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L'ÉTUDE DE LA SURFACE SOLAIRE

disque solaire le réseau des méridiens passant par ces

pôles et des parallèles correspondants. Ce réseau se présente à l'observateur terrestre sous des aspects

différents suivant la position de la Terre sur son

orbite : lorsque la Terre passe à un des nœuds, et se trouve dans le plan de l’équateur solaire, les pôles

PP’ se trouvent sur le contour apparent (fig. xx,

a et d), l'équateur et les parallèles solaires se projettent suivant des droites ; aux autres époques, l’un des deux pôles se projette à l’intérieur du disque, et les parallèles apparaissent comme des ellipses ; l’axe du soleil se trouve dans le plan NS du méridien céleste

(plan passant par l’axe de la Terre) au début de

janvier (fig. 11, b) et de juillet (e) ; le pôle Nord du Soleil est à l'Ouest du méridien de janvier à juillet

(c et d), à l'Est de juillet à janvier (/ et a) ; l’angle maximum de la projection PP’ de l’axe solaire avec l’axe du monde NS est égal à l'angle 260 25' de ces deux droites.

Le tracé des différentes formes apparentes du

… réseau peut d’ailleurs être fait assez simplement en

photographiant dans différentes positions un réseau de méridiens et de parallèles tracé sur une sphère. Les éphémérides permettent de savoir quelle est celle de

ces photographies qui correspond à un jour d’'obser-. vation quelconque, et comment il faut l’orienter par

rapport au méridien céleste passant par le Soleil ; il

suffit alors. de la superposer par projection à une

photographie du Soleil pour lire directement sur le réseau les coordonnées héliographiques d’un détail. quelconque de cette photographie. La position par rapport au réseau de parallèles donne Îa latitude héliographique, comptée de o à 90° de l'équateur au. pôle solaire, et la position par rapport au réseau des méridiens donne la longitude héliographique, que

Jon compte à partir d'un méridien solaire choisi

arbitrairement une fois pour toutes.

La loi de rotation du Soleil. — La détermination des longitudes héliographiques d’une même tache à

quelques jours d'intervalle permet de calculer l'angle

dont a tourné le Soleil pendant ce temps. On peut ainsi faire concourir à la détermination de la durée de rotation du Soleil les taches de courte durée, qui ne

persistent pas pendant toute une révolution : les

mestires sont moins précises que celles que fournit l'observation des passages au méridien central des taches de longue vie, mais elles permettent de calculer des moyennes portant sur un plus grand nombre d'objets, et de mieux éliminer les irrégularités provenant des déformations et des mouvements propres des taches (cf. page 146).

Les mesures montrent que le Soleil ne tourne pas comme un corps solide indéformable : Carrington a établi que les différentes zones tournent avec des vilesses différentes, la durée T de la rotation allant en croissant de l'équateur aux pôles. Voici les valeurs en jours

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empirique donnant la valeur

| L'ÉTUDE DE LA SURFACE SOLAIRE

observées pour différentes Viet de la latitude héliographique

Oæ= O 100 209 30° 409

T = 25,0 25,2 25,7 26,5 27,4 tue

On peut représenter ces valeurs par une formule 6 = 27/T de la rotation journalière ; c’est ainsi que Maunder propose la

formule :

6 = 149,37 — 20,60 sin? v La précision des mesures n’est pas très grande, pour

les raisons déjà indiquées. La période pour une latitude

donnée n’est guère déterminée qu'à un demi-jour près, soit avec une erreur de 2 %, et les différents auteurs donnent des formules dont les coefficients présentent entre eux des différences du même ordre : le terme constant, qui représente la rotation journalière des points de l'équateur, varie par exemple de 14930 à 14060. Ces différences sont pourtant très inférieures aux variations observées d’une latitude à l’autre, de sorte qu'il ne saurait y avoir aucun doute sur la réalité de ces variations. 202

Remarquons enfin que les mesures de rotation ST

faites à l’aide des taches s'arrêtent aux latitudes

héliographiques de 40°, parce qu’il n’y a pas de taches au delà de ces'latitudes (page 148). Des latitudes un peu plus élevées, jusqu’à 459, ont pu être atteintes par l’observation des facules, soit par mesure quotidienne de leur position (Chevalier, 1910) soit par identification après une révolution synodique complète (Maunder, 1923). Les résultats sont bien représentés, d’après à Maunder, par la formule :

Ë — 149,54 — 20,87 sin? o

Observations spectrohéliographiques. — Les photographies prises au spectrohéliographe avee la raie <

