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donne le nom defaciiles. En général on fait peu d'attention à ce phénomène qui paraît purement accessoire ; c'est bien à tort, car nous ne tarderons pas à voir combien il est important d'en tenir compte pour arriver à comprendre la véritable nature des taches. jMalheureusement, il est difficile d étudier les facules avec quelque précision, si ce n'est à une petite distance du bord, car au centre et tout près du bord on les aperçoit difficilement. On peut cependant les suivre j usqu'au centre du disque, en observant l'image du Soleil projetée sur un carton blanc, dans une chambre parfaitement obscure, dans laquelle ne pénètrent que les rayons destinés à produire l'image.

Une tache est toujours environnée d'une couronne plus ou moins large de facules ; leurs formes et leur disposition varient beaucoup, non-seulement d'un jour à l'autre, mais sou- ^ent en quelques minutes. Cette région est donc le siège d'une agitation considérable et dont l'étendue est beaucoup plus grande que celle de la tache proprement dite.

Il est difficile de donner quelques règles générales pour ce phénomène bizaiTe et capricieux. Il faut distinguer entre les taches irrégulières et les taches cratériformes. Dans celles-ci, les facules se détachent du contour de la pénombre comme des ramifications ayant le noyau pour centre, et elles s'épanouissent dans une région trois ou quatre fois plus gi^ande t[ue la tache elle-même. Elles forment une espèce d'anneau Ijrillant autour des taches circulaires qui sont parvenues à la période de tranquillité. Quelques-unes d'entre elles, plus brillantes que les autres, sont isolées et percées d'un trou noir en leur milieu, trou qui se développe souvent de manière à produire une véritable tache. Autour des taches irrégulières, elles sont distribuées au hasard; on les voit même flotter dans les no vaux, comme des nuages floconneux ou

cominc (l«'s rraij,in(')its de inalirrc |)Iiotospli('ii(|ii(' l)iill;»iit (lim \\\ éclat.

J.cs raniifit atioïis foriiiécs par les faculcs ne se distingiiciif bien iietlcmeiit qu'à l'époque où le cratère (ju'elles euNirounont se trouve daus la j)osition la plus favorable, c'est-à-dire à une distance convenable du bord. C'est ce que nous vovons dans \Ajig. Sq, représentant une de cestacbes rondes observée par ]M. Taccbini, le 3 décembre i8Gj. Elle est entourée d'une

rii;. 59.

belle facule de laquelle ravonnent des ramifications ciu'vilignes (|ui se divisent en brandies trés-irrégulières. Lorsque, le lendemain, le cratère fut arrivé plus près du bord, on remarqua une proéminence sur le contour lui-même, à l'endroit oii il était traversé par la facule [fig. (Jo . Le 29 juin 18GG, lions asoiis fiit une observation semblable, et M. Taccliini en a dessiné un grand nombre d'autres. Dans un de nos dessins, exécuté le i4 mars 18GG, deux brandies, plus brillantes que les autres, renfermaient entre elles un espace plus sombre j^résentant presque les rudiments d'un second cratère.

Il nCst ])as rare de voir des facules très-vives, isolées de toute taclie, produire sur le bord du disque une j^roémi-

ncnce seiisil)le ; souvent alors le spectroscope fait savoir qu'il y a une éruption en ce point.

Nous venons de dire que les facvdes sont plus facilement \isil)les près du bord que vers le centre du disque; pour ex- ])liquer ce phénomène, on peut admettre deux hypothèses . I ° que la facule est en réalité plus élevée que le reste de la photosphère, ou bien i^ supposer que c'est une illusion produite par un éclat plus considérable de sa matière lumineuse. La première explication est plus simple, et elle s'accorde

Fiff. 60.

