FmontBx PAim

un arc d'une seconde^ vu de la Terre au centre du disque solaire , est équivalent à 713 kilomètres: la Terre entière, vue sur le SoleiU ne sous-tendrait quun angle de 17^,82; son ravon sous-tendrait donc 8'. 91 : c'est la valèiu* de la parallaxe équatoriale du Soleil actuellement adoptée, et sur laquelle repi>sent tous nos calculs. Ces nombres nous sîTviront bientôt pour apprécier les dimensions des objVts que nous vovons sur le disc|ue s#)laire et p<3ur en évaluer les mouvements.

Les anciens ne connaissaient aucune dt^ jnirticularités relatives à la constiUilion pli\sique de cet aslre. On avait bien signalé de temps t*n temps quelques taches noires que Ton p>uvait distinguer à Tœil nu lorsqu'il était près de l'horizon: mais on U*s prenait pour des planètes en conjonction ou poiur des phénomènes dont la cause était inconnue. Telles sont les taches qui furent obser\ées. Tune au temps de Charlemagne, l'autre en i588. Fabricius obserxait le Soleil en introduisant un rayon lumineux par une ouverture étroite dans une salle complètement obscure ; c'est ainsi qu'au mois de décembre 1610, il réussit à voir une tache considérable et à étudier son mouvement d'une manière assez précise pour pouvoir en conclure le mouvement de rotation du Soleil. Mais cette obser\ation ne fut publiée que plus tard, alors que d'autres obser\ateurs, armés de lunette, avaient obtenu de meilleurs résultats.

T^es taches solaires se présentent oixlinairement comme des points noirs de forme ronde; bien souvent, cependant, elles sont groupées de manière à former par leur ensemble des figures irrégulières. La partie

STBUCTOBB VV SOLEIL. 3

centrale est noire; on l'appelle le noyau on Vombre : le contour est formé par une demi-teinte qu'on appelle la pénombre. Les contours (le l'ombre et ceux <le la pénombre sont nettement tranchés, au moins dans la plii|)art des cas.

Les dimensions des taches sont extrêmement variables. Quelques-unes se présentent comme de simples points noirs, qu'on appelle des pores ; on en voit fréquemment qui sous-tendent des angles de 3o à 4° secondes. J^s grandes taches sont rares, et résultent ordinairement de plusieurs taches juxtaposées. On a VII des groupes semblables atteignant plusieurs minutes dediainètre; leur surface était donc plus grande que celle de la Terre, plus ^an<le même que celle de la planète Jiqiiter. La /ig. i représente l'aspect que

présentait le Soleil quelques instants avant l'éclipsé

4 PBEIlfeRE PAETIB.

du 18 juillet 1860; elle [>eut donner une idée du nombre et de la grandeur relative des taclies.

Sur les bords du disque, on voit de petites taches blanches que les astronomes appellent yîici//e5; nous les étudierons bientôt. Toutes ces taches clianji;ent de place et de forme, d'après de^s lois que nous apprendrons à connaître. Enfin les bords de Timage sont toujours beaucoup moins hnnineux que I<* centre; on Ir reconnaît facilement en employant un fort gi'ossissement, et en promenant alternativemiMit le centre de la projection au bord et au centre du disque solaire

§ II. — Découverte des taches solaires. — Moyens

de les observer,

La découverte des taclies est une de celles dont on peut dire qu'elles sont faites par ime époque et non par un homme. Plusieurs savants ayant à leur disposition des, lunettes, ils devaient tôt ou tard les diriger vers le Soleil. I^ seule diflîculté consistait à protéger les yeux de l'observateur. Ainsi Galilée montrait les taches aux littérateurs de Rome, dans le jardin Bandini, mais seulement lorsque le Soleil était aiq)rès de Thorizon; à la même époque (mars 161 1), Scheiner les observait à Ingolstadt, à l'aide d'im verre bleu placé en avant de Toculaire. Cette découverte a donc été faite simultanément par plusieurs savants; nous savons que Fabricius les avait tous devancés.

Galilée paraît avoir précédé Scheiner dans l'observation des taches; mais il ne les étudia pas d'une manière suivie, et il n'en comprit l'importance qu'après

8TEUCTURB DU SOLEIL. 5

la publication des trois lettres pseudonymes adressées par le jésuite allemand à Marc Velser, bourgmestre d'Augsbourg, sous la date du 12 décembre 161 1. Scheiner parlait dans ces lettres du nombre des taches, de la variation de leurs formes, et de leur mouvement apparent sur le disque solaire ; il parle également des pénombres, des facules et des moyens d'observation. Mais il propose une explication malheureuse en attribuant ce phénomène à des planètes très-voisines du Soleil.

Ces lettres excitèrent vivement l'attention de Galilée; il reconnut aussitôt l'intérêt, mais aussi les difficultés de ce sujet. Il se mit donc à l'œuvre, et, après quelques mois d'observations, il fut en état de donner la véritable théorie. Il reconnut que les taches sont adhérentes au corps solaire, et que leur translation apparente est due au mouvement de rotation de cet astre lui-même. Il était alors très-difficile d'arriver à cette conclusion, car la lunette de Galilée, la seule connue à cette époque, ne permet pas l'emploi du micromètre; on ne pouvait donc prendre les positions que d'une manière fort inexacte, et les mesures ne devinrent précises qu'à l'époque où l'on commença à étudier les images projetées sur un écran à l'aide de la lunette.

Malheureusement, l'histoire de cette belle découverte serait incomplète, si nous ne disions pas un mot de la polémique qu'elle souleva relativement à la question de priorité. Nous l'avons dit, la découverte elle-même devait nécessairement se faire, ce n'était qu'une question de temps et de hasard. Mais ensuite, il appartenait au génie de découvrir la théorie véri-

6 WPIliBl PABTII.

tablcy à la patience atteutive et persévérante d'étudier les phénomènes. Sous le rapport du génie, Galilée est sans rival; mais sous le rapport des observations, Scheiner a bien mérité de la science. Plus tard, dans l'ardeur de la controverse, on Ta accusé de plagiat; mais le témoignage de Galilée suffit abondamment pour ré|)ondre à cette accusation. On doit à la persévérance toute germanique de Scheiner une longue suite d'ol3ser\ations pleines de détails intéressants, et qui ont été dans ces derniers temps appréciées à leur juste valeur. Il employa le premier les verres colorés et le système de projection par la liuiette. Il perfectionna ce procédé d'après les conseils du P. Grienberger et contruisit ainsi un appareil qui est la première forme de Téquatorial moderne.

L'observation des taches par voie de projection est assez commode et assez exacte pour que nous en donnions la description. Au volet d'une chambre obscure on fait une ouverture de la grandeur de l'objectif; on place la lunette dans la direction des rayons solaires, et on déplace l'oculaire jusqu'à ce que l'image soit bien terminée à ses bords; les taches, s'il y en a, ne tarderont pas à apparaître bien nettes et bien définies.

Les observatoires emploient maintenant pour ces projections de grands instruments qui servent également à photographier le Soleil. Yjx fig. 2 représente l'appareil employé au Collège Romain, où chaque jour on observe les taches, lorsque le temps le permet. M.Carrington a employé lui procédé semblable à l'observatoire de Redhill. Voici la description de la machine :

STHDCTUBE DU 80LIIL. 7

AB, lunette portant, parle moyen de la barre LK, lu planchette QO, sur laquelle doit se faire la projec-

tion. EJ^, axe polaire incliné sous rniigic de la latitude, poMant deux branches CD, sur lesquelles rejM)se l'axe de la lunette. GIIl, support de fonte sur lequel

8 PRBMlfeRB PAETIE.

repose tout l'appareil, et fixé sur un pilier en maçonnerie. M et N sont les cercles de déclinaison et d'ascension droite. RS est une tige de fer puissante qui sert a fixer la lunette.

Lorsque les projections se font sur une grande échelle, il faut faire subir aux mesures une correction qui peut devenir importante. L'image solaire se forme réellement sur une surface sphérique ab [fig^ 3), ayant

Fig. 3.

son centre en O, tandis que le dessin se produit sur un plan tangent m/i, ou plutôt sur le plan aé, si l'on met au point le bord du Soleil. La différence entre la corde ab et la tangente mn n'est pas négligeable, et cette' cause d'erreur n'avait pas échappé à Scheiner ( i ). Du reste, cette méthode ne peut servir que pour des recherches générales; lorsqu'on veut obtenir les détails avec précision, il faut employer les mesures micrométriques.

(i) Voir la Rosa nrsina et les ouvrages do Galilée. La Rosa ursina contient bien dos choses inutiles. Mais que ne pardonne-t-on pas à Kepler? C*était la faute de Tépoque et du pays.

§111. — Lois fondamentales du mouvement des taches.

i^ 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 Técliptique, et après quatorze jours environ, elles disparaissent au bord occidental. Il n'est pas rare de voir une même tache, après être restée invisible {)endant une j^ériode de quatorze jours, apparaître de nouveau au bord oriental pour faire une seconde, quelquefois une troisième et même une quatrième 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 disque solaire paraissent simultanément plusieurs taches, elles décrivent, dans le même temps, des trajectoires semblables et sensiblement parallèles. 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 qu'elles sont entraînées dans son mouvement de rotation. De plus, si les taches étaient des astres indépendants, il faudrait en dire autant des façules, qui sont assujetties au même mouvement de translation; hypothèse absurde, car, comme le disait si bien (iahlée, on ne peut pas supposer qu'il existe autour du Soleil des astres plus brillants que le Soleil lui-même.

3^ Si l'on note chaque jour sur le même dessin la position des taches, on voit que leur mouvement apparent est plus rapide auprès du centre, tandis qu'il devient très-lent au bord du disque solaire. Nous

lO

donnons dans la fig, 4 les trajectoires de deux taches observées par Scheiner, du 2 au i4 mars 1627. Les

endroits ponctués indiquent des lacunes dues 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 voit 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 paraît avoir lieu sur un plan, tandis qu'en réalité il a lieu sur un cercle parallèle à Téquateur solaire; nous projetons ce parallèle, et avec lui les positions successivement occupées par les taches, sur un plan perpendiculaire au rayon visuel. Pour représenter le phénomène, traçons une demi-circonférence, divisons-la en un certain nombre de parties égales, et de chacune de ces di\isions, abaissons des perpendiculaires sur le diamètre AB [fig. 5); nous partagerons ainsi le dia-

Fig. 5.

mètre en un certain nombre de parties 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, (ialilée montra que les taches ne peuvent être des corps détachés du Soh»il et éloignés de sa surface*, car le rayon du parallèle solaire satisfaisait seul au calcul des translations diurnes.

4^ I>^s taches, en s'approchant du bord, perdent leur forme arrondie, deviennent ovales, puis s(» l'étrécissent au point de devenir presque linéaires; on peut •en juger par les quatre figures amplifiées que nous reproduisons ici {fig^ 6).

Ces changements sont encore de simples apparences dues à un effet de perspective ; on les explique de la

Fig. 6.

même manière que le ralentissement apparent. Mais ce phénomène prouve encore que les taches sont adhérentes à la surface du Soleil; car, dans Thypothèse contraire, il faudrait les attribuer à des corps très-aplatis , ce qui serait contraire à tout ce que nous connaissons de la forme propre aux corps célestes. Galilée les compara à des nuages; plus lard Scheiner les regarda comme des cavités. Nous verrons bientôt à quoi il faut s'en tenir.

5** Outre ces déformations apparentes, il y en a de réelles. La forme des taches change quelquefois d'une manière très-notable, non- seulement d'un jour à l'autre, mais dans l'espace de quelques heures. Quelquefois plusieurs taches se confondent en une seule; quelquefois une tache se divise en plusieurs autres; nous en verrons bientôt des exemples frappants. Ces changements de forme influent beaucoup sur le mouvement; la régidarité géométrique indiquée ci-dessus

STRUCTURE DU SOLEIL. l3

en est profondément troublée , et c'est ce qui empêcha les premiers observateurs de déterminer avec précision la durée de la rotation solaire.

6® 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 Tellipse étant prestpie parallèle à Técliptique {fig, 7, B.). Après cett(» époque, la cour-

Fig. 7.

bure des ellipses diminue graduellement, en même temps qu'elles s'inclinent sur l'écliptique comme en [fig* 7,C), en sorte qu'au moisde juin (»lles s(* trouvent transformées en lignes droites tell(»s que [fig- 75!^)- D<î juin à septembre, les courl)es elliptiques reparaissent, mais leur position est inverse de la précédente {fig. 7, E). Puis, en suivant des phases inverses, elles repassent par la courbe allongée (y?^. 7? F), et prennent

l4 PREMIÈRE PARTIE.

la ligne droite {fig* 7? A.)? pour revenir enfin, au bout d'un an, à la forme B. Le point N est le pôle nord de Fécliptique. Dans cette figure, les courbures ont été un peu exagérées, de manière à mieux faire comprendre leurs variations.

Toutes ces formes des trajectoires apparentes sont simplement des effets de perspective. En réalité, les taches décrivent des parallèles à ré(|uateur solaire; ce sont ces parallèles que nous projetons à chaque instant sur un plan perpendiculaire à la droite qui passe par le lieu de l'observation et le centn» du globe solaire. Ces projections doivent nécessairement changer de forme à mesure que l'observateur se déplace; elles nous apparaissent sous des aspt^cts différents, suivant la position que la Terre occupe par rapport à Téquateur solaire. Lorsqu'elle est à l'un de ses noeuds, c'est-à-dire à l'un des points où l'écliptique rencontre l'équateur solaire, tous les parallèles se projettent suivant des lignes droites, et les trajectoires apparentes des taches sont rectilignes. C'est ce ([ui arrive lorsque la longitude du Soleil est de 74° 3o' et ^54*^ 3o', c'està-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 ellipses, et ces courbes sont d'autant plus prononcées, que nous sommes plus éloignés de ce plan. Le maximum de courbure aura lieu pour des longitudes différant de 90 degrés de celles que nous venons d'indiquer pour les nœuds.

7® Les taches ne se montrent pas indifféremment sur tous les points du disque. Elles sont peu nombreuses dans le voisinage immédiat de l'équateur, et

STRUCTUBB DU SOLEIL. l5

très-rares dans les latitudes supérieures à 35 ou 4o degrés. Elles se montrent en plus grande quantité dans deux zones symétriques qu'on a appelées zones royales comprises entre i o et 3o degrés de latitude héliocentrique.

8*^ 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 ime remarquable régularité dans la manière dont se succèdent ces périodes.

cf Lors([u'on cherche à déterminer la durée de la rotation solaire par le retour des taches, on trouve de gi'andes anomalies, dont l'explication est restée longtemps inconnue. On trouve en moyenne qu'une tache revient (du moins en apparence) à sa position primitive au bout de vingt-sept jours environ. Mais il v a dans cette évaluation une cause de variation, 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 delà rotation solaire vingt-cinq jours et demi environ.

Mais ce n'est encore là qu'une approximation regardée comme insuffisante par les savants. Le contour

l6 PREMIÈRE PARTIE.

apparent du Soleil ne coupe pas toujours en deux parties égales le cercle que décrit une 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 position. De là Torigine d'un problème compli([ué dont les géomètres ont donné plusieurs solutions utiles et intéressantes.

§ IV. — Hypothèses émises sur la naliue des taches.

Scheiner avait d'abord regardé les taches comme des satellites tournant autoiu' du Soleil : opinion insoutenable, bientôt abandonnée par son auteur, et qu'on a cependant essayé d(» faire revivre. Après avoir longtemps gardé un silence prud<nit, (ialilé(» les attribua à des nuages flottant dans Tatmosj^lière solaire : c'était la meilleure conclusion ipion put tirer des observations peu précises qu'on avait pu faire. Clett(* opinion eut longtemps Tapprobation générale*; elle a même été reprise de nos jours par des savants trèsrespectables. Nous ne croyons c(*pendant pas (ju'on puisse la soutenir, et dès les premiers temps on lui faisait des objections très-sérieuses. Dans les dernières années de sa vie, Scheiner annonça que les taches étaient situées au-dessous du niveau général delà surface solaire, mais sans faire connaître avec des détails suffisants les faits sur lesquels reposait cette opinion.

STBUCTUBE DU SOLBIL. I7

Quelques astronomes crurent au contraire que c'étaient des montagne^ 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. Enfin, on les regarda aussi comme des amas de scories flottant à la surface de Tocéan de feu qui constituait le Soleil.

Cependant un siècle s'était à peine écoulé, qu'un astronome anglais, Wilson, faisait une découverte mémorable; il montrait avec évidence que les taches sont dues à des cavités, et il donnait le premier une idée exacte de la manière dont est composée la photosphère (i). Nous développerons plus tard ses observations; qu'ils nous suffise de rappeler en ce moment qu'elles ont été le point de départ des grands travaux d'Herschel, dont il nous reste à parler. Nous n'en dirons que quelques mots, car l'époque de cet astronome touche de très-près à celle où il devient impossible de suivre l'ordre chronologique dans l'exposé des découvertes.

§ V. — Travaux d'Herschel.

W. Herschel était un homme de génie, mais il était par-dessus tout un observateur hors ligne. Il a vu tant de phénomènes à l'aide des puissants 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 succès-

(1) On appelle ainsi la couche lumineuse qui enveloppe le Soleil.

l8 PBEHIÈRE PARTIE.

seurs. Seulement, ses instruments lui étant pour ainsi dire personnels, il en fut de* même du langage qu'il dut créer pour s'exprimer; ce langage ne fut pas toujours compris, et c'est maintenant seulement, qu'à l'aide d'instruments comparables aux siens, nous pouvons juger de l'étendue de ses découvertes.

L'idée capitale d'Ilerschel reposait sur la découverte 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 effrayante rapidité pour remplir le vide, ce qui rendrait impossible la persistance des taches que nous voyons quelquefois durer pendant plusieurs révolutions. D'ailleurs, les mouvements propres des taches prouvent que la photosphère n'est pas solide ; on ne peut donc plus la comparer qu'aux brouillards et aux nuages, et elle doit être suspendue dans une atmosphère semblable à la notre; telle est la seule hypothèse qui puisse expliquer les rapides variations dont nous sommes les témoins.

Dans son second Mémoire, Ilerschel poursuit cette étude avec une perspicacité digne de son génie. Malheureusement il se laisse séduire par l'idée de Y habitabilité du Soleil. Il lui fallut donc un noyau solide sur lequel pussent reposer ses habitants, et une circonstance quelconque qui les protégeât contre les radiations de la photosphère. Pour cela, il suppose, au-dessus du noyau, une couche de nuages toujours contiguë à la photosphère qui l'enveloppe, et se déchirant en même temps qu'elle pour laisser aperc(*voir 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'Ilerscliel contiennent tant de choses positives, tant d'idées justes, qu'ils ont fait faire de très-grands progrès k nos connaissances sur la véritable constitution du Soleil, et nous le prendrons souvent ])our guide dans l'exposé que nous aurons à faire».

Nous n'avons rien dit des travaux des anciens astronomes, HévéHus, Cassini, Iluyghens, etc. Leurs observations, quelque laborieuses qu'elles aient été, ont rendu peu de services à la science. Il n'en est pas de même de l'époque moderne. Nous aurons souvent à citer Sir John Herschel, M. Carrington, M. Warren de la Rue, M. Faye, M. Spoerer, M. Wolf, M. Schwabeen. Contentons-nous de citer ces noms que nous retrouverons souvent dans le courant de ce travail .

20 PBEMIÈRB PARTIE.