ET LA ROTATION DU SOLEIL

1 4 L'ÉTUDE DE LA SURFACE SOLAIRE ps.

L'observation de la surface solaire

Observation visuelle du Soleil. — La surface du Soleil peut être observée visuellement avec n “importe quelle lunette comme celle d’une planète : c’est en

regardant le Soleil avec la lunette qu’il avait construite que Galilée découvrit ses taches en 1610. La seule difficulté est que l’éclat du Soleil est beaucoup trop grand pour que l'œil puisse le supporter sans qu'ilen résulte des troubles graves de la vision : il fauttoujours interposer sur le trajet des rayons un système destiné BA à affaiblir leur éclat. Le plus simple est de placer entre l'oculaire et l’œil un verre coloré presque noir ; mais les astronomes préfèrent généralement employer des oculaires à réflexion, qui affaiblissent le faisceau

sans altérer les teintes, en lui faisant subir une ou deux

réflexions sur des surfaces transparentes : dans l’oculaire Colzi, l’une d'elles est la surface séparant un

bloc de verre d’une cuve d’huile de vaseline : l’afiai-

blissement est considérable à cause de la faible diffé-

rence des indices de ces deux milieux.

On peut également projeter l'image du Soleil sur un écran fixé au tube porte-oculaire, à une distances” en arrière du foyer-image de l’oculaire ; on réalise la mise au point en tirant l'oculaite de façon que son foyer-objet soit en arrière du plan focal image de l'objectif. Si f est la distance focale de l’oculaire, image solaire donnée par l’objectif dans son plan focal est alors agrandie dansle rapport x’ /f; si l'obj ectif a une distance focale F, l’image solaire qu’il fournit a uh diamètre voisin de K/r00 (page 4) et l'image obtenue sur l'écran a un diamètre x’ F/100 f.

Photographie du Soleil. — Ta première photographie qui ait été prise du Soleil est un daguerréotype obtenu par Fizeau et Foucault en 1845, et des photographies solaires ont été prises régulièrement par John Herschel et Warren de la Rue à l'observatoire de Kew à partir de 1858 : la création de l'observatoire de Meudon en 1878 a permis à Janssen d'y porter la photographie solaire à un degré de perfection rarement égalé depuis.

On peut photographier le Soleil en plaçant la plaque dans le plan focal d’un objectif : le diamètre de l’image est alors environ le centième de la distance focale de cet objectif (page 4). On n'obtient ainsi d'images assez grandes pour l'étude des détails de la surface solaire qu'avec les objectifs à très long foyer, comme ceux du Mont-Wilson (page 84). Avec Îles objectifs ordinaires, on emploie le dispositif d'agrandissement indiqué à la fin du paragraphe précédent, en remplaçant le porte-écrau fixé au tube porte-oculaire par une chambre photographique. Si l'on veut avoir une photographie de toute ia surface solaire, il n’est guère possible de donner à l'image définitive un diamètre supérieur à 10 em ; si l’on veut photographier des régions limitées du disque pour en étudier les détails, on peut agrandir davantage : Janssen

Le 7 à le LOT

LE

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employait des agrandissements qui correspondaient 2

des diamètres de l’image solaire définitive de 30, 50 et même 70 centimètres.

On a toujours assez de lumière pour employer des plaques peu sensibles, à grain très fin. La perfection des photographies de Janssen tient à ce qu’il employait des plaques très spéciales dont la couche sensible était

formée d’un collodion iodo-bromuré à tissu excessi-! vement fin ; ces plaques présentaient en même temps

un maximum de sensibilité spectrale très accusé, ce qui rendait insignifiante l'influence des défauts d'achromatisme de son appareil.

