627.

Les deux lignes KK,LL représentent la projection de l'écliptique sur le disque solaire au commencement et à la fin des observations ; AB est le parallèle céleste, CD le cercle de

déclinaison. Nous devons avertir que Scheiner observait avec une lunette de Galilée donnant par projection des images renversées : les taches semblent donc entrer à l'ouest pour aller sortir du côté de l'est. Les endroits ponctués indiquent des lacunes dues à la présence des nuages. Les taches sont nettement terminées, les ombres et les pénombres parfaitement tranchées. On peut juger de la courbure des trajectoires par leurs cordes. On voit facilement qu'elles n'ont pas toujours décrit le même espace dans des temps égaux.

Mais ces différences ne sont qu'apparentes , et elles résultent de ce que le mouvement nous paraît avoir lieu sur un plan, tandis qu'en réalité il a lieu sur un cercle parallèle à l'équateur solaire; nous projetons ce parallèle, et avec lui les positions successivement occupées par les taches, sur un plan perpendiculaire au rayon visuel. Pour représenter le phénomène, traçons une demi-circonférence, divisons-la en un certain nombre de parties égales, et de chacune de ces divisions abaissons des perpendiculaires sur le diamètre AB {fig. 5); nous partagerons ainsi le diamètre en un certain

nombre de parties inégales, mais qui sont cependant les projections d'arcs égaux entre eux, et ces projections sont d'autant plus petites que les arcs correspondants se rapprochent davantage de l'extrémité du diamètre. En employant une construction semblable , Galilée montra que les taches ne

peuvent être des corps détachés du Soleil et éloignés de sa surface, car le rayon du parallèle solaire satisfaisait seul au calcul des translations diurnes.

§ II. — Changement de forme des tacites.

i°Les taches, en s'approchant du bord, perdent leur forme arrondie, deviennent ovales, puis se rétrécissent au point de devenir presque linéaires; on peut en juger par les figures amplifiées que nous reproduisons ici (Jig. G).

Fis- G.

Ces changements sont encore de simples apparences dues à un effet de perspective; on les explique de la même manière que le ralentissement apparent. Mais ce phénomène prouve encore que les taches sont adhérentes à la surface du Soleil; car, dans l'hypothèse contraire, il faudrait les attribuera des corps très-aplatis, ce qui serait contraire à tout ce que nous connaissons de la forme propre aux corps célestes. Galilée les compara à des nuages, plus tard Scheiner les regarda comme des cavités. Nous verrons bientôt à quoi il faut s'en tenir.

- ig —

2° Outre ces déformations apparentes, il y en a de réelles. La forme des taches change quelquefois d'une manière trèsnotable, non-seulement d'un jour à l'autre, mais dans l'espace de quelques heures. En voici un exemple : \&jig. 7 représente les transformations d'un groupe de taches observées par M. Rutherfurd du 19 au 26 septembre 1870. On voit d'abord une tache simple apparaissant sur le bord du disque; vingt-quatre heures plus tard, le 20 septembre, elle paraît plus large, mais c'est un simple effet de perspective, et elle conserve toujours la forme polygonale; le 21, le noyau se divise en deux cercles incomplets réunis entre eux, et la forme générale ressemble à celle d'une lemniscate; le lendemain , les deux cercles sont presque complets , et l'un d'eux est traversé par une bande lumineuse; les jours suivants, les deux parties se séparent de plus en plus; le 24, elles se subdivisent à leur tour, et le 26 nous trouvons quatre noyaux principaux entourés de plusieurs autres plus petits et moins distincts.

Quelquefois, au contraire, plusieurs taches se réunissent et se confondent en une seule; les observations que nous citerons dans la suite en fourniront des exemples nombreux et frappants. Ces changements de forme influent beaucoup sur le mouvement; la régularité géométrique indiquée cidessus en est profondément troublée, et c'est ce qui empêcha les premiers observateurs de déterminer avec précision la durée de la rotation solaire.

§ TH. — Variations annuelles dans le mouvement apparent

des taches.

