CHAPITRE PREMIER

je va Distance et Lo du Soleil

‘ * Distance du Soleil à nn Terre. — On sait que 2. Terre tourne autour du Soleil en décrivant une orbite elliptique dont le Soleil occupe un foyer ; la vitess angulaire de ce mouvement n’est pas constante, mais varie en sens inverse de la distance du Soleil à la Terre, de façon que l'aire balayée par le rayon vecteur joignant les deux astres soit proportionnelle au temps. : Cette loi (Jo des aires) permet facilement de déduire les variations du rayon vecteur de l'observation du. . mouvement apparent du Soleil sur la sphère céleste : la distance de la Terre au Soleil varie, avec la saison, entre deux valeurs extrêmes qui s’écartent de 17 pour 1.000 de part et d’autre de la valeur moyenne ; nous désignerons par a cette valeur moyenne, qui constitue l'unité astronomique de distance. ue étude des mouvements apparents des pauses

rapports de leurs distances au Soleil à la distance a ; d’une façon générale, les observations astronomiques permettent de calculer avec beaucoup de précision, en fonction de 4, la distance qui sépare à un instant donné deux corps quelconques du système solaire.

Il est beaucoup plus difficile de connaître les valeurs de ces distances en kilomètres. La détermination trigonométrique directe de a exigerait la mesure de ’angle que font les deux droites qui joignent le centre

. du Soleil à deux points de la Terre dont la distance est connue en kilomètres : or nous verrons tout à l’heure que l'angle x — 7/a sous lequel on voit du centre du Soleil le rayon équatorial terrestre — angle que l’on appelle la parallaxe du Soleil — est inférieur à 9 secondes d’arc, et que d'autre part il est presque impossible de repérer le bord solaire avec une erreur inférieure à une seconde. La détermination directe de a est donc impraticable. Mais nous avons dit que toutes les distances du système planétaire sont connues en valeur relative avec une grande exactitude : il suffit donc de mesurer une quelconque d’entre elles, de préférence la plus petite. Les meilleures mesures sont sans doute celles qui ont été fournies par la petite planète Eros, qui peut, à certaines époques, s'approcher assez près de la Terre (à environ 17 millions de kilomètres) pour que sa parallaxe soit de l’ordre de 75”, c'està-dire pour que les positions apparentes de cette planète sur la sphère céleste pour deux observateurs situés aux deux extrémités d’un diamètre de l'équateur terrestre paraissent différer de plus de deux minutes d'arc. Une telle différence dans la position d’un objet qui apparaît comme un point est facilement mesurable à I/1000 près : les observations de 1900-1901 ont donné comme valeur de la parallaxe solaire x = 87,807 + 0,003 Cette parallaxe a aussi pu être déterminée par

différents procédés indirects. C’est ainsi que les

inégalités du mouvement de la Lune produites par l'attraction du Soleil sur notre satellite permettent de déterminer le rapport des distances de la Terre au Soleil et à la Lune ; on peut donc déduire la première de ces distances de la seconde, que la loi de l'attraction

universelle permet de calculer avec précision à partir

de la valeur de l'accélération de la pesanteur à 1a

surface de la Terre. La valeur de la parallaxe solaire

ainsi obtenue est x — 8”,805 + 0,005. Les déterminations modernes de la vitesse de la lumière effectuées à la surface de notre globe nous fournissent également le moyen de calculer de diverses façons la valeur de l’unité astronomique de longueur. On peut, inversant le calcul de Roemer, la déduire de l'observation des satellites de Jupiter, qui donne le temps