La durée de pose à employer dépend, entre autres

facteurs, de l'ouverture de l’objectif et du diamètre -

de l’image définitive ; elle est généralement comprise entre 1/100 et 1/5000 de seconde. Ces temps de pose très courts s’obtiennent avec un obturateur placé dans le plan focal de l’objectif ; il est formé par un volet percé d’une fente, qui se déplace rapidement de façon que la fente balaye toute l’image solaire. Si la photographie est prise au plan focal de l'objectif, l'obturateur se trouve contre la plaque ; si l’on emploie une chambre d’agrandissement, l'obturateur se trouve placé sur une image plus petite que l’image définitive, le déplacement à lui imposer est moindre, et il est plus facile d'obtenir la vitesse uniforme qui est nécessaire pour que les diverses parties de l’image soient également éclairées. Dans la #rappe photographique de Janssen, le volet était lancé par des ressorts qui cessaient d'agir au début de la pose ; son mouvement, continué par inertie avec des frottements très réduits, était bien uniforme pendant la pose, dont on réglait la durée en agissant sur la largeur de la fente.

Taches et facules. — Lorsqu'on regarde une photographie du disque solaire (planche I), on est d’abord

frappé par l’obscurcissement des bords que nous avons déjà étudié, et qui est plus marqué pour les radiations violettes qui impressionnent la plaque que pour les radiations jaunes et vertes qui jouent le rôle principal dans l’observation visuelle.

On aperçoit ensuite généralement en divers points de la surface solaire des taches noires, dont le nombre et les dimensions sont très variables : certaines ont

des dimensions apparentes atteignant à peine une

seconde d'arc, ce qui correspond à quelques centaines de kilomètres ; d’autres ont un diamètre égal à plu-

sieurs fois celui de la Terre. Elles sont souvent réunies,

comme on le voit sur la planche I, en groupes dont les dimensions. peuvent atteindre 1/10 du diamètre solaire. Chaque tache paraît généralement, comme on Îe voit sur les planches I et II, se composer d’un fond noir, qu’on appelle l'ombre, entouré d’une partie dont l'éclat est intermédiaire entre celui de l’ombre et celui du disque, et qu'on appelle la pénombre. La forme des taches est d’ailleurs extrêmement variable d’une tache à l’autre, et, est même variable pour une même ‘tache d’un jour à l’autre ; chaque tache n’a qu’une durée d'existence limitée, qui n’est pour certaines que d'un jour ou deux, mais qui peut pour d'autres atteindre plusieurs mois. Nous reviendrons sur toutes ces questions au chapitre VI, consacré spécialement à l'étude des taches.

Lorsqu'un groupe de taches se trouve au bord du Soleil, il apparaît généralement, comme on le voit sur la planche I, entouré de plages brillantes qu’on appelle

des facules. I//existence même des facules n’a évi-

demment aucun rapport avec l'approche du bord solaire, qui n’est qu’un contour apparent n'ayant par - rapport au Soleil aucune propriété particulière : les facules peuvent exister sur toute la surface de l’astre, et si elles ne paraissent visibles qu’au bord, c’est

qu'elles s’y détachent sur un fond plus sombre. Les facules sont donc des objets brillants qui échappent à l'obscurcissement au bord : d’après le mécanisme adopté pour expliquer cet obscurcissement, cela veut dire qu’elles se trouvent au-dessus de la surface de la photosphère ; elles apparaissent d’ailleurs comme des saillies lorsqu'elles arrivent au bord même du Soleil. Signalons pour terminer que les facules n’accompagnent pas nécessairement les taches, et peuvent s’observer dans des régions où n’existent pas de taches. Leur position et leur forme sont très variables, les variations pouvant être rapides, et on les considère généralement comme des soulèvements locaux de la photosphère.

La granulation. — T//examen du Soleil avec un fort grossissement ou l’étude d’une photographie à grande échelle (planche II), montrent que sa surface, en dehors des taches et des facules, n’est pas uniforme. Elle apparaît comme constituée par une multitude de petites plages brillantes, généralement elliptiques, qu’on a comparées à des grains de riz, se détachant sur un fond plus sombre. Cette granulation ne peut

d’ailleurs être aperçue que lorsque les images solaires

sont très bonnes, ce qui est assez rare (page 5)

les grains de riz sont en effet très petits, leur diamètre apparent allant de 1/3 de seconde à 2 secondes, ce qui correspond à un diamètre réel de 200 à 1400 km., et il arrive presque toujours dans l'observation visuelle que l'agitation des images produite par l’atmosphère terrestre empêche de les distinguer. Les conditions sont plus favorables dans l'observation photographique, qui ne dure qu’un millième de seconde, alors que l'œil confond toutes les impressions reçues pendant un dixième de seconde ; aussi la granulation estelle parfaitement visible sur les photographies de

L'ÉTUDE DE LA SURFACE SOLAIR

Janssen, dont la planche IT donne un exemple.

