Maskclyne [') \ Piazzi

Bessel

Airy

Id.

Obs. de Madras

Goujon, à Paris.

Voilà donc une .série de déterminations à côté desquelles figurent les noms les plus illustres que possède la Science, et cependant, bien que chaque valeur ait été déduite de centaines d'observations complètes et de milliers de contacts et de passages individuels, les unités même ne s'accordent pas. Jusque dans ces dernières années, on a parlé et l'on parle en-

(') Par les passages de Vénus.

{*) Par les observations de Bradley, etc.

(') Passage de Mercure.

(*) Observations de Maskelyne.

(') Observations simultanées.

core de corrections à appliquer au diamètre adopté par le Naiitical Almanac ( ^ ) .

Ces variations frappent d'autant plus que pour la Lune les mêmes observateurs, munis des mêmes instruments, ont trouvé une constance presque absolue du diamètre moyen.

De 1750 à 1752 934,95

1753, Bradley 934,37

Pour le temps de Bliss 934,49

i'^^ époque de Maskelyne 934,36

2* époque de Maskelyne 933,80

On se demande d'où vient tant d incertitude pour le Soleil, tandis que pour notre satellite, où ces mesures sont rares et plus difficiles sous certains rapports, l'accord est si complet.

Nous n'ignorons pas que pour le Soleil il y a des circonstances qui augmentent la difficulté de l'observation et qui n'existent pas pour la Lune. La chaleur du Soleil dérange la lunette, elle peut dilater irrégulièrement les plaques des réticules; elle peut faire incliner l'axe de rotation de l'instrument, etc. L'agitation de l'air, qui est plus forte à midi, et l'aspect diffus du bord solaire sont autant de causes d'erreurs qui n'existent pas pour la Lune. Quoi qu'il en soit, les discordances des valeurs du diamètre solaire n'en sont pas moins énormes.

Frappé de la grandeur de ces discordances même pour un seul observateur, Carlini classa les erreurs possibles dans ce genre d'observations et en examina l'inflaence. Il réduisit les

(') En 18)7, on augmenta le diamètre solaire de i",84; en 1870, on la diminué de o",Go.

erreurs aux catégories suivantes et fit un nombre considérable d'observations pour vérifier l'influence de chacune de ces erreurs.

1° La densité plus ou moins grande du verre de couleur employé. Avec les verres très-faibles, il trouva 2"* 22**, 63, avec les verres plus forts 2'°22'', 69 : différence o",6o.

2° L'ouverture et l'aberration de sphéricité des objectifs. Avec un objectif de 4 pouces et l'ouverture pleine, on trouva 3™ 22^,68; avec la moitié 3'°22%68 : différence 0,00. Un autre objectif plus grand donna le même résultat, qui a été confirmé du temps d'Arago, à Paris, par Goujon et d'autres. L'irradiation donc n'a pas d'influence.

3° Le changement de foyer en été et en hiver, qui résulte du changement de longueur du tube : on sait qu'il y a compensation entre cet élément et la longueur focale du verre ; aussi Carlini ne trouva-t-il pas une différence de -^ de seconde en arc.

4° Le grossissement. En le faisant varier depuis 70 jusqu'à 120 fois, on obtint 2"^22% 77 et 2^22% 76 : différence o", i5.

5° La qualité de la vue de l'observateur, (larlini observa tour à tour avec l'œil droit et l'œil gauche, dont la force était très-inégale chez lui, et il trouva avec l'œil droit 2™ 22% 65 et avec l'œil gauche 2™22%58 : différence i",o5.

De ses nombreuses expériences, Carlini conclut que ces causes diverses ne sauraient expliquer les divergences constatées et que celles-ci peuvent toujours être attribuées à une cause inconnue. On a invoqué Vétat du ciel; mais les observations du P. Rosa, faites en des jours où l'atmosphère était très-belle à Rome, montrent que les écarts ne manquent pas quand l'état du ciel est aussi favorable que possible. Reste une source d'erreur très-imj)ortantp, ï équation personnelle des observateurs. Celle-ci a une influence considérable. Ainsi entre

