ETUDE DE L INTERIEUR DES TACHES

§ I. — Les taches sont des cavités.

Il V a environ un siècle que Wilson, par des observations Lien dirigées et bien interprétées, fit connaître la véritable structure de certaines taches, en montrant qu'elles sont dues à des cavités dont il put même mesurer la profondeur. Il rendit compte de ces observations dans les Transactions philosophiques de Londres, t. LXIV, année 1774-

Le 22 novembre 17(39, le docteur Wilson observa sur le disque solaire une belle tache ronde environnée d'une pénombre également circidaire, concentrique au noyau. Il suivit cette tache jusqu'à sa disparition, et il remarqua bientôt que la pénombre cessait d être svmétrique ; la partie tournée vers le centre du Soleil devint de moins en moins large, et finit par disparaître complètement, tandis que la partie opposée conservait à peu près les mêmes dimensions. Ainsi, dans \^Jig. 34, supposons que A représente une tache placée au centre du disque, et avant une pénombre symétrique par rapport au contour du novau ; lorsqu'elle sera arrivée vers le milieu du rayon, elle se présentera comme en B ; plus tard, la pénombre disparaîtra complètement du coté gauche, comme on le voit en C; au point D, le noyau lui-même sera entamé; enfin, tout près du bord, en E, il ne restera plus qu'un mince

filet (1(^ prii()nil)r(' : le ii()\;m auia ( omplctcmont disparu. Tel est If ])lu'iH)mt'ii(' ohscrNc par \\ ilsoii, <•! souxciit cliidic tiepiiis.

A la riguour, ces elwin^^cMucnts poiis aient nrtre f|iM' <1<'S apparences ; les taches sont si c^apricieiises dans Icuis \anali(jns (pi'oii ne peut fonder aucune théorie sur un fait isolé. (Cependant Wilson avait soupçonné là quelque grande loi de la nature, et, pour n'être pas induit en erreur, il attendit le retour de la même tache (jui, en ellet, reparut au bout de quatorze

Fi.T. 3.',.

jours sur le bord oriental. Alors il observa de nouveau le même phénomène; les mêmes phases se reproduisirent dans le même ordre, et la j)éuombre, qui était rétrécic vers le centre du disque lorsque la tache était près du bord, se montra de nouveau symétrique par rap[)ort au contour du noyau, lorsqu'elle arriva au milieu.

Désormais le doute n'était j)lus possible ; la tache avait sensiblement conservé la même forme dans son mouvement, et les changements observés étaient de j)ures apparences résultant d'un effet de perspective très-facile à explif[uer. Soit abcd {Jig. 35) une cavité avant la forme d'un tronc de cône, ad vt hc étant les diamètres des deux bases. Vue dans une direction

perpendiculaire à ad^ cette cavité présentera un contour symétrique A; mais si on la regarde obliquement, comme en B, le coté ah se rétrécira dans la projection, le coté cd s'élargissant un peu, ou restant sensiljlement constant si la cavité est })('ii profonde. Enfin, Foljliquité augmentant, le bord ah se projettera sur le fond hc comme on le voit en C; il pourra même le recou\ rir complètement.

Fiiï. 35.

Ces différentes phases seront d'autant plus sensibles que la cavité sera plus profonde; mais, si elle est très-superficielle, le fond ne disparaîtra que pour une très-grande obliquité, ce qui, dans le Soleil, n'aura lieu qu'auprès du bord ; alors l'observation sera très-difficile et exigera de très-bons instruments. On comprend cependant qu'elle soit possible, et, si elle est bien faite, elle pourra servir à déterminer la profondeur de ces cavités d'après les dimensions relatives de la pénombre et le moment où elle touche le novau.