parfaitement avec les observations spectrales. Dans ce cas, il n'est pas nécessaire de supposer que la région des facules est ])lus lumineuse que les autres points de la photosphère ; on comprend facilement comment le relief des facules peut les faire paraître plus brillantes^ car, en s'élevant au-dessus du niveau général, elles diminuent l'épaisseur de l'atmosphère absorbante qui les recouvre, et parviennent ainsi à lancer dans l'espace une quantité de lumière plus considérable. Il n'est pas nécessaire qu'elles s'élèvent beaucoup au-dessus du niveau général pour se trouver au-dessus de la couche absorbante, car nous verrons bientôt que cette couche est assez mince. Cette explication ne peut cependant pas s'appliquer à tous les cas; il est des circonstances où l'on doit admettre qu'il y a réellement une plus grande intensité lumineuse ; nous

(Il Ncrroiis la prciixc l()rs(|iM' hdiis pailci'oiis «les <l(''t"OUN<'rl('S (lues au sjx'i'trostoj»'.

Les laciilcs soiil iiilinicmciit li(MS avec les laclics. I.ors- (InCIlcs sont Isolées. (Iles fiiiissciit soiivciil par >(■ percer en leiii' centre d ini poic noii'. I.lles j)i-ece(lenl lial)iliiellein('nt la lormatioii des tailx's, et alois elles sont ('XtrèiiK'inonl brillantes; souNcnt aussi elles restent pendant quelque temps sur remplacement d'une tache disj)arne.

l'.lles sont quelquefois disposé<'s de manière à former de véritables queues à la suite des taches. ]\1 . de la Hue a examiné i i'5'j taciies photographiées à l'Observatoire de Ke\\ : 584 présentaient ces facules à gauche, c'est-à-dire tlans la partie postérieure; 5o8 avaient une disposition régulière et svmétrique; 4J seulement avaient ime espèce de queue à droite, c'est-à-dire dans la partie antérieure.

Cette disposition est une conséquence de la position qu'occupent, jiar rappcjrt aux taches, les queues proprement dites dont nous avons parlé précédemment; les facules se trouvent plus abondamment répandues dans la région la plus boule- \er.sée, ce qui confirme l'opinion qu'elles correspondent aux j)arties saillantes de la photosphère, car là où l'agitation est si considérable il doit v axoir de grandes différences de niveau.

On N oit quelquefois des facules disposées en forme de couronne circulaire, environnées de ramifications divergentes, absolument comme celles dont nous a\ons donné le dessin d'après M. Tacchini, sans cependant (pi il v ait aucime tache à l'intérieur. Cela prouve tpie la masse noire qui constitue le noyau n'est qu'accidentelle; l( s cratères peuvent se développer sans avoir à leur intérieur cette masse noire qu'on remarque davantage. Nous devons dire que cette jiarticularité se présente rarement.

Les faoules ne l^rillcnt pas criin éclat uniforme tout autour des taches; dans la partie antérieure elles sont plus petites, mais plus vives; dans la partie postérieure, elles sont plus nombreuses, plus étendues, mais moins brillantes. Elles sont quelquefois indépendantes des taches, et alors leurs dimensions peuvent devenir très-considérables; nous en avons vu qui s'étendaient comme une vague lumineuse sur la moitié du disque, mais en général elles sont beaucoup plus petites. Leurs formes sont très-variables et jamais il ne nous est arrivé de les retrouver au bout de vingt-quatre heures identiques à elles-mêmes.

Les zones occupées par les facules sont plus étendues que celles où l'on observe les taches ; on en rencontre quelquefois jusque près des pôles, mais en général elles ne vont pas au delà de Go degrés, et c'est dans la zone des taclies qu'elles sont plus nombreuses. Aux époques de grande agitation, on remarque près des pôles des calottes plus obscures, bordées de granulations plus vives qui tracent quelque chose d'analogue à des zones polaires; ces granulations sont de véritables facules, mais assez faibles. Elles sont quelquefois nettes et bien tranchées; mais, dans les époques de calme, il ne reste que des groupes isolés, peu lumineux, difficiles à distinguer.