MaskelyneetPiazzi on trouve (tableau de la p. 21 1) une différence de 2", 98, dont la valeur du diamètre obtenu par l'astronomeitalien surpasse celle de l'astronomeanglaisjdéduited'observations de même époque. De même encore, entre Maskelyne et De Césaris, on trouve la différence C — M = + 3", 70. Mais, s'il faut tenir compte de cette cause d'erreur lorsqu'il s'agit d'observateurs différents, elle reste constante pour le même observateur, comme l'a démontré le P. Rosa dans son ouvrage. On ne saurait donc comprendre comment cette équation peut Avarier non-seulement au bout d'un temps trèslong, mais périodiquement avec les saisons. De plus, on trouve cjue réquation personnelle, qui, prise en bloc, est très-considérable, devient moindre en choisissant des observations simultanées. Ainsi elle est en général de -+- 2",to entre Pond et Bessel, mais pour les mêmes jours elle se réduit à -h o",87. Et, tandis qu'entre les observateurs d'Oxford et d'Edimbourg elle monte en général à i",8(), elle se réduit pour les observations simultanées à o",oi.

Donc, tout en attribuant à cette source d'erreur une part considérable dans les écarts constatés, il en reste encore une partie notable à expliquer. C'est pour cette raison que nous engageâmes notre collègue le P. Rosa à s'occuper de ce problème, et à faire une série d'observations méridiennes clironographiques pour chercher la source de ces différences. Nous priâmes aussi les observateurs de Palerme de nous prêter leur concours, et le P. Rosa discuta en vue du même objet les observations de M. Becker faites à l'Observatoire de Neuchàtel en Suisse. Le résultat de ces recherches fut que les différences, variables d'un jour à l'autre, présentaient pourtant une marche assez semblable dans ces trois stations pour les mêmes jours.

Ce résultat fut mal accueilli, et plusieurs savants s'effor-

cèrcnt de \c représenter eomnie un effet pur et simple d'erreurs d'observations. Cela était facile à dn-e , même trop facile ! Pour approfondir la question (quoique avec peu d'espoir de convaincre les astronomes) le P. Rosa entreprit de discuter les observations des astronomes les plus distingués, vaste travail que la mort l'empéclia d'achever. Dans la partie historique qu'il nous a laissée ('), on trouve cependant des conclusions assez importantes, que nous rapporterons ici pour édifier les astronomes, sans prétendre que la cjuestion soit |)ar cela s(Hd tranchée, ni partager toutes les opinions théoriques de l'auteur.

i^ En discutant les observations de Greenwich depuis 1 760 jusqu'à 1870, corrigeant celles de Bliss et les comparant aux autres, il se trouve que le diamètre horizontal peut être représenté dans les différentes années par la covirbe H de la Jig.2i'i, et le diamètre vertical par la courbe V (^). L'excès du diamètre vertical sur le diamètre horizontal est constaté par Bouguer, De Cesaris et Carlini. Mossotti calcula l'excentricité e du sphéroïde allongé pour cette époque fameuse par les observations, non-seulement de Maskelyne, mais encore de De Cesaris, et la trouva assez sensible : les valeurs de —furent — tt^-tj — tt-s' — ^tt-; niais avec le temps a 355 328 3b2 *

cette curieuse figure s'effaça, et les diamètres devinrent égaux .

Il n'est pas facile de se prononcer sur la cause de ces inégalités. Il est vrai que la manière différente dont s'observent les deux diamètres, à savoir le diamètre horizontal par les

(') Studi intorno ai diametri soiari. Roma; 1873.

(') Les inlerruptiolis de la courbe ou les sauts représentent les différentes séries. des observations employées, qui sont discontinues.

passages, et le vertical par les pointés, pouvait produire une différence dans le résultat des mesures; mais alors pourquoi cette différence n'a-t-elle pas persisté? Pourquoi s'est-elle présentée à lîouguer, qui employait l'héliomètre? Il faut regretter qu'on n'ait pas étendu, autant que la question le méritait, l'usaire de cet instrument à la mesure du diamètre

Fif

11.5. — Coiir/ie rr[:rcsentaiit /ff dicttièlies siilanes de i-'io à 1R70.

olaire, et que mém e à présent bien ])eu d'astronomes s'occupent de ce problème.

Mais on a eu tort de chercher l'origine des inéejalités en question simplement dans la manière différente dont les observations avaient été faites, car le même résultat a été déduit aussi d'inie seule et même espèce de mesures, soit des passages seuls, soit des déclinaisons seules. Cela n'a rien cpii doive nous surprendre. En effet, comme l'équateiu- solaire est in-

cliné sur l'équateur céleste d'environ 26 degrés, il en résulte que, dans le passage du diamètre solaire au méridien, on mesure dans le cours de l'année des diamètres inclinés entre eux de 52 degrés. Or Mossotti, en cherchant à représenter les observations de De (lesaris par un sphéroïde, tomba sur le sphéroïde allongé dont nous avons parlé.