I/étude photographique a montré que la granujation est visible sur toute la surface du Soleil, y. compris celle des facules ; elle paraît moins nette Sur | es bords du disque, mais ce n’est là qu'un effet apparent dû à l'inclinaison des rayons sur la surface \éolaire. Elle peut s’observer même au voisinage des

pôles du Soleil, lorsque ces pôles ne sont pas trop près #

du contour apparent (page 67). Les grains de riz sont, animés de mouvements continuels, et sont en perpétuelle transformation : un grain déterminé ne peut jamais être suivi plus de quelques minutes et on peut évaluer à une demi-minute la durée moyenne de sa vie. 11 est difficile de donner une interprétation précise de la granulation. La masse photosphérique est une masse fluide, qui doit être animée de mouvements continuels semblables à nos courants atmosphériques, ét l’on peut supposer que la surface formée par les points où la densité a une valeur donnée présente des ondulations analogues aux vagues de nos océans ; les creux de ces vagues correspondraient à an parcours et une absorption moins grande pour les rayons provenant des couches profondes les plus chaudes, et nous apparaîtraient comme des grains brillants en mouvement incessant.

La rotation de Ia surface solaire

%* Existence de la rotation du Soleil et détermination de l'axe. — L/observation des taches du Soleil montre immédiatement qu’elles se déplacent régulièrement du bord Est au bord Ouest, c’est-à-dire que le Soleil tourne sur lui-même autour d’un axe voisin de la normale au plan de l’écliptique, et que sa rotation

s'effectue dans le même sens que la révolution de la

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Terre sur son orbite. Lorsqu'une tache arrive au

bord Ouest, elle disparaît à nos yeux ; si sa vie est

assez longue, elle réapparaît au bord Est après avoir.

parcouru l’hémisphère invisible ; un certain nombre de taches ont des durées assez longues pour qu’on puisse les suivre pendant plusieurs révolutions solaires : on trouve alors que l'intervalle qui sépare deux passages consécutifs d’une même tache au méridien central est

en moyenne de 27i0urS 25, La période ainsi déter-.

minée est celle de la révolution synodique, c’est-à-dire l'intervalle de deux passages d’un même point du Soleil en face de la Terre ; en tenant compte de la rotation de la Terre autour du Soleil, on en déduit facilement la durée de la révolution sidérale, c'est-à-dire le temps nécessaire à parcourir une circonférence ; sa valeur moyenne est de 251,35. :

Une tache du Soleil décrit à la surface de cet astre un petit cercle dont les pôles sont les pôles du Soleil, On détermine ce petit cercle en mesurant les positions successives d’une tache, de 24 heures en 24 heures, par rapport au contour apparent du Soleil, et en les rapportant ensuite à un trièdre de coordonnées fixes, ayant son origine au centre du Soleil, et dont l’un des plans est le plan de l’écliptique : il suffit théoriquement de 3 positions pour permettre le calcul de la position du pôle.

Les meilleures mesures donnent pour l’angle du plan de l'équateur solaire et du plan de l’écliptique une valeur de 7015’; on définit l'intersection de ces. deux plans, ou ligne des nœuds, par la longitude du nœud ascendant : cette longitude, légèrement variable avec le temps à cause de la précession, est actuellement voisine de 75°, et la Terre passe aux deux nœuds au commencement de juin et au commencement de décembre. Le plan de l’écliptique, le plan de l'équateur solaire et le plan de l’équateur terrestre forment un.

BRUHAT 5