oG

y3.io

;r..oS

§ TV. — Autres propriétés des taches.

i^ Les taches ne se montrent pas indifféremment sur tous les points du disque. Elles sont peu nombreuses dans le voisinao;e immédiat de l'équateur, et très-rares dans les latitudes supéj'ieures à 35 ou l\o degrés. Elles se montrent en plus grande quantité dans deux zones symétriques qu'on a appelées zones royales, comprises entre lo et 3o degrés de latitude héliocentrique.

2° Le nombre des taches est très-variable. Quelquefois elles sont assez nombreuses pour qu'on puisse, par une seule observation, reconnaître les zones qui les contiennent habituellement. Quelquefois, au contraire, elles sont si rares qu'une année entière peut s'écouler sans qu'on en voie une seule. On a reconnu une régularité remarquable dans la manière dont se succèdent ces périodes, que nous étudierons dans la suite de notre travail.

Lorsqu'on étudie les taches, il est utile et intéressant d'en évaluer le nombre et la grandeur, mais il y a dans cette appréciation beaucoup d'arbitraire. On les distingue ordinairement en groupes composés de taches et de points ; mais souvent un observateur comptera plusieurs groupes là ou un autre n'en verra qu'un seul , le premier appellera une petite t;iche ce que l'autre aura pris pour un point. Pour avoir une idée exacte de la surface totale que recouvrent les taches à un moment donné, il faut évaluer l'aire de chacune d'elles; c'est ce qu'a fait ]M. W. de la Rue pour les observations de Rew et pour celles de M. Carrington, mais c'est un travail très-long : encore ne jDeut-on le faire que sur des photographies ou sur des dessins parfaitement exécutés. Pour cette mesure, on se sert d'une lame de verre sur laquelle sont tracés

des réseaux croises do lignes très-fines et très-rapprochées, disposées eommr celles d'un papier quadrillé. On compte le nombre des petits carres contenus dans une tache, en évaluant séparément le noyau, lOnibre et la jjenonihrc ; puis on évalue le rapport d'un de ces carrés avec l'image du Soleil, et l'on en conclut la fraction de la surface totale qui est recouverte de taches. Il faut cependant tenir compte de la déformation qui a eu lieu près des bords, et cette correction dont l'importance dépend de la distance au centre entraîne des calculs pénibles ; mais tlans l'état actuel de la science, et surtout pour les dessins ordinaires, on peut faire abstraction de la forme sphérique du Soleil et se contenter de déterminer le rapport entre la surface des taclies et celle de la projection solaire, en prenant les mesures au moment où les taches sont assez loin des bords. En pratique, il sera bon d'employer dans les descriptions les termes de convention qui abrègent le discoins. On appelle nucléaires les taches rondes ayant un noyau; les grandes, désignées par la lettre N, sont celles dont le diamètre dépasse 3o secondes ; les petites , désignées par la lettre n, sont celles inférieures à 3o secondes. Un assemblage de jîoints sera désigné par p ou pp^ suivant leur nombre; si le nombre des points est très-considérable, on emploiera les lettres mp. Ainsi un groupe composé d'une grande tache nuclé;ùre et de plusieurs points sera désigné , suivant les cas, par l'une des deux notations suivantes y npp ou IS nmp (').

Lorsque les taches ont la forme circulaire, on les mesurera très-exactement avec une règle divisée en millimètres : on

('; P'oir. pour plus de détails, le Dullctin de l'Observatoire du Collège Romain, septembre 18^3. Nous donnons quelques indications pour les amateurs : les astronomes n'ont pas besoin de ces renseignements.

fera usage du verre quadrillé pour les taches irrégulières dont la forme générale ne se rapproche d'aucune figure géométrique. Sans doute, ces mesures ne sont qu'approchées, mais, si l'on compare les résultats obtenus avec la surface totale de la projection solaire, on se fera une idée assez exacte de la grandeur cpie l'on veut mesurer. Supposons, par exemple, que l'image du Soleil ait un rayon de 1 2i™'",5 ; sa surface sera de 4G 3^7 millimètres carrés, et, en prenant pour unité la millionième partie de la surface de projection, chaque millimètre carré correspondra à 2i,5G22 parties; on pourra donc toujours calcider la grandeur relative des taches par rapport à celle du Soleil, en se rappelant que la surface de projection est le quart de la surface spliérique totale.