Avant de formuler une hvpothèse définitive })our relier et expliquer les faits que nous venons d'exposer, nous allons suspendre un instant l'examen des phénomènes physiques que présentent les taches pour étudier leurs mouvements. Avant de commencer cette nouvelle étude, nous allons résumer dans un dernier paragraphe ce que nous venons de discuter assez longuement.

§ y. — Conclusions relatives à Ici structure des taches.

J>('S J)Ih'ih»iii('I1cs ([iH' nous Nciioiis (I ctiidicr eu détail nous conduiscnl aux conclusions suivantes :

i" Les tailles sont le résultat de i^rands IjoulcNcrsenients qui s'accomplissent dans la niasse dont le Soleil se compose. De ces bouleversements il résulte |)our la surface extérieure (le grantles dillérences de niveau, des soulèvements et des dépressions; ces dépressions forment dans la ])liotosplière des cavités plus ou moins régulières environnées d'ini bourrelet vif et saillant. La profondeur de ces cavités n Cst j)as tresconsidérahle . les mesures de Wilson et les nôtres montrent f[u'elle est a j)eine égale au tiers du ravon terrestre, c'est-àdire 212G kilomètres; en tous cas, elle ne dépasse jamais un ravon terrestre, c'est-à-dire 63 7 y kilomètres. Quelle que soit l'incertitude de ces résultats numériques, si nous avons égard aux dimensions du globe solaire, nousde\ons dire que ce sont des pliénomènes purement siq)erficiels.

2° Ces cavités ne sont pas vides; la résistance qu'elles oj)posent à la marclie des courants lumineux prouve qu'elles sont remplies de vapeurs plus ou moins transparentes, et nous l'cncontrerons encore d'autres preuves de cette vérité. On regartlait autrefois la profondeur des taclies comme mesurant l'épaisseur de la couclie pliotosj)bérique au-dessous de laquelle on plaçait un novau obscur. Il est im[)ossible maintenant de soutenir cette opinion : la jirfjfondeur des taclies mesure simplement l'épaisseur de la couche absorbante c[ui arl'ète les ravons de la photosphère située au-dessous. Rien ne prouve, en effet, que la couche lumineuse soit si mince et qu'elle soit complètement déchirée là où se trouve mie tache. L'existence d'un novau solide et obscur au centre du

Soleil n'est qu'une hypothèse ; aucun fait positif, aucune observation directe n'en prouve l'existence. On est porté à faire celte hypothèse parce que, involontairement et sans s'en rendre compte, on assimile le Soleil à notre globe terrestre, où nous voyons une masse solide environnée d'une atmosphère gazeuse; mais cette assimilation est loin d'être légitime : elle ne justifie nullement l'hypothèse absolument gratuite du noyau solaire. Nous l'avons déjà dit, les apparences que présentent les taches peuvent s'expliquer par la simple interposition d'une masse vaporeuse entre la photosphère et l'observateur. La couche lumineuse peut donc exister audessous des taches, et il nous est impossible de dire jusqu'à (juelle profondeur elle s'étend.

3" Lorsque nous parlons de cavités dans la photosphère, nous voulons dire qu'il v a mie dépression dans la surface éclairante, d'où d iTsulte une sorte de cratère rempli de vapeurs sombres qui s'enfoncent plus ou moins dans la masse lumineuse, et arrêtent, par leur pouvoir absorbant, les rayons émis par les couches inférieures. Les grains et les courants qui composent la pénombre, les ponts qui traversent les taches, sont des masses de matière pliotosphérique dont les unes plongent en partie dans la matière obscure des novaux pour s'v dissoudre, les autres flottent suspendues à des hauteurs plus considérables. On comprend maintenant comment Ilerschel a pu être conduit à formuler sa théorie : observateur très-attentif, il avait aperçu que c'était la masse brillaate qui envahissait la région obscure; de là il fut conduit à admettre que le Soleil est composé d'un novau central obscur recouvert d'enveloppes brillantes dont les solutions de continuité formeraient les taches en laissant voir la masse obscure qui est au-dessous d'elles. Cette théorie n'est pas absolument fausse ; l'erreur consiste à supposer que la couche