Enfin, s'il y a là un effet dû au mode d'observation, pourquoi (es différences ne restent-elles pas constantes? Pour connaître la marche du phénomène, le P. Rosa détermina la fluctuation que le diamètre solaire présentait aux différentes époques des observations discutées, et nous reproduisons le résultat de ce travail dans \3ijîg. 21 4- La marche générale du phénomène est ici trop accentuée pour être une illusion, et ce serait donner de ces variations une explication tout à fait arbitraire que de les attribuer simplement à des erreurs d'observation.

L'idée d'une variation mensuelle du diamètre semble au premier abord assez singulière; mais, en réfléchissant à ce que nous venons de dire des différentes inclinaisons des diamètres solaires observés dans les mois différents, elle est parfaitement justifiée. De plus, en examinant \^Jig. 9 (page 20 du t. P"^), nous voyons que les maxima des courbes deuxième et troisième tombent dans les mois d'octobre et d'avril, et les minima en janvier et juin, ce qui s'accorde avec la position de l'équateur solaire dans ces saisons, de manière que les maxima correspondraient aux régions des taches. Mais ici encore les courbes changent dans le siècle suivant.

La variabilité de ces phases avec le temps et leur absence actuelle ne constituent pas une difficulté, car c'est précisément le fait de cette variation qu'il s'agit d'établir ici. Et, si la loi devient différente avec le temps, on pourrait expliquer cette circonstance par le défaut d'une parfaite ellipticité, ou

par la non-coïncidence de l'axe de rotation avec l'axe de figure.

Fig. 3(4- — Variations mensuelles du diamètre solaire aux époques indiquées.

-, -< XI o z a

Cependant il est facile de voir que, même à présent, ces

inégalités mensuelles n'ont pas complètement disparu, bien que le changement continuel des observateurs à Greenwich doive éliminer l'effet des équations personnelles.

Quant au rapport que ces variations du diamètre pourraient avoir avec les périodes des taches, la période décennale ne parait pas se retrouver dans les diamètres, mais la longue période de 5o à 60 ans s'v retrouve assez bien, quoique légèrement déplacée quant à l'époque. Il est remarquable que les phases des diamètres sembleraient avoir une correspondance avec les inégalités du périgée solaire découvertes par M. Le Verrier. Serait-ce là un effet de l'excentricité du centre de gravité du Soleil ])ar rapport au centre de figure? En cette matière, on ne peut que poser des questions, dont la solution est réservée à la postérité. Quant aux causes de ces variations, pour nous elles sont absolument inconnues.

Parmi les variations du diamètre solaire, une des plus importantes est la différence qu'on a remarquée entre la valeur conclue des passages au méridien et celle qui résulte des éclipses. Dès 1860, en observant l'éclipsé totale en Espagne, nous fûmes surpris de la vivacité de la sierra rosée, ou de ce qu'on appelle maintenant la chromosphère. Il nous parut impossible qu'une couche aussi vive ne dût pas influencer les dimensions de l'astre prises avec les lunettes, quoiqu'elle fut toute en dehors du corps solaire. La couleur du verre obscurcissant ne devait pas être indifférente, et, en effet, avec un verre rouge, nous trouvâmes un diamètre plus grand de i", 5 qu'avec un verre bleu.

Lorsque nous réussîmes à voir l'image spectrale du Soleil à l'aide de la combinaison spectroscopique qui a été décrite précédemment (page 28), nous essavàmes avec elle de mesurer le diamètre solaire, et nous trouvâmes une différence de 3 à 6 secondes en moins. On a contesté ce résultat, parce

que des observations faites par M. Respighi ne l'avaient pas confirmé. La différence ne nous parait cependant pas inexplicable.

M. Respighi a fait ses observations avec une lunette plus petite qui donnait moins de lumière et une image plus petite que la moitié de la nôtre, et, pour la bien voir, il a dû donner à la fente ime plus grande ouverture que nous. Or le diamètre qu'on trouve de cette manière est la somme des diamètres de l'image et de la fente, et, comme la fente est, proportionnellement à l'image du réfracteur, plus grande avec une lunette plus petite, la correction est aussi plus grande, et ne peut être négligée pour l'instrument de M. Respighi, tandis que, pour le nôtre, elle est très-petite. En élargissant un peu la fente, nous nous sommes convaincu qu'une correction de cette nature était absolument nécessaire.