Ke è (chapitre VII) montrent |

sur toute la surfa

u Soleil des flocculi (page 184), constitués par des nuages brillants de calcium situés dans les couches asses de l'atmosphère solaire. L'étude, faite par Fox à : 1008, du mouvement de ces flocculi a conduit à présenter la rotation par la formule : à

Ë — 149,56 — 20,08 sin? w, rès voisine de celle qui s'applique aux facules. Les spectrohéliogrammes permettent aussi, avec la aie Hx, de mettre en évidence des flocculi sombres d'hydrogène, sans doute situés plus haut dans l’atmosphère solaire que les flocculi brillants du calcium auxquels se rapportent les mesures précédentes. Ils fournissent une loi de rotation tout à fait différente des précédentes, la vitesse angulaire étant la même à toutes les latitudes solaires, et ayant la valeur Gt 140,0. # Les spectrohéliogrammes montrent enfin des filaments sombres, projections sur le disque solaire de protubérances très élevées au-dessus de la suriace solaire (page 186). Des observations ont été faites par Deslandres et d’Azambuja en 1911 sur des filaments du calcium ayant persisté assez longtemps pour qu'ils aient pu mesurer directement la durée de leur révo- : Jution synodique par l'intervalle de leurs passages au 4 méridien central : elles ont donné, pour les latitudes 109, + 209 et + 30°, la même valeur de la vitesse angulaire, & — 149,4. Une observation analogue a été faite par Evershed en 1910 sur un filament observé avec la raie Hx de l'hydrogène, dont il a pu pointer 3 passages au méridien central : elle a donné la valeur Ê— 14,4, tandis que la mesure de la révolution synodique déduite de l'observation de la protubérance correspondante lots de ses apparitions au bord du Soleil fournissait la valeur — 140,2. LS

Our , 9 RES

A = L'ÉTUDE DE LA SURFACE SOLAIRE

Il est d’ailleurs à noter que les pointés quotidiens de la position des filaments fournissent des valeurs très

. différentes ; c’est ainsi que, dans l’observation que … nous venons de mentionner, Evershed a trouvé des

valeurs de ë de 159,09 et 160,05. L'explication en est donnée immédiatement par la figure 12 : le

. filament se trouve en À, puisen A’, très haut au-dessus

de la surface de la photosphère, sur laquelle nous le

voyons se projeter successivement en a et a/, et, lorsqu'il a tourné de l’angle AOA’, nous croyons qu’il a tourné de l'angle plus grand aOu’. <

Les quelques chiffres que nous avons donnés suffisent à montrer que les phénomènes dont l’origine ne Se trouve pas au même niveau de l'atmosphère solaire

donnent des lois de rotation différentes : nous y

reviendrons à la fin de ce chapitre.

Étude spectroscopique de la rotation solaire

Principe des mesures. — Supposons que la Terre se trouve dans le plan*de l'équateur solaire, et négligeons son mouvement sur son orbite. Par suite de la rotation du Soleil, le bord Est de l'équateur solaire se

rapproche de nous avec une vitesse v, le bord Ouest

Le = 71 =

CPE SOLEIL 0 k

s’en éloigne avec la même vitesse (fig. 13, page 75). Or | L'on sait — c’est ce qu’on appelle l'effet Doppler-Fizeau — que, lorsqu'une source de vibrations s'approche de nous, ses vibrations nous paraissent avoir une période plus courte que leur période réelle, que, lorsqu'elle s’en écarte, elles nous paraissent avoir une période plus longue: Il en résulte que les raies de Fraunhofer (page 34) doivent nous paraître déplacées vers les petites longueurs d’onde, c'est-à-dire vers le violet, au bord Est du Soleil, vers les grandes longueurs - d'onde, c’est-à-dire vers le rouge, au bord Ouest.

La différence A1 des longueurs d'onde d’une même raie dans le spectre des deux extrémités de l'équateur correspond à la différence de vitesses 2 v : le calcul

montre que la différence relative AX/\ est égale à u/c, en désignant par c la vitesse de la lumière. La mesure de Ax fournit donc immédiatement la valeur de v, et il est facile d’en déduire la durée de rotation T, qui est égale à 2rR/v. La longueur 27R __ de l'équateur solaire est de 4.368.000 km. ; à une période de rotation de 25 jours correspond une vitesse » de 4.368.000/25 — 175.000 km. par jour, où 175.000/86.400 — 2 kmysec très sensiblement. La vitesse de la lumière étant de 300.000 km/sec, la valeur de A/X est 1/75.000, et la différence AX pour une raie de longueur d'onde À — 4.500 A est 4.500/75.000 = 0,06 angstrôm : comme les grands spectrographes modernes permettent d'évaluer la différence AA à moins d’un millième d’angstrôm près, on voit qu’on peut obtenir la vitesse v et la période T avec une erreur de l’ordre de 142%. } La méthode permet aussi d'obtenir la durée de rotation correspondant à un parallèle quelconque, en …. comparant les spectres des deux extrémités de ce ” parallèle ; il suffit de remplacer dans les calculs le rayon solaire R par le rayon 7 = R cos + du parallèle.