3° Lorsqu'on cherche à déterminer la durée de la rotation solaire par le retour des taches, on trouve de grandes anomalies, dont l'explication est restée longtemps inconnue. Ontrouve en moyenne qu'une tache revient (du moins en apparence) à sa position primitive au bout de vingt-sept jours et un tiers environ ; mais il y a dans cette évaluation une cause d'erreur, dont il faut tenir compte. Pendant ce temps, la Terre n'est pas restée immobile ; elle a décrit sur son orbite un arc d'environ 25 degrés, dans le sens même de la rotation solaire. Au moment où une tache achève sa rotation apparente, elle a donc décrit un cercle complet, et, depuis deux jours à peu près, elle a commencé une seconde révolution En effectuant la correction exigée par cette circonstance, on trouvera pour durée véritable de la rotation solaire vingtcinq jours et deoîi environ.

Mais ce n'est encore là qu'une approximation regardée comme insuffisante par les savants : aussi emploient-ils des méthodes plus rigoureuses ; d'ailleurs le contour apparent du Soleil ne coupe pas toujours en deux parties égales le cercle

que décrit iiiio tache : de là une nouvelle irrégularité dans le mouvement apparent. De la combinaison de ces mouvements il résulte qu'au lieu de décrire une ellipse simple, un point de la surface du Soleil, observé de la Terre, décrit une ellipse dont les axes varient constamment de grandeur et de j)osition.

§ V. — Coup iVœil sur les hypothèses émises relalwemenl à la nalurc des taches.

Scheiner a\ ait d'abord regardé les taches comme des satellites tournant autour du Soleil, opinion insoutenable, bientôt al)andonnée par son auteui', et qu'on a cependant essayé de faire revivre. Après avoir longtemps gardé lui silence prudent, Galilée les attribua à des nuages ou à des fumées flottant dans l'atmosphère solaire : c'était la meilleure conclusion qu'on pût tirer des observations peu précises qu'on avait pu faire. Cette opinion eut longtemps l'approbation générale ; elle a même été reprise de nos jours par des savants très-respectables, malgré les difficultés sérieuses qu'elle présente. Dans les dernières années de sa vie, Scheiner annonça que les taches étaient situées au-dessous du niveau général de la surface solaire, mais sans faire connaître avec des détails suffisants les faits sur lesquels reposait cette opinion.

Quelques astronomes , et entre autres le célèl.>re de la Lande, crurent au contraire cjue c'étaient des montagnes dont les flancs plus ou moins escarpés auraient produit le phénomène de la pénombre ; opinion inconciliable avec le mouvement propre que les taches possèdent quelquefois d'une manière bien prononcée. Derliam les attribue à des fiunées sorties des cratères volcaniques du Soleil , opinion reprise et

soutenue dans ces derniers temps par M. Chacornac. Plusieurs savants, regardant le Soleil comme une masse liquide et incandescente, expliquaient les taches par d'immenses scories flottant sur cet océan de feu.

Un siècle s'était à peine écoulé depuis le moment oii l'on aperçut les taches pour la première fois , qu'un astronome anglais, Wilson, faisait une découverte mémorable : il montrait avec évidence que les taches sont des cavités, et il donnait uii'^ première idée de la constitution véritable du Soleil en comparant à un nuage fortement éclairé la couche lumineuse que nous appelons la pJwtosphère .

Toutes les opinions admises sur la nature des taches dépendent de la manière dont on se représente le Soleil luimême, sa nature et l'état de sa masse intérieure. Si on le compare à une lave liquide et incandescente, on est naturellement conduit à admettre que les taches sont formées par des scories solides et ol)SCures flottant à la surface; si l'on suppose que la couche extérieure est gazeuse et ccnistituée à peu près comme les nuages qui flottent dans notre atmosphère, on ne pourra employer le nom de scorie que dans un sens très-impropre, car alors les matières en question ne seraient pas solides : ce seraient des gaz lancés de Tintérieur du corps solaire qui, refroidis par l'expansion et se déposant à la surface extérieure, produiraient des régions moins brillantes qu un effet de contraste ferait paraître obscures.

Ce n'est pas le moment de nous prononcer pour l'une de ces hypothèses. Ce choix serait prématuré, car il doit reposer sur l'étude attentive et détaillée des faits qui nous ont été révélés par l'observation. Continuons donc cette analyse, et nous verrons qu'elle nous conduira naturellement à des idées précises sur la constitution physique du Soleil et sur la nature des taches.

^ \ l. — Tiaviluj.- d'Ilerschel.