Soient CS ^fig. 3G) le rayon visuel dirige vers le centre du Soleil; Oah le rayon qui rase à la fois le bord de la cavité et celui du noyau, au moment où lapénondjre va disparaître ; CZ une di"oit<' passant par le centre du Soleil et par le bord extcrieui- (le la priiombrc. On jx-ut toujours coiuiaître l'angle SCZ, et de là déduire la valeur de l'angle hae qui en est le complém(>nt. Si l'on a mesuré la largeur de la pénombr<> ae^ le petit triangle ahe fera connaître la profondeur he d<' la tache. Wilson trouva ainsi que cette profondeur était environ le tiers du rayon terrestre.

La théorie de Wilson ne fut })as reçue sans contestations; elle fut combattue par plusieurs astronomes et en particulier par de la Lande qui formula les deux objections suivantes : 1° dans plusieurs observations, la loi de ^Vilson ne s'est pas vérifiée; 2*' ([uelquefois même on a pu constater des apparences tout à fait opposées. De la I^ande était partisan de la fixité des taches qu'il regardait comme des montagnes; il devait donc nécessairement repousser les idées de l'astronome anglais. Du reste, il est parfaitement exact que les aj)parcnces décrites j);u' Wilson ne se présentent pas toujours, surtout aux époques de grande agitation ; on ne doit pas en être surpris, et nous en donnerons bientôt la raison. Mais, pour apprécier

la valeur de ces objections et pour connaître ce qui concerne les faits eux-mêmes, nous allons d'abord étudier les observations faites par les astronomes modernes.

§ II. — Observations modernes.

Tous les astronomes postérieurs à Wilson ont vérifié ses observations avec d'excellents instruments et sur un trèsgrand nombre de taches. Herschel en parle souvent, et nous a^ons eu, ainsi que beaucoup d'astronomes encore vivants, l'occasion de confirmer cette découverte par nos propres travaux. Les résultats numériques que nous avons trouvés (*), ainsi que ceux de ]M. Taccliini, différent à peine de ceux de Wilson. jM. Warren de la Rue, astronome anglais, discutant les observations astronomiques faites à Kew, a trouvé que, sur 89 taches régulières, 72 donnent des résultats conformes aux idées de Wilson, tandis que les ly autres présentent un aspect différent. Cette proportion n'a rien de surprenant lorsqu'on songe aux variations considérables que les taches subissent en réalité dans leurs formes.

]M. de la Rue a imaginé un moyen bien simple de montrer que les taches sont des cavités. On prend deux photographies du Soleil faites à un jour d'intervalle, chaque point de sa surface s'étant déplacé pendant ce temps d'environ lo degrés; on les place dans un stéréoscope et l'on voit parfaitement la cavité intérieure dont les bords paraissent rele^ es au-dessus de la photosphère. Il est donc impossible de conserver le moindre doute sur cette vérité; les taches sont des cavités creusées

(') Voir Astron. IVach. et Mémoires de l'Observatoire du Collège Romain, p. 9

dans répaissciir de la coiiclic hi'illaiitc fjiii ('iiv('l()|)|)(' (]r toutes i)arts le ^lolx' solaire.

S'il est vrai qu'une laehe soit ainsi lorniée par une ca\ilé, l()rs(|u'elle arrive au Ijord du disque solaire, on devrait apercevoir une e( lianerure daulaiil plus facile à ol)server que la <a\ilé est plus \aste et j)lus profonde. Cette observation a été réellement faite depuis longtemps. Cassini (') rapporte que, vers la fin de déeend)re 1719, il parut une tarlie si vaste que, (piand elle aj)j)roeha du hord, elle produisit une échancrure, contrairement à ce qui arrive d'ordinaire pour les taches plus petites, qui présentent souvent un bourrelet à cause des facules ([ui les emironnent. Vy'. Ilerscliel et ^ï. Warren delà Rue ont souN ( iir ohservé le même phénomène.