L'ÉTUDE DE LA SURFACE SOLAIRE

Il faut, bien entendu, faire subir aux mesures les corrections nécessaires pour tenir compte de ce que les

points dont on prend le spectre ne sont jamais tout. à fait au bord du Soleil, de ce que la Terre n’est pas,

en général dans le plan de l'équateur solaire, enfin pour tenir compte du mouvement de la Terre sur son orbite, c’est-à-dire pour passer de la révolution synodique à la révolution sidérale.

Rotation de la couche renversante. — I,es premières mesures ont été faites par Dunér à Lund en 1887-89 et en 1900-1001, par Halm à Edimbourg en 1900-1006, par Adams au Mont-Wilson en 1906-1907. Dunér et Halm observaient visuellement des raies du fer situées dans le rouge, Adams avait observé photographiquement une vingtaine de raies de la partie violette du spectre. Ces premières mesures ont donné des durées de rotation en bon accord avec celles que fournit l’observation des taches ; elles ont montré que l'augmentation de la période avec la latitude se continue régulièrement au delà de la zone des taches, la période atteignant 31 ji, 2 à 600 et 35 i, 3 à 800.

Les mesures ont été reprises au Mont-Wilson par Adams en 1908, et continuées par St John à partir

de 1910, avec un appareil plus puissant, le spectro-

graphe autocollimateur à réseau de la tour solaire de 20 mètres (page 84) : la distance focale de ce spectro-

graphe est de 9 mètres, et un millimètre de la plaque

correspond, dans le violet, à 0,56 angstrôm. Les vitesses obtenues en 1908 pour les raies de la couche renversante étaient bien d'accord avec celles des séries précédentes, et Adams les a représentées par la formule :

£ = 140,54 — 30,80 sin?

très voisine de celles qui ont été données pour les facules et les flocculi (page 69). Cette formule repré-

copies TL, 248)

sente la moyenne des observations, les différentes raies donnant des résultats légèrement différents les uns des autres : c’est ainsi que la rotation journalière à l'équateur est 4, — 149,49 pour les raies du

‘ Janthane et du cyanogène, 140,65 à 140,72 pour les

raies du fer.

Rotation de l'atmosphère solaire. — On peut interpréter ces petites différences en supposant qu'elles

sont liées à des différences dans le niveau de l’atmo-

sphère solaire auquel se produisent les raies (page I19), les raies du fer ayant leur origine dans une couche plus haute que les raies du lanthane et du cyanogène. Cette interprétation est suggérée par le fait que les raies dont le niveau de production est très élevé donnent des rotations journalières encore plus grandes : la raie 4227 du calcium, dont le niveau d’origine est à 5000 km au dessus de la photosphère, donne ë, = 149,9, et la raie Ha de l'hydrogène, qui correspond à une hauteur

. de 11000 km, donne ë, — 159,2. De même, la raie K;

du calcium, dont le niveau de production est encore

- plus haut (14000 km), a donné à $t John en 1910 une rotation journalière &, = 159,5, tandis qu'Evershed,

observant en 1927-1929 cette même raie à des hauteurs encore plus grandes dans les protubérances au bord du. disque, a trouvé entre le bord Ouest et le bord Est une différence A — 04,066, correspondant à une rotation journalière & — 200.

On remarquera à propos de ces mesures que la donnée que fournit l'observation spectroscopique est la vitesse radiale v, — v sin 0 d’un point à une distance apparente x — R sin © du centre (fig. 13), et que le calcul de & à partir de v, et de x est indépendant de la distance R au centre de l’astre du point où se forme la raie étudiée : la vitesse angulaire w — v/R est en

effet égale à v,/x.

Ta L'ÉTUDE DE LA SURFACE SOLAIRE

Les mesures faites sur les raies de niveau élevé ont également montré que la vitesse angulaire décroît beaucoup moins vite quand la latitude augmente pour ces raies que pour les raies de la couche renversante. C’est ainsi que, pour la raie K:, St John a trouvé E, = 159,5 à l'équateur et & — 159,4 pour p = 380; la différence est beaucoup plus petite que la différence correspondante pour les raies basses, qui est d'environ 19,3. De même, dans une de ses séries de mesures sur la raie Ha, Adams a trouvé pour valeurs de & 150,7 à l'équateur, 150,3 à 300 et 159,6 à 60, et il a représenté