— Il" —

noire enveloppe roinplélenieiit le Soleil, lln'v a, au contraire, (|u'un p«'tit nonihro de Iragnients détaelics et isolés de nialinc ohseure, j)longés dans les cavités de la photosphèi'e, (pii cliei'c lie à les en\aliii" et ii les r<'c<)UMir complètement, (les masses non éclairantes (|ni lo]"ni<'nt les noNaux des taches pourraient être appelées des nuages si l'on ne craignait pas de faire naître des écpiivorpies et de susciter des malentendus en confondant la théorie (jue nous venons d'exposer avec celle des anciens astronomes. Ceux-ci rci^ardaient les taches comme des nuages suspendus au-dessus de la j)liotosphère, ce qui est incompatihle avec les découvertes de Wilson et avec tous les ti'avaux des astronomes contemporains. Evitons donc ce mot, ou bien, si nous l'emplovons quelquefois, rappelons-nous le sens précis qu'il ftiut y attacher.

4*^ Les faits ([ue nous avons exposés jusqu'à présent ne nous éclairent pas beaucoup sur l'origine de ces masses obscures; mais, en attendant c[uc des observations d'un antre genre nous permettent d'aller plus loin, nous pouvons affirmer dès maintenant qu'elles doivent être le résultat de crises violentes qui ont lieu dans l'intérieur du globe solaire. Ces crises s'étendent à ime grande distance. Quelquefois elles sont soudaines; d'autres fois elles s'accomplissent lentement, leur action se renouvelle de temps en temps, et l'état de trouble, dont elles ne sont que les manifestations extérieures, persévère pendant ime longue période,

5° On reconnaît, en effet, dans ini grand nondjre de circonstances, un mouvement incontestable allant do l'intérieur à l'extérieur, mouvement (|ui se manifeste par le soulèvement et p<u' la projection de la matière lumineuse sous forme de facule. En général, si l'on étudie avec soin le mouvement des masses lumineuses qui se trouvent dans les taches, on trou\ e (ju il est comparable à celui d'une matière vaporeuse sus-

pendue dans un milieu transparent. Les courants et les grains de la pliotosplière sont aspirés vers le centre des taches, où ils vont se dissoudre et cesser d'être lumineux ; ils ne sont pas transparents, comme on le reconnaît lorsqu'ils se croisent. On nn^onnait souvent ([u'ils sont suspendus à des hauteurs différentes et, à leurs points d(^ croisement, les plus élevés empêchent de voir les autres.

Après cet exposé, on doit réduire à deux les hvpothèses l'ciatiNes à la constitution de la photosphère : i° on peut admettre cpi'elle est composée de flammes proprement dites, c"est-à-ilire d'une matière gazeuse incandescente ; 2° on peut la regarder comme composée d'un brouillard lumineux, ou d'une vapeur condensée, suspendue dans une atmosphère gazeuse et transparente. C'est ainsi que sont suspendus dans tiotre atmosphère les nuages dus à une condensation partielle (le la vapeur d'eau ; seulement les nuages lumineux de la pliotosplière sont composés d'une matière beaucoup moins \ olatile et dont la température est très-élevée.

Si nous imaginons la photosphère ainsi composée, son aspect extérieur ressemblera, par ses inégalités et ses variations, à celui que présenterait notre atmosphère vue de la Lune. La Terre, entièrement enveloppée de nuages, offrirait à un spectateur placé en dehors d'elle une structure mamelonnée analogue à celle du Soleil, et souvent on observe ([uelque chose de semblable du sommet des montagnes. Dans beaucoup de circonstances, mais surtout pendant les orages, lorsqu'on se trouv(^ à une hauteur considérable, on voit, comme dans le Soleil, des nuages en forme de ciimulis'dllonger Ncrlicalement ou s'étendre horizontalement, suivant la direction îles forces qui agissent sur eux. Souvent même ils subissent une dissolution partielle qui les transforme en cirri ou voiles vaporeux, et c'est là ce qui complète l'analogie.