I.oisque lii tache du 3o juillet, dont nous avons déjà parlé, lut arrivée prés du bord, noushi surveillâmes avec soin ; mais la première partie disparut le 5 août au soir, et l'air était alors si agité qu il nous fuL impossible de rien observer. Le lendemain, l'air était calme et le ciel parfaitement pur; la tache fut dessinée simultanément par trois observateurs. M. Tacchini, de Païenne, était alors à notre Observatoire et il fit lui-même le dessin que nous reproduisons {^/ig. ^'J A). il était 9 heures; l'un des cratères était près du bord et l'on voyait nettement son contour former une j)roéminence audessus du disque solaire en laissant une échancrure de part et d'autre. Sur le cùté, on vovait une vaste facule rnn. Cette partie du contour était déprimée au-dessous de la surface générale du Soleil, dans une région où, peu de temps auparavant, on distinguait une vaste pénondjre.

A 10'' 20'" le cratère était considérablement rétréci

(') Mémoires de V Académie des Sciences; 1720.

[fig. 37 B), et présentait plusieurs pointes très-aiguës; on en distinguait une en «, qui fut remarquée par tous les observateurs, à cause de ses dimensions et de sa forme recourbée. A i o^ 32™ l'intérieur du cratère ne présentait plus qu'une ligne noire très-mince qui disparut à 1 1 heures ; le contour

Fig. 37.

du Soleil conservait encore sa structure dentelée [fig. Sy C).

Nous avons faitune observation semblable le 8 juillet 1873 ; il s'agissait également d'une tache très-vaste qui produisit sur le contour du Soleil une dépression de 8 secondes.

Nous ne voulons pas quitter ce sujet sans faire remarquer la forme curieuse de l'arc brillant op [fig- 3^ A), sur lequel on remarqua ensuite la pointe a [fig- 3 7 B et C). Ne croirait-on pas voir un pont suspendu au-dessus d'un abîme?

Nous avons clcrniùrcniciit observé quelque chose de senil)lal)le. Le 9 juillet iB-j/î, il v avnit une tache traversée par un pont magnifique; le 10, la tache s'étant rapprochée du bord du discpie, le pont parut excentrique par rapport au noyau; il se projetait sur le coté de la tache opposé au centre du Soleil. Le II, son excentricité s'était accrue; il se projetait sur la pénombre. Ces changements peuvent sans doute être réels, mais, comme il y avait d'ailleurs une grande constance dans la forme de ce groupe, nous sommes très-disposé à croire (pi'il n'v avait là ([ue des apparences dues à un effet de perspective : ce pont était un arc lumineux plus élevé que les régions voisines, et qui, suivant les différents aspects sous lesquels il se présentait à nos regards, se projetait sur des parties différentes de la cavité située au-dessous de lui.

§ HT. — Réponses à quelques objections.

Il est impossible d'observer cette dépression dans toutes les taches ; car, à moins qu'elles n'aient des dimensions exceptionnelles, la cavité intérieure est cachée parle bord, ainsi qu'on l'observe pour les cratères de la Lune. De plus, les facules qui les environnent forment souvent lui bourrelet proéminent qui masque encore davantage la cavité. Pour produire une échancrure de i seconde, il faudrait une tache ayant 3 degrés de diamètre, et une semblable dépression serait impossible à observer à cause de sa petitesse et des oscillations de l'atmosphère. En partant de ces données, on jieut calculer l'étendue que devrait avoir luie tache pour produire une dépression sensible et facile à observer. Pour arriver à une échancrure de 5 secondes, il faudrait une tache qui, vue du centre du Soleil, occu[)àt une étendue de 11 à 12 degrés,

ce qui fait pour nous 3' 20"; or, toutes les fois qu'un cratère a atteint ces dimensions, on a toujours remarqué qu'en arrivant près du bord il produisait une dépression manifeste. Ces observations confirment donc avec évidence la découverte de Wilson, et nous obligent à la considérer comme un fait acquis à la science. Sans doute il y a des exceptions, comme l'ont fait remarquer de la Lande et plusieurs autres; mais elles ne s'appliquent qu'à des taches irrégulières et agitées, dans lesquelles les mouvements réels peuvent masquer ces effets de perspective.

