DISTANCE DE LA FILE

■n centre du Soleil, exprimée en minutes.

HOMBEE

exprimant la radiation de chaque point.

H- M'go

-h II, 3i

Ces observations ont été faites du 1 9 au 2 3 mars 1 8 5 2 . Le signe -h indique la partie du disque située au-dessos du centre; le signe — indique la partie située audessous.

Dans ces expériences, il nous fut impossible d'approcher du bord à moins d'une minute. Plus tard, en répétant les mêmes observations avec le grand équatonal de Merz, nous avons pu aller plus loin, et nous avons trouvé une diminution encore plus sensible. Mais à cette limite extrême, même en employant les moyens d'observation les plus précis, on rencontre des difficultés qu'il est impossible de surmonter complètement. On est obligé, sous peine d'obtenir des résultats très-irréguliers, de laisser à la pile une certaine ouverture ; mais alors la région que l'on examine est loin de posséder une radiation uniforme. De plus il est impossible d'étudier isolement le lK)rd , car les mouvements inévitables de l'image ne permettent pas de le retenir exactement au même point de la pile. Aussi, nous n'avons pas pu pousser l'exactitude aussi loin que nous espérions, et nous avons cessé de poursuivre ces recherches ; cependant les résultats obtenus sont assez intéressants.

STRUCTURE DU SOLEIL. t!2§

Les nombres que nous avons cités dans le tableau précédent conduisent à deux conclusions : I. La température, comme la lumière, diminue dans le disque solaire, du centre à la circonférence. Ce fait, alors contesté, fut mis hors de doute par nos expériences. IL La chaleur n'est pas symétriquement répartie dans les deux hémisphères. Pour expliquer ce fait, qui ressort évidemment de nos chiffres, on ne peut faire que trois hypothèses : i® la différence serait due à une influence de l'atmosphère terrestre; i^ elle existerait dans le Soleil lui-même, mais serait purement accidentelle; 3® elle serait constante, et alors elle mériterait d'être étudiée avec soin.

Pour éliminer la première de ces causes, on fit l'étude comparative de deux points situés symétriquement de part et d'autre de l'équateur solaire, en examinant d'abord le point le plus bas, puis en observant le point le plus élevé un peu plus tard, lorsqu'il fut arrivé à la même hauteur que le précédent ; de cette manière, l'influence de l'atmosphère terrestre, étant la même dans les deux cas, devait disparaître dans les différences. Les résultats furent les mêmes qu'auparavant, ce qui montre que la première hypothèse doit être abandonnée.

La seconde ne vaut pas mieux, car les observations furent prolongées pendant plusieurs rotations consécutives sans que les nombres fussent modifiés.

Les différences sont donc constantes, et leur cause réside dans le Soleil. Mais quelle est cette cause? Est-ce une différence réelle de température? N'était-ce pas plutôt la position particulière de l'équateur solaire, qui se projetait alors sur le disque au-dessus du centre?

l3o PRBMiftRB PARTR.

Pour résoudre cette question, on prolongea les obser-^ vations jusqu'au mois de septembre, époque à laquelle l'équateur se trouvait projeté sur Thémisphère opposé. Le résultat fut le suivant : jusqu'au mois d'août , on trouva que la température était plus élevée dans l'hémisphère supérieur; mais phis tard, et surtout pendant le mois de septembre, la différence fut le plus souvent en sens contraire. Le tableau suivant contient les moyennes des résultats obtenus du 8 au 1 5 septembre :

V Distance au centre.

Radiation en degrés

centre o,o

Ces résultats sont évidemment en désacconA avec ceux du mois de mars, et la comparaison attentive de ces deux époques conduit aux conclusions suivantes : I ® la température est plus élevée dans les régions équatoriales; 2® cependant l'hémisphère nord parait un peu plus chaud que l'hémisphère sud.

Pour contrôler ce dernier résultat, que sa singularité même recommandait à notre attention, nous avons employé le procédé suivant.

Soient bd[fig. Sy) Taxe de l'ellipse suivant laquelle se projette l'équateur solaire au mois de mars, ab et céf les cordes des deux parallèles menées par les extrémités 6 et rfde cette ellipse. Si l'équateur solaire possède une température plus élevée que les zones voi* sines, les points b et d doivent être plus chauds que

STRUCTUEB DU SOLEIL. l3l

les points a et c. Au contraire, lorsque Téquateur se projette suivant ac {fig- 58 ), les points a et c doivent

Fig. 57. Fig. 58.

être à une température plus élevée que les points b et d. Avec cette méthode, on peut éliminer Teffet produit par l'atmosphère terrestre en observant près du méridien. Nous avons fait ainsi un grand nombre d'observations d'abord avec Téquatorial de Cauchoix, puis avec Téquatorial de Merz. Les résultats qui se trouvent exposés dans les Mémoires de notre Observatoire ont toujours été concordants, et ils nous ont fourni les moyennes suivantes :

1® Pour le mois de juin [fig- 5'] ),

a b c li

ï7®>i lySS i6®,6 17^6 2® Vers la fin de septembre [^g. 58),

On reconnaît parfaitement que sur l'équateur la température est maximum. De plus, si Ton compare avec l'équateur le 3o* parallèle, les températures de ces deux points sont entre elles dans le rapport de

l3a PRBHiftEE PARTIE.