Celte lliéori(M'xj)liqu<', sans (jiril soit iiércssairc do rccoiilii' à (les vitesses fal)iileuses, la rapidité a\ec lafjnelle s'<'\e(ii- Iciit certains eliaiijjeiiieiits de foi'uies dans les taches. I,e déplacement apparent d un nna^^c pent s'e\pli(pier sans sMj)p()ser (pM- 1.1 nialière (pii le coinjJosL' a réellement jjirconi'n le même espace (pie le contouf du nna^e lui-même : il suffit pour cela d'un clian|4enient de température produisant d'une part la condensation, d'autre part la dissolution de la \apeur sur une surface tres-étendue. C'est ainsi (pie par un temp>> calme nous nonous le ciel se cou\rii' de nuages j)res(pie instantanément, ou l)ien s'eclaircir axcc la même i-apidite, les courants dair axant une\itesse pi'es(pie nulle et incomparahlenient plus faible ([ue celle du mouvement apparent des nuages. Un nuage peut, au contraire, paraitn^ innnobile malgré un vent violent (pii devrait l'emportt^r et (pii emj)()rte réellement avec une grande rapidité la vapeur d'eau (pii le compose ; nous en vovons un exemple dans ce (piOn appelle les nuages parasites de nos montagnes : l'air trav(M'sant unerc^gion trè.s-froide, sa vapeur s"\ condense pour se vaporiser un peu plus loin, de sorte cpie le même espace est toujours remj)li d'un brouillard qui se renouvelle à mesure (pi il disparait. De même, de la stal)ilité de rpiekpies taches on ne serait pas en droit de conclure a linmiobilité de la matière solaire.

Les idées théoriques (pie nous xcikjiis (re\pos(M' s'accordent parfaitement avec les apparences (extérieures et iivec les phénomènes observés; mais cet accord pourrait paraitiv^ insulflsant, et nous ne nouKmis pas encore en tir(M' des conclusions (pi'on regarderait peiit-êlic comme j)rématuiTes; nous n'adoplenjus une solution (léfiniti\e (jti après a\oir expos(* les résultats des recherches spectrales.

(hielles (pie soient les idées (pi'on adopte sur la constitution du Soleil, il semble nécessaire, dés maintenant, de regarder

la photosphère comme composée d'un fluide élastique analogue à nos gaz et nous en trouvons une nouvelle preuve dans les mouvements spiraux qui donnent souvent aux taches une grande ressemblance avec nos cyclones. Ces tourbillons sont plus fréquents dans la période de formation ; les mouvements qui les produisent ne tardent pas à se régulariser pour donner naissance à des courants qui convergent vers le centre du novau.

Tels sont les principaux faits que nous révèle la simple étude optique du Soleil. Ces observations ne nous disent'rien sur l'origine des phénomènes que nous avons exposés, de sorte que l'imagination trouve absolument libre le vaste champ des hypothèses; aussi devons-nous attendre de nouvelles informations qui nous seront fournies par le spectroscope, pour ne pas nous exposer à faire fausse route. Pour le moment, lorsque nous examinons une tache parvenue à sa période de tranquillité, tout ce que nous pouvons dire avec certitude se résume en quelques mots : le noyau est composé d'une masse obscure environnée d'une matière photospliérique à l'état gazeux qui cherche à l'envahir et à la recouvrir. Cette masse noire est-elle solide ou gazeuse?

Pour nous, la question est tranchée dans le dernier sens; cependant, respectant des opinions différentes, nous attendrons encore de nouvelles recherches pour persuader nos adversaires.

Cil APURE y.

MOUVEMENTS f.ENERAlX DES TACHES. — ROTATION D f SOLEIL.