Mais la question était trop importante pour la laisser pendante, d'autant plus que les observations des écUpses solaires, et le passage de Vénus, observé spectroscopiquement par M. Tacchini, donnaient pour résultat un diamètre moindre. Il fut donc résolu de nous réunir à Païenne pour faire des observations comparatives par les différents moyens. Nous lûmes assez heureux pour obtenir la coopération de deux astronomes distingués, MM. Rayet de Paris, et Dorna de Turin {*). Les observations furent commencées par ma méthode héliospectroscopique, mais la chaleur solaire, très-sensible dans l'atmosphère pure de Palerme, ayant ramolli les mastics des prismes, nous força de les interrompre bientôt. Elles furent continuées par un procédé plus simple imaginé par M. Tacchini, qui consiste à noter l'entrée et la sortie du bord solaire aux raies longitudinales produites dans le spectre

(') Foir les Memorie délia Societh spettroscopica italiana, vol. IV^, p. i i3.

par les graiDs de poussière qui sont acciclentellenKMit tombés sur la f(Mite. Dans Teniploi de eette inétliode, il est. indispensable d'amener la fenle exactemcnl sin- le diamètre central, et de la ramen(>r rontinuellement à eett<' position, mal<i;ré le mouvement du Soleil vu déclinaison : ce que nous eûmes soin de faire toujours rigoiu'cusement.

Les résultats obtenus sont les suivants : i'^ Le demi-diamètre spectroscopiquc est plus petit de o%i24 que celui du méridien, observé le même jour, ce qui donne pour le diamètre une différence de 3", 72. Le passage de Vénus donne 8',GG (Laccliini). Aucune des observations, comparées aux observations méridiennes , ne s'écarte en sens contraire, malgré la petitesse de cette différence.

2° Au contraire, si l'on compare ce résultat au Nautical Almanac, les observations s'écartent tantôt dans le sens positif, tantôt dans le sens négatif. Comme le Nautical A Imanac admet un diamètre constant, cela prouverait que, dans cet intervalle, le tlisque solaire a subi de petites variations. La variété des observateurs nous met à l'abri des équations personnelles,

'5° Le chronographe est nécessaire pour ces observations, et la concordance est plus grande pour les mesures spectroscopiques que pour les observations méridiennes ordinaires, de sorte que M. Tacchini propose d'instituer un système d'observations spectroscopiques.

4" I/état de l'atmosphère troublée par la brume et le vent du sud (sirocco) a une grande influence sur les résultats, ce qui se comprend facilement; mais encore ici les divergences sont plus sensibles dans le passage méridien que dans le passage spectroscopiquc.

Tous les faits exposés dans ce Chapitre sont encore loin, selon nous, de vider la question; cependant ils prouvent que nos doutes n'étaient pas émis à la légère. Les savants

verront qu'une question étudiée avec soin par les Lindenau, les Mossotti, les Césaris, les Bessel, les Le Verrier, etc., n'est pas si facile à trancher a priori, ni par des moyennes quelconques. Ces moyennes ne prouvent rien : on pourrait démontrer par les moyennes que nous n'avons ni été, ni hiver, car les fluctuations de la température d'une année à l'autre sont minimes. Il en est de même ici : c'est une question de détails, il faudra comparer les observations individuelles et en étudier la marche. Ainsi, par exemple, le beau travail de M. Nevvcomb, par lequel il a trouvé que les observations de Greenw ich et de Washington, faites le même jour, ne diffèrent que d'une fraction de seconde, ne prouve que ce que nous avons déjà dit, à savoir que les différences disparaissent dans lesobservations simultanées, ce qui est, par contre, une preuve que les différences résiduelles dans les observations non simultanées sont réelles.

Nous ne prétendons qu'avoir posé les questions; il ne faut pas s'attendre à les voir résolues de sitôt, par ce temps de préoccupations contraires. Si les anciens astronomes ont été embarrassés par cette question, c'est qu'ils ne connaissaient pas assez la nature du Soleil pour y soupçonner une variabilité; mais, la science moderne ayant établi que sa constitution n'est pas incompatible avec des variations quelconques, un obstacle au moins est désormais levé pour la solution définitive du problème. Cette question intéresse non-seulement la Physique solaire, mais encore l'Astronomie de précision; car un écart entre le centre de gravité et le centre de figure du Soleil pourrait faire naître des irrégularités considérables dans la position de l'écliptique et dans les éléments de l'orbite solaire.

