LOIS FONDAMENTALES DU MOUVEMENT DES TACHES

§ I. — Révolution des taches.

1° 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 cjuatrième 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.

2° Lorsque sur le discjue solaire paraissent simultanément plusieurs taches, elles décrivent, dans le même temps, des trajectoires semblables et sensiblement parallèles, quoicju'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 cju'elles sont entraînées par son mouvement de rotation; de plus, si les taches étaient des astres indépendants, il faudrait en dire autant des facules, cjui sont assujetties au même mouvement de translation, hypothèse absurde ; car,

coninie le disait si Ijicn (ialilcc, on ne j)fut pas supposer qu'il existe autour du Soleil des astres plus brillants que le Soleil liii-mrtiie.

3" Si I on note cliafjiic joui" sur le nirtnc dessin la position des taches, ou voit que leni" mouvement aj)parent est plus rapide auprès du centre , tandis qu'il devient très-lent au bord du disque solaire. Nous donnons dans la fi^. 4 les tra-

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

Les deux lignes RR,TX représentent la projection de l'ccliptique 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 Sclieiner observait avec une lunette de Galilée donnant par projection des images renversées : les taches semblent donc entrer à l'ouest pour wWvv sortir du côté de l'est. Les endroits ponctués indiquent des lacunes dnes 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 ^ oit 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 j^araît avoir lieu sur un [)lan, tandis qu'en réalité il a lieu sur un cercle parallèle à l'équateur solaire; nous projetons ce parallèle, et avec lui les j)ositions successivement occupées par les taches, sur un plan perpendiculaire au rayon visuel. Pour représenter le phénomène, traçons une demi-circonférence, divisons-la en lui certain nombre de parties égales, et de chacune de ces divisions abaissons des perpendiculaires sur le diamètre AB [Jig. 5 *, nous partagerons ainsi le diamètre en un certain

nombre de jiarties 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

j)eii\fiit ("'liv (li's corps (Ictachcs du Soleil et éloignes de s.i surface, car le rayon du jiarallèlo solaire satisfaisait seul au calcul des translalioiis dimiies.

^ 11. — CJuiiigement de forme des taches.

i"Ix'S taches, en s'approcliant du l)ord, perdent leiu' .'oriiie arrondie, dexiennent ovales, puis se l'étrécissent au point de devenir presipie linéaires; on peut en juger par l(;s figures amplifiées cpie nous rej^roduisons ici [fig. G).

Fie- G.

Ces changements sont encore de simples apparences dues à un effet de perspective; on les exj)lif[ue de la même manière cpie le ralentissement apparent. ^Nlais ce phénomène prouve encore cpie les taches sont adiiérentes à la surface du Soleil; car, dans l'hypothèse contraire, il faudrait les attribuer h des corps ti'ès-aplatis, ce qui serait contraire à tout ce que nous connaissons de la forme propre aux corps céh^stes. (îalilée les compara à des nuages, plus tard Scheiner les regarda comme des cavités. Nous verrons hientnt à cpioi il faut s Cn tenir.

2" Outre ces déformations apparentes, il y en a de réelles. La forme des taches change quelquefois d'une manière trè*notahle, non-seulement d'un jour à l'autre, mais dans l'espace de quelques heures. En voici un exemple : \'à.fig. 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 novaux principaiix 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.

§ TII. — 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 récliplique [fig. 8, B). Après cette époque, la courbure des ellipses dmiinue graduellement, en même temps (ju'elles s'inclinent sur l'écliptique comme dans la fig. 8 , C, en sort(^ qu'au mois de juin elles se trouvent transformées en lignes droites '\fig. 8, D), De juin à sep-

6 Décembre.

TV

/| Juin.

Septembre.

Novembre.

temîjre, les courbes elliptiques reparaissent, mais leur position est inverse de la précédente [^fig. 8, E); puis, en suivant des phases inverses , elles repassent par la courbe allongée [^fig. 8, F), et prennent la ligne droite [^fig. 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-

iiitMil (les cllcts (le pcrspccliNc. En réalité, les taches décri- \eiit «les j)arallèles à l'é(|iiat('iir solaire : ce sont ers narallèles ([lie nous j)rojct(nis à clia(|iic iiislaiil sur lui |>l in perjxMuliciilaire au ra\oii msucI (jui passe par I dil de 1 Ohscrxalcur et j)ai' le eeulre du ^lohe solaire. (",es j)ro|cetions (loi\( nt iiécessairenient changer de tonne à mesure que 1 observateur se déplace; t'Iles nous apparaissent sous des aspects différents, suivant la position (pie laTtrre occupe par rapporta 1 équateur scalaire Lorstpi'elie est à l'un de ses iioiids, c'est-à-dire à I un des points où récliptique coupe lécpialeur solaire, tous les parallèles se projettent suivant des iii;nes droites, et les trajectoires apparentes des taches sont rectilignes. C'est ce qui arrive lorsque la longitude du Soleil est de 74*^30' et 254" 3o', c'est-à-dire le 4 juin et le 6 décendjre. Lorsqu'au contraire la Terre se trouve au-dessus ou au-dessous de l'équateur solaire, les trajectoires se projettent suivant des elli])ses, et ces courbes sont d'autant plus ])rononcées, que nous sommes plus éloignés de ce j)lan. Le maximum de courbure aura lieu pour des longitudes différant de 90 degrés de celles que nous venons d'indiquer pour les nceuds.

Nous venons d'examiner la position des taches par rapport à récli])tique; nous pourrions aussi examiner les relations qu'elles ont avec l'équateur de la sphère céleste. Connue ces deux grands cercles sont inclinés l'un sur l'autre et inclinés sur l'équateur solaire, il en résulte que la ligne qui représente l'équateur solaire change de direction d'un jour à l'autre d'une 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 cha([ue jour l'angle que fait ce parallèle a\ec 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, avee une approximation suffisante, la valeur (le cet ani^le pour tous les jours de Tannée. Il est compté en partant du point le plus boréal du disque solaire et en allant vers Test; 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 ligure [Jig. 9) qui donne la

FifT. 0.

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

Cil 5 (k'grés pour les parties est et ouest; il sei;i I.k ilc (\\ sup|)leer poui" le reste de l.i circdiirei'eiiee [* j.

(' La table suivante a été calculée pnur l'atinee iS^j; elle peut ce|>eii(laiit hi'ivir pour les autres années lorsqu'on ne tient pas à avoir une grande approximation, l'erreur due aux années bissextiles ne dépassant jamais une IVaction de degré assez faible. Elle est toujours suDisante |k>ui' les eoiislruclions (;ra])liii[ues.

Table des angles de position de Vcquateur solaire

j.vNvir.u.