§ I. — Importance et difficultés de la question.

A la lin (lu ('.ha|)iln' piiH-cdciit, nous avons indiqué plusieurs questions ([u il est impossible île 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'y aurait pas ini 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 ime difficulté toute particulière.

I>es 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 entiêic. Scheiner trouva <pie la durée de cette révolution variait tic vini;t-cin({ à vingt-sept et même vingt-huit jours, (lalilée, persuadé que les observations de Scheini-r étaient mal faites, voulut les reprendre et déterminer d'une manière précise le temps qu'emploie le Soleil à tourner

* ^yy

autour de son axe; mais il ne réussit pas mieux lui-même; il lixa 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'écliptique.

Pour éliminer Tinfluence du mouvement propre, on ne [M'ut emplover 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 ime erreur égale au mouvement propre^ lui-même; si l'on emploie un tiès-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. jMème 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 un(^ différence, il nous sera impossible de le reconnaître par la seule obser^ ation des taches ; il faudi'a 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 il'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. 59). 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-

mcnfs (le loi-mc (|iré|)roii\('iit 1rs taclios; Kmh- rontoiii- \;iri;m( d'im jour à r.uifi'c. nu n'est jamais sur de \ iscr l(Hi)()iii's le mrmc point dans les ()l)scr\ ations siicressivos. ( )n (''\ito en i;rantl(' partie cet nieoiiNenient en étudiant de prefei'eneo des ta( lies rondes, ro^uli«''ros et cratérifornics ; l'expéiàeneo |)roiivo (juollos \ariont peu et ([u'olles font souvent j)lusiours révolutions su<("Ossi\('s. (lepc^ndant, mémo avec eetto précaution, il \ a toujoui's (|uel(iues doutes sur ce point, et les résultats sont toujours tivs-diseordants.

l'onr se faire une idée de la précision ([u il consiendrait d'apportcM" dans ces ()I)s(>r\ ations, il suffit de rappeler tpi un espace qui, vu au centre du disque, sous-tend pour nous lui an<il(" d'une seconde, correspond à un angle liéliocentricpie de V'iy . cL cette \aleur s'accroit à mesure c[u'on s'éloigne du centre, si hien ([u'auprès du bord un arc d'une seconde cori*esj)ond à '3 degrés en \ii'on.

4^ II. — Méthodes d'ohseivation.

On peut ol)ser\ei" les taciies, comme les autres corps célestes, avec la lunette méridienne ou bien avec l'équatorial, en déterminant leur position par rapport ;uix bords (\y\ disque. Soient t et /' les époques des passages des deux bords:

t — i' le passage Au eenti"e aura lieu a I epotpie t= : soit 6 l'é-

poipie du j)assage de la taclie : j'cMi (h^luis la différence de son asc<Mision droite (pu est Aa = i ") t — 5) (H)s o, u étant la déclinaison du .Soleil. Ou détermine ensuite a\<'c un cercle \ertical ou avec m» é([uatorial la tlistance polaire des bords du disque et de la taclie, et l'on en déduit la différence de déclinaison du centn^ et île la tache elle-même. Celte

méthode est lons^iie, 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 Fangle que forme le ravon 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. 6i ), Ci la direction de la

Fig. 6i.

lâche, NCS le cercle horaire passant par le centime du Soleil : l'angle de position sera NC/. Lorsqu'on connaît cet angle et la distance C/, 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 sm' le disque, comme on voit en rtin-. on jugera, par l'égalité des deux seg-

(') Voir la ?>ote l à la fin de ce volume.

iiu'riK m <•( /i, (jiic le l'ctn ulr est (oiiNriiahlcnicnl dispose. On <)l)ti(Mil liiiM (les icsiilt.its ('xc'i'lh'iits ; mais il laut ccjinciiir (|ii(' (•<'llc MK'tliodc est lahoriciisc, et qnCllc se |)r("'t(' mal a une longue série (l'ohsei'Nalions. la méthode des projeelions est préférable, mais elle ii'esl j).is >iiflisammeiit exacte et il est nécessaire tle faire les correetioiis (jue nous asoiis imlifjiiées dans le Chapitre 1". On peut les éviter en projetant, comme font M. Spurer et M. Ileis, un réseau de traits rectangulaires placé au fo\er même de l'objectif : de cette manière les dé-

Fig. 6a.

formations sont les mêmes pour l'image du Soleil et pour (elle tlu réticule.

