MOUVEMENTS PROPRES DES TACHES. - ROTATION DU SOLEIL

§ I. — Importance de la question.

A la fin (lu Chapitre précédent, nous avons indiqué plusieurs questions qu'il est impossible de résoudre sans savoir si les taches sont fixes sur le corps solaire, ou bien si elles possèdent un mouvement propre de translation. Il est facile de reconnaître qu'elles ne sont pas aI>solument fixes, a en ju«;er par leurs transformations et les subdivisions dont nous avons donné plusieurs exemples. Mais il s*agit de savoir si, outre ces mouvements accidentels, il n'y aurait pas un mouvement systématique, les entrahiant toutes dans une direction constante. Ce mouvement propre, s'il existe, se compose avec le mouvement de rotation du Soleil ; et comme ce dernier ne peut être étudié que par la rotation elle-même, on comprend que la question qui nous occupe présente une difficulté toute particulière.

Les premiers observateurs reconnurent des inégalités dans le mouvement des taches, et ils les apprécièrent par l'inégale durée de leurs révolutions. D'après les observations de Scheiner, cette durée variait de vingt-cinq à vingt-sept et même vingt-huit jours. Galilée supposa qu'il s'était trompé; mais il ne réussit pas mieux lui-même dans cette détermination ; il fixa la révolution du Soleil à un mois lunaire, environ, ce

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qui est une évaluation bien grossière, et de plus il ne reconnut pas Tinclinaison de Téquateur solaire sur récliptique(i).

Pour éliminer Vinfluence du mouvement propre, on ne peut employer qu'un seul moyen : déterminer la durée de la rotation solaire, d'après le mouvement d'un très-grand nombre de taches. Car si l'on n'emploie qu'une seule observation, les résultats seront nécessairement entachés d'une erreur égale au mouvement propre lui-même; si l'on calcule la révolution d'après plusieurs observations, mais en petit nombre, les erreurs ne disparaîtront pas à coup sûr; elles ne se compensent parfaitement les unes les autres que dans une longue série. Au siècle dernier, les géomètres se sont beaucoup occupés de déterminer la rotation solaire d'après trois observations d'une même tache; mais leurs solutions, ingénieuses et élégantes au point de vue géométrique, n'ont pu être d'aucune utilité réelle pour résoudre une question aussi complexe. C'est ce

(i) Nous avons souvent cité l'Ouvrage de Scheiner comme faisant autorité. Ce livre a été tellement décrié du vivant de son auteur, que nous croyons devoir enregistrer ici l'appréciation d'un juge bien compétent. Lalande, dans le troisième volume de son Astronomie ^ n* 3-227, dit ces mémorables paroles : « Quoi qu'il en puisse être de celui à qui le hasard a fait voir les taches pour la première fois, il est sûr que personne ne les observa aussi bien et n'en donna la théorie d'une manière aussi complète que Scheiner. Son Ouvrage a 774 pages sur cette matière, et cela suffit pour faire voir avec quelle assiduité il s'en occupa, et combien il donna d'étendue à ses recherches. Hévélius le cite avec le plus grand éloge : Incomparabilis et omnigcnœ enutitionis, . . ut in hac materia omnibus palmam quasi prœripuissc ilici jjosset (Seienoff., p. 82). » Il est bien regrettable que nous n'ayons pas réussi à trouver ses manuscrits, que nous avons recherchés à la demande de M. Wolff, deZurich.

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qui a fait dire à Delambre que ce problème était plus curieux qu'utile, et qu'un astronome devait s'en occuper tout au plus une fois dans sa vie, pour 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 a un résultat satisfaisant.

Une des difficultés les plus sérieuses résulte des changements de formes qu'éprouvent les taches ; leur contour variant d'un jour à l'autre, on n'est jamais sur de viser toujoui*s le même point dans les observations successives. On évite en grande partie cet inconvénient en étudiant de préférence des taches rondes, régulières et cratériformes; l'expérience prouve qu'elles varient peu, et qu'elles font souvent plusieurs révolutions consécutives; cependant, même avec cette précaution, on n'est jamais exempt de doutes.

Pour se faire une idée de la précision qu'il conviendrait d'apporter dans ces observations, il suffit de se rappeler qu'un arc d'une seconde, au centre même du disque, correspond à un angle liéliocen trique de 5' 37", et que cette valeur augmente à mesure qu'on s'éloigne du centre, à tel point qu'auprès du bord, un arc d'une seconde correspond à 3 degrés environ.

Le meilleur moyen d'observation consiste à mesurer directement la distance de la tache au bord du disque, et en second lieu Vangle de position^ c'est-àdire l'angle que forme le rayon du disque passant par le point observé avec le cercle horaire qui passe par le centre du disque même.

Soit C le centre du disque [fig- 5o), C/ la direction

de la tache, NCS le cercle horaire tiré par le centre du Soleil; l'angle de position sera NC/. Lorsqu'on con-

Fig. 5o.

naît cet angle et la distance C/, on peut calculer la longitude et la latitude héliograpliiques de la tache, c'est-à-dire fixer sa position ahsolue, comme on la verrait du centre du Soleil. Cela se fait par des formules connues.