§ Y. — Conclusions générales.

Nous venons d'exposer en détail un grand noml>re de faits et de considérations que nous pouvons résiniier de la manière suivante :

1° liCs taches, les facules, les éruptions et les protubérances sont des phénomènes qui dépendent de l'activité intérieure du Soleil : ils sont donc plus on moins intimement liés ensemlîle et sont la représentation de vastes perturbations intérieures qui se manifestent par des éruptions et des agitations de la photosphère. La région sombre qui constitue le noyau d'une tache, malgré sa structine si frappante, n'est qu'un phénomène secondaire de la crise générale : elle est produite par l'absorption due aux vapeurs ériq^tives interposées entre la photosphère et l'observateur,

2° I/activité du Soleil ne se manifeste pas également sur toute la surface de cet astre : il y a deux maxima constants de part et d'autre de l'équateur entre lo et 3o degrés de latitude. Cette région est celle des taches et des éruptions métalliques proprement dites. Les régions des taches et des protubérances ont des mouvements de transport vers les pôles à longues périodes. Il paraît que toute la masse solaire est engagée dans cette circulation gigantesque, de sorte que la moitié de son volume, comprise entre H- 3o** et — 3o" de latitude, formerait un énorme courant ascendant, et l'autre moitié, qui comprend les pôles, le contre-courant descendant. Cependant les détails de cette circulation sont assez compliqués.

3° Au delà de cette zone principale, on en trouve une seconde où les taches et les éruptions se produisent d'une manière intermittente ; ses limites varient avec l'activité solaire :

elle s'étend quelquefois jusqu'aux pôles et présente alors un maximum à 60 ou 70 degrés de latitude. C'est à cette même région que l'atmosphère solaire éprouve une variation brusque dans sa hauteur, ainsi que nous le savons par l'observation des éclipses totales. Quelquefois cette zone descend plus bas, et le maximum semble s"arréter vers 4 5 degrés de latitude. Ces variations n ont pas encore été étudiées d une manière assez suivie pour qu'on puisse en reconnaître les lois. Seulement il est constant que dans cette zone ne se trouvent jamais ces éruptions métalliques si remarquables qui sont fréquentes dans les régions équatoriales.

IjCs éruptions métalliques ne peuvent pas s'expliquer par les simples mouvements de la couche qui renverse les raies du spectre ; car elle est très-mince, quoiqu'elle soit plus épaisse à l'équateur qu'au pôle. Si l'on admet les tourbillons dans la photosphère solaire, ce n est pas une raison suffisante pour nier les éruption s. Des tourbillons excités dans les régions supérieures de l'atmosphère solaire pourraient même imiter les éruptions par leur force aspirante, mais en général elles sont produites par une force impulsive agissant de bas en haut.

L'éclat particulier des facules peut être dû à une double cause : une élévation locale du niveau de la photosphère, qui dépasse la couche absorbante, mais on peut aussi l'expliquer par le refoulement de cette couche que produiraient les jets hydrogénés au point de leur sortie, où ils sont plus condensés.

Le Soleil est loin de posséder la même activité sur tous les méridiens. Les régions les plus actives conservent assez longtemps la même longitude. Les facules et les éruptions sont inégalement distribuées sur le contour du globe ; si nous pouvions apprécier facilement ces différences, le disque solaire nous offrirait un aspect comparable à celui de la Lune ;

nous verrions des parties plus Lrillantes qui, en arrivant sur le contour, donnent naissance à de nombreuses éruptions, et des parties plus pâles et en même temps plus pauvres en protubérances.

Rien ne prouve la parfaite invariabilité du diamètre solaire ; au contraire, l'observation est favorable à des variations séculaires de ses dimensions, et à des variations à courte période. Les régions des facules et des taches paraissent être principalement sujettes à ces variations. La figure rigoureusement sphérique du Soleil n'est pas bien certaine; des irrégularités paraissent assez bien constatées aux époques et dans les régions des maxima d'agitation photosphérique.

Telles sont les principales conclusions que nous pouvons tirer d'une série d'observations imique et trop limitée. Nous ne les regardons pas comme générales et définitives ; nous les présentons comme un essai de ce que l'on peut espérer si l'on étudie d'une manière soutenue cette nouvelle branche, que nous appellerions volontiers la Météorologie solaire.