AI. Carrington a employé une autre mcthotle dans sa grande série d'observations. Dans le plan focal de l'objectif, il plaça (i(^\\yi fils d'or, ou, mieux, tleux fiK d'araignée AA.', BB' { fig. 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 l)ord du Soleil et les taches \enaient 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 prés du bord, cette méthode est difli( ile à emplover, et elle ne donne pas des résultats très-

précis, car une petite erreur dans la détermination du temps (Ml ])roduitune très-grande dans la position.

Dans une série d'observations très-délicates dont nous parlerons bientôt, nous a\ons employé simplement la métlioch^ 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 Ton peut parfaitement les employer pour la plupart des recherches qui restent encore à faire.

Quel que soit le moven 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 IMjM. Carrington et Spôrer , et celles qui ont été faites à Rew sous la direction de M. de la Rue. Le grand recueil deM. Carrington porte le titre suivant : Observations of the spots of the Sun, from november 9 1 8 53 /o marcli 24 1 86 1 , made at Redhill by R. C. Carrington F. R. S., iUustrated by 116 plates (Williams and Norgate. London, in-4). Ce grand Ouvrage renferme les résultats des observations, avec les figures et les formules nécessaires pour les calculs.

La série de J\L Spurer se continue encore; les Astronomische Nachiichten 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 Rew, 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-

pciulaiit fournir «rexccllciils icsiillats, et nous puisoroiis souvent ilans notre coUeelion.

Notre j)ensée n'est pas de rejeter eoniplétement les sci-ies anei<'nnes; nous verrons au eontrairc <|n On jxiil les utiliser et (|u ('Iles sont niaintenanl plus précieuses ([u On ne le |)ensait autrefois. Les obsci"\ allons l'éeentes sont \enucs en i-elever le prix en (onfirniant leur exaetitucle.

M. Carrington , après lui examen eonseieneieux de sa i^rande série dObservations, rpii fut en grande partie calculée et imprimée aux frais du CiouNcrnement anglais, conclut que, pour faire axancer nos connaissances plus (jn'il ne l'a fait dans son Ouvrage, il faudrait une dépense d'an moins jooo livres sterling i2jooo francs). Ce jioint 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 relatixes au Soleil ne sauraient être l'anivre d'un amateur, ni même d'un sa\ant isolé.

>^ III. — Rcsidtats ohteiiiis relatwemenl à la rotation du Soleil.

La détermination de la rotation solaire renferme trois éléments : 1*" la durée de la révolution; 2" la position des nœuds de l'équatinu' 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 duiée de la révolution, on mesurait le temps (pi'emploNait une tache à revenir au même [)oint du disque, par exemple au méri-

(lion 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 aj)pelle souvent Vhorizon des taches. A la suite d'une étude longue et minutieuse, Scheiner put évaluer à vingt-sept jours la durée de la résolution synodique (c'est ainsi cju'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 vm point du Soleil à décrire un cercle tout entier par rapport à la sphère céleste.

On déterminait la position du nœud <'n 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, avant 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 IMémoires ' * ) les travaux de ses prédécesseurs les plus

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

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estimes. Il déterminn les éléments de l.'i rot.ition avec une précision (|u'il eroyait très-j^rande, mais on ne tarda pis à reconnailn» cpie son travail était défectueux, lîianclii reprit le problème en 1820, en employant des méthodes plus 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 j)ar le tableau suivant :