î5 à i6. On trouve des différences encore plus saillantes en prenant pour termes de comparaison des points plus rapprochés des pôles; mais nous ne les avons pas utilisées, afin d'éviter l'influence des différences de hauteur et de réfraction. Nous n'avons jamais observé de variation de température aux différentes longitudes; nous n'oserions cependant pas affirmer qu'il n'en existe point, et peut-être en découvrira-t-on dans des recherches postérieures. Nous avons toujours trouvé une température plus basse dans les taches et dans les régions qui les environnent; aussi avons-nous noté de nombreuses anomalies dans les lois que nous cherchions à reconnaître, lorsque nous étions conduit à observer un point voisin d'une tache.

Il y aurait lieu de répéter ces observations de temps en temps, afin de voir si les lois que nous avons indiquées sont bien constantes; mais nous en avons été détourné par d'autres occupations. Du reste, ces recherches ne sont pas aussi faciles qu'on pourrait le croire : elles demandent beaucoup de patience; les conditions météorologiques gênent souvent les observations, même dans la saison la plus favorable; aussi beaucoup de séries demeurent-elles incomplètes, et par conséquent inutiles. Ajoutons que, dans les pays chauds, ces observations sont très-pénibles en été, et cependant c'est alors qu'elles seraient plus faciles et plus profitables.

STRUCTURE DU SOLEIL. l3S

§ rv. — Conséquences qui découlent des observations

précédentes.

Les faits que nous venons d'énoncer conduisent directement aux conclusions suivantes :

i*^ Toutes les radiations éprouvent une absorption considérable qui va en croissant depuis le centre du disque solaire jusqu'au bord, où cette absorption atteint son maximum ;

3® Les régions équatoriales sont à une température plus élevée que les régions situées au delà du 3o* degré de latitude, et la différence est au moins de yg-;

3® La température est un peu plus élevée dans l'hémisphère nord que dans l'hémisphère sud ;

4® De même que les taches émettent moins de lumière, elles émettent aussi moins de chaleur que les autres régions.

La première de ces conclusions nous permet de démontrer rigoureusement qu'il existe une atmosphère autour du Soleil. Pour bien comprendre notre raisonnement, il faut se rappeler les principes sur lesquels s'appuient les astronomes pour analyser les effets dus aux atmosphères des corps célestes.

Soient bkd [fig^ Sg) la surface du Soleil, AoB la surface extérieure de son atmosphère. Les rayons émis par le corps solaire traverseront une couche atmosphérique dont l'épaisseur sera d'autant plus grande qu'ils seront partis d'un point plus éloigné du centre. La plus petite épaisseur sera ok^ pour un rayon partant du centre; la plus grande sera 6n, pour un rayon partant du bord; elle prendra une valeur in terme-

l34 PBBVlÈftl PAKT».

diaire, telle que Am, pour un point situé entre le bord

Fig. 59.

et le centre. Des observateurs placés dans le Soleil en ces différents points apercevraient la Terre à des hauteurs zénithales différentes. Au point kj correspondant au centre du disque solaire, la Terre apparaîtrait au zénith ; du point bj on la verrait à l'horizon ; du point h, situé entre deux, on la verrait à une distance du zénith mesurée par l'angle hCk, Dans ce trajet, les rayons qui sortent de l'atmosphère solaire se trouvent dans les mêmes conditions, quant aux résultats, que ceux qui pénètrent dans l'atmosphère terrestre; ainsi, le maximum d'absorption a lieu pour le bord où le rayon sort horizontalement ; le minimum correspond au centre, où le rayon sort suivant la verticale. Il est facile de calculer, d'après la théorie, l'absorption qui correspond à un point donné d'où la Terre serait vue à une distance zénithale ô, cet angle étant également celui que font avec la verticale du lieu les rayons qui se dirigent vers la Terre. En prenant la moyenne des nombres que nous avons donnés dans nos tableaux, on arrive aux résultats suivants :

STRUCTURE DU SOLEIL. l35

Distance au centre. Valeur de 0. Intensité lumineuse.

En introduisant ces nombres dans les formules, on peut calculer l'absorption produite en un point quelconque de la surface solaire ; on trouve ainsi qu'en un point qui correspond aux | du rayon, elle est égale à 0,725. Bouguer avait trouvé 0,729. On ne saurait désirer une coïncidence plus parfaite.

On voit que la quantité de chaleur qui parvient à s'échapper du Soleil se trouve singulièrement réduite par l'action atmosphérique; mais comme cette action n'est pas la même pour tous les points, on est conduit à se poser les deux questions suivantes : i^ quelle est l'absorption exercée par l'atmosphère dans la direction de sa plus faible épaisseur, c'est-à-dire pour S = o? 2® quelle est l'absorption totale, et par conséquent quelle serait la radiation absolue, s'il n'y avait pas d'atmosphère? On peut répondre à ces questions en employant les formules connues, bien qu'elles ne soient qu'approchées, car les données relatives au Soleil ne sortent pas des limites que les astronomes ont adoptées en établissant ces formules.

Les résultats sont inscrits dans le tableau suivant. On trouve dans la première colonne la position du point qui a servi de base au calcul; dans la deuxième, la valeur correspondante de l'angle 6, c'est-à-dire la distance zénithale de la Terre vue du Soleil; dans la troisième, l'intensité de radiation qui reste après l'absorption pour le point situé au centre du disque,

l36 PREMIÈRE PARTIE*

la radiation totale étant exprimée par Tunité; en£n, la* quatrième indique la fraction de la radiation totale qui parvient à sortir de l'atmosphère solaire, et se répand réellement dans l'espace .