î.;i (k roux ei'tc de \Vilsoii a été le point de (l(>|);iit des giauds travaux dllcrsclicl. Nous en dirons ici (jurlqucs mots s<'ulcm('iit, car rc|K)(|ii(' à laquelle vivait cet astronome toucli<' de très-près à celle ou \\ (le\ieiit impossible de sui\re l'ordre chronologique dans l'exposé des découvertes. W. Herschel était un homme de génie, mais il (Hait par-dessus tout ini ohs('r\at('ur hors ligue. Il a vu tant de phénomènes à l'aide des j)uissants instruments qu'il avait construits de ses propres mains, il a si minutieusement décrit les merveilles qui lui étaient ainsi révélées, qu'il a laissé fort peu de chose à faire à ses successeurs pour ce qui regarde la simple observation télescopique. Seulement, ses instruments lui étant pour ainsi dire personnels, il en fut de même du langage qu'il dut créer |)Our s'exprimer; ce langage ne fut }5as toujours compris, et c'est maintenant seulement qu'à l'aide d'instrum(Mits comparables aux siens nous pouvons juger de l'étendue de ses découvertes.

L'idée capitale d'IIerschel reposait sur la découxcrte de Wilson. Il remarqua avec raison, comme l'avait fait cet astronome, que si les taches sont des cavités la matière lumineuse ne saurait être, à proprement parler, ni liquide ni gazeuse; car alors elle se précipiterait avec une effravante rapidité pour remplir le vide, ce qui rendrait impossible la persistance des taches que nous vovons quelquefois durer pendant plusieurs révolutions. D'ailleurs les mouvements propres des taclu^s prouvent que la photosphère n'est pas solide ; on ne peut donc plus la comparer qu'aux brouillards et aux luiages, vl elle doit être suspendue dans une atmosphère semblabh* à la nôtre : telle est, selon lïerscliel, la seule hypothèse^ qui puisse

expliquer les rapides variations dont nous sommes les témoins. Nous verrons cependant plus tard que ces phénomènes peuvent admettre une autre explication.

Dans son second Mémoire, Herscliel poursuit cette étude avec une jjerspicacité digne de son génie. Malheureusement il se laisse séduire par l'idée de V habitabilité du Soleil. Il lui fallut donc un noyau solide sur lequel pussent reposer ses habitants, et un moyen quelconque qui les protégeât contre les radiations de la photosphère. Pour cela, il suppose, audessus du novau, une couche de nuages toujours contigue à la photosphère qui l'enveloppe, et se déchirant en même temps qu'elle pour laisser apercevoir le noyau : hypothèses arbitraires, n'ayant aucun fondement dans l'observation, et conduisant à des explications qui sont en complet désaccord avec les principes de la Physique moderne.

Cependant les travaux d'Herschel contiennent tant de choses positives, tant d'idées justes, qu'ils ont fait faire de très-grands progrès à nos connaissances sur la véritable constitution du Soleil, et nous le prendrons souvent pour guide dans l'exposé que nous aurons à faire.

§ VII. — Autres travaux sur la nature des taches.

Nous n'avons rien dit des travaux des anciens astronomes, Hévélius, Cassini, Huyghens, Messier, de la Lande, etc.; leurs observations, quelque laborieuses qu'elles aient été, ont rendu peu de services à la science de la physique solaire , à cause de l'imperfection des instruments dont ils se servaient. Ils nous ont cependant transmis d'importants détails, et surtout ils ont réuni de précieux documents relatifs à la rotation du Soleil, au nombre et à la position des taches, à leurs di-

incnsions et ;i leur dislrihiilion sur la surlucc du ^1o1j«' solaire, etc. On doit aux soins de 31. Wolf, actuellement directeur de r()l)ser\atoire de Zini< h, un recueil aussi complet (jue |)ossil)l(' de tous les ti'a\;ui\ publies justprà ce jour sur le Soleil; cette collection, sous le titiv de Lilléralare solaire, fait j)artie de ses Mittheilungen àber der Sonnenflecken ; nous renvoyons le lecteur à cet ouvrage [)Our toutes les connaissances historicpies et bibliograj)liic|ues relatives au sujet (pii nous occupe.

Après avoir exj)osé sommairement les reclierclics faites par ceux qui nous ont ])récédés, nous arrivons aux travaux de nos contemporains, et là nous devons renoncer à suivre Tordre liistoricpie pour nous attacher, autant que possible, à dé\elopper dans l'ordre logique les idées qui naissent de l'étude des faits. Nous aurons souvent à citer les savants modernes : les Herschel, Carrington, Warren de la Rue, Faye, Sporer, Zollner, Wolf, Schwabe, Taccliini, Donati, Young, Respiglii , Lockyer, Huggins, et la jdéiade de ces savants zélés et patients qui , armés du spectroscope , ont fait des découvertes si inattendues. Cont(Mitons-nous de citer ici les noms que nous retrouverons souvent dans le courant de cet ouvrage. Nous nous permettrons de puiser largement dans nos propres travaux, toutes les fois surtout qu'il s'agira de choses qui nous appartiennent en j)ropre, et lorsque nos recherches personnelles nous mettront à même de mieux éclairer le lecteur, en nous permettant de donner plus d'exactitude à la description des phénomènes.