3° Les trajectoires décrites par les taches varient avec la saison : au mois de mars, ce sont des ellipses très-allongées

tournant leur convexité vers le nord, le grand axe de l'ellipse étant presque parallèle à l'écliptique \fig. 8, B). Après cette époque, la courbure des ellipses diminue graduellement, en même temps qu'elles s'inclinent sur l'écliptique comme dans la fig. 8, C, en sorte qu'au mois de juin elles se trouvent transformées en lignes droites (fig. 8, D), De juin à sep-

\ Juin.

Septembre.

Novembre.

tembre, les courbes elliptiques reparaissent, mais leur position est inverse de la précédente (Jîg. 8, E); puis, en suivant des phases inverses , elles repassent par la courbe allongée (Jig- 8, F), et prennent la ligne droite [Jig. 8, A), pour revenir enfin, au bout d'un an, à la forme B. Le point N est le pôle nord de l'écliptique. Dans cette figure, les courbures et les inclinaisons ont été un peu exagérées, de manière à mieux faire comprendre leurs variations.

Toutes ces formes des trajectoires apparentes sont simple-

nient des effets de perspective. Eu réalité, les taches décrivent des parallèles à l'équateur solaire : ce sont ces parallèles que nous projetons à chaque instant sur un plan perpendiculaire au rayon visuel qui passe par l'œil de l'observateur et par le centre du globe solaire. Ces projections doivent nécessairement changer de forme à mesure que l'observateur se déplace ; elles nous apparaissent sous des aspects différents, suivant la position que la Terre occupe par rapport à l'équateur solaire Lorsqu'elle est à l'un de ses nœuds, c'est-à-dire à l'un des points où l'écliptique coupe l'équateur solaire, tous les parallèles se projettent suivant des lignes droites, et les trajectoires apparentes des taches sont rectilignes. C'est ce qui arrive lorsque la longitude du Soleil est de 74° 3o' et 254° 3o', c'est-à-dire le 4 juin et le 6 décembre. Lorsqu'au contraire la Terre se trouve au-dessus ou au-dessous de l'équateur solaire, les trajectoires se projettent suivant des ellipses, et ces courbes sont d'autant plus prononcées, que nous sommes plus éloignés de ce plan. Le maximum de courbure aura lieu pour des longitudes différant de 90 degrés de celles que nous venons d'indiquer pour les nœuds.

Nous venons d'examiner la position des taches par rapport à l'écliptique; nous pourrions aussi examiner les relations qu'elles ont avec l'équateur de la sphère céleste. Comme ces deux grands cercles sont inclinés l'un sur l'autre et inclinés sur l'équateur solaire, il en résulte que la ligue qui représente l'équateur solaire change de direction d'un jour à l'autre dune manière considérable. On détermine toujours la position des points observés par rapport au parallèle du mouvement diurne de la sphère céleste : il est donc utile de pouvoir déterminer chaque jour l'angle que fait ce parallèle avec le grand axe de la projection de l'équateur solaire. Pour faciliter cette recherche, nous mettons sous les yeux du lecteur une

Table qui donne, avec une approximation suffisante, la valeur de cet angle pour tous les jours de l'année. Il est compté en partant du point le plus boréal du disque solaire et en allant vers l'est; si l'image est renversée, c'est-à-dire si l'on observe directement dans une lunette astronomique, ou bien si l'on étudie la projection due à une lunette de Galilée ou à une lunette terrestre, on devra compter les angles à partir du point qui semble correspondre au sud en allant vers l'ouest. A la Table nous joignons une figure (Jig. 9) qui donne la

Fiff. 9-

valeur du même angle d'une manière approchée, et qui fait connaître la direction du diamètre équatorial dans les différentes saisons. On suppose que l'observateur regarde la projection en tournant le dos au Soleil : les quatre points cardinaux sont donc disposés dans le même ordre que sur une carte de géographie. Les dates ont été inscrites de 5 degrés

en 5 degrés pour les parties est et ouest; il sera facile d'y suppléer pour le reste de la circonférence (').

(') La table suivante a été calculée pour l'année 1873 ; elle peut cependant servir pour les autres années lorsqu'on ne tient pas à avoir une grande approximation, l'erreur due aux années bissextiles ne dépassant jamais une fraction de degré assez faible. Elle est toujours suffisante pour les constructions graphiques.

Table des angles de position de l'èquateur solaire