On a encore ol)jecté que cette dépression apparente pourrait bien être une illusion due à ce que, dans la région occupée par une tache, la lumière possède un éclat moins considérable; mais il n'y a rien, dans cette objection, qui soit contraire à la théorie que nous défendons. Nous ne prétendons pas que la cavité soit vide de toute matière; lorsque nous parlons de cavité^ nous voulons seulement dire que, dans l'intérieur des taches, le niveau de la partie brillante est plus bas que dans la photosphère, et l'absence de lumière qu'on observe au bord échancré du disque ne prouve pas autre chose ; ces dépressions peuvent d'ailleurs être remplies de matières plus obscures, qui servent à maintenir l'équilibre général en arrêtant les masses fluides, qui ne manqueraient pas de se précipiter pour remplir le noyau s'il était absolument vide. La théorie de Wilson est vérifiée du moment que l'intensité lumineuse parait considérablement déprimée lorsqu'ime grande tache arrive auprès du l^ord, car il faut en conclure que le niveau de h» partie brillante y est abaissé; et c'est précisément là ce qui résulte du fait constaté par Wilson.

Tout ce que nous venons de dire restera encore vrai si l'on admet que les taches sont des nuages plus sombres que la

niatirrc (jiii les ciixiroimc; mais aloi's il faudra admettre que, an lieu d'être siispeiidiis au-dessus de la partie éclairante (lu Soleil, romme le disait C.alilcM' et dernièrement encore M. Kirchlioff, ces nuap;es flottent dans la photosphère ellemême, s y <'nfoncent, du moins en partie, et remplissent ainsi de véritables bassins concaves creusés dans la couche brillante. C'est là ce qui a fait donner aux taches le nom de cralêre; mais il ne faut pas attacher beaucoup d'importance à cette dénomination.

Après avoir établi ([ue les taches sont en général des cavités, en entendant ce mot dans le sens que nous venons tl'expliquer, V. il son supposa que la pénombre qui en\ ironne le noyau est formée par le talus qui relie cette cavité à la surface générale de la photosphère. Il supposait la matière photosphérique analogue à celle qui compose les nuages, mais (Tune densité plus considérable, et elle devait, d'après lui, couler vers ces gouffres demeurés vides, de manière à former tout autour un plan incliné moins lumineux que le reste de la surface, et moins sombre que le noyau lui-même. Poui' confirmer son interprétation, il rappelait le fait suivant : le contour de la pénombre est généralement parallèle à celui du noyau; (|iielqiiefois cependant il présente à l'intérieur des angles rentrants qui correspondent à des angles saillants du contour extérieiu', comme si nu éboulement du talus avait fait tomber dans le gouffre mie partie de la matière lumineuse. Cette disposition des noyaux est reproduite dans plusieurs de nos dessins, et <'n particulier dans \esjig. 38 et 3r).

Cette observation délicate de Wilson est exacte, et l'on a souvent l'occasion de la vérifier ; mais on ne peut admettre que la seule inclinaison du talus suffise pour expliquer la pénondjre. L'intensité lumineuse de la pénombre est à peu près la moitié de celle qu'on obser\ e sur le reste du disque ;

le simple fait de rincliiiaisoii de la surface suffirait à peine pour expliquer cette différence s'il s'agissait d'un corps éclairé par une lumière étrangère ; à plus forte raison cette explication est-elle insuffisante pour un corps lumineux par luimême. Nous verrons bientôt que, en ce point, il manquait cpielque chose à la théorie de Wilson, et nous la compléterons alors. Il lui fut impossible d'étudier en détail la structure de la pénombre, ses instruments n'étant pas assez puissants, et c'est de là que dépendait la solution du problème.