Comme il est impossihle de prendre exactement la direction du centre, on dispose le micromètre de manière à ce que l'un de ses fils soit perpendiculaire, l'autre tangent au hord; il vaut mieux que le second fil empiète un peu sur le disque, comme on voit en mn ; on jugera, par l'égalité des deux segments m et/i, que le réticule est convenahlement disposé. On ohtient ainsi des résultats excellents ; mais il faut convenir que cette méthode est lahorieuse, et qu'elle se prête mal à une longue série d'observations. La méthode des projections est préférable, mais il est nécessaire de faire les corrections que nous avons indiquées dans le Chapitre 1^. On peut les éviter en projetant le fil

du réticule, ou, mieux encore, en projetant, comme

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font M. Spoerer et M. Heis, iin réseau de traits re tangulaires placé au foyer même de Tobjectif : de cel manière les déformations sont les mêmes pour l'imai du Soleil et pour celle du réticule.

M. Carrington a employé une autre méthode da une grande série d'observations. Dans le plan foc de Tobjectif, il plaça deux fils d'or, ou, mieux, dei fils d'araignée AA', BB' {fig* 5i) rectangulaires enl

eux, et inclinés de 45 degrés sur le cercle horaii Puis, il projetait ce réticule sur un écran, et observi les instants où le bord du Soleil et les taches \ naient successivement traverser les projections ci fils. Ces observations faites, il pouvait calculer fa< lement la distance au centre du disque et l'angle position. Cependant, lorsque les taches sont près< bord, cette méthode est difficile à employer, et e ne donne pas des résultats très-précis.

Dans une série d'observations très-délicates de nous parlerons bientôt, nous avons employé simp] ment la méthode micrométricjue ; mais nous ave trouvé que les dessins exécutés sur les projectioi lorsqu'on leur fait subir les corrections convenabl

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fournissent des données bien suffisantes pour les calculs ordinaires, et on peut parfaitement les employer pour la plupart des recherches qui restent encore à faire.

Quel que soit le moyen 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. M. Carrington, après un examen consciencieux de sa grande série d'observations, qui fut en grande partie calculée et imprimée aux frais du Gouvernement anglais, conclut que, pour faire avancer nos connaissances plus qu'il ne Ta fait dans son Ouvrage, il faudrait une dépense d'au moins 5ooo livres sterling (i 25 ooo francs). Ce point 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 relatives au Soleil ne sauraient être l'œuvre d'un amateur, ni même d'un savant isolé.

§ II. — Résultats obtenus relativement à la rotation

du Soleil.

\jà détermination de la rotation solaire renferme trois éléments : i*^ la durée de la révolution; 2*^ la position des nœuds de l'équateur solaire par rapport à la ligne des équinoxes; 3*^ l'inclinaison de Téquateur solaire sur le plan de l'écliptique.

Les anciens astronomes déterminaient séparément chacun de ces éléments, en choisissant des observa-

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lions faites dans des circonstances convenables. Poi évaluer la durée de la révolution, on mesurait temps qu'employait une tache à revenir au mên point du disque, par exemple au centre. Cette m thode, on le conçoit facilement, n'est applicable qi dans un très-petit nombre de cas. On ne peut pas contenter d'observer le temps qu'une tache met passer devant le disque, parce que sa trajectoire c partagée en parties inégales par le contour apparent c Soleil, qu'on appelle souvent V horizon des taches, la suite d'une étude longue et minutieuse, Schein put évaluer à vingt-sept jours la durée de la révolutic synodique (c'est ainsi qu'on appelle la révolution aj parente, dans laquelle la tache revient au même poi du disque par rapport à l'observateur. On en dédi vingt-cinq jours et un tiers pour la durée de la r volution sidérale, c'est-à-dire pour le temps emplo; par un point du Soleil à décrire un cercle tout entie

On déterminait la position du nœud en observa l'époque à laquelle les taches semblent décrire d lignes droites, l'observateur se trouvant alors dans plan même dans lequel se metivent les taches. Schein trouva pour sa longitude 69 ou 70 degrés. '' Enfin, on déduisait l'inclinaison de la grandeur ( petit axe de l'ellipse que décrivent les taches à l'ép que du maximum de courbure. Scheiner ayant to jours trouvé ses résultats compris entre 6 et 8 degré adopta 7*^,5 pour valeur approchée.

Cassiçi donna des résultats peu différents de ceux i Scheiner, et déduits également d'un grand nomb d'observations. Ces résultats présentent un grand inl rêt, et nous les rappelons afin de reconnaître l'étendi

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des variations que ces éléments ont pu subir. Plus tard, on eut ridée malheureuse de n'employer qu'un petit nombre d'observations, et alors les anomalies se manifestèrent d'ime manière très- saillante, comme on peut s'en convaincre par le tableau suivant :

ASTEOXOHEfl.

DCRÉE

de la rotation

en Joara solaires

moyens.

INCLINAISON de réqnatenr

solaire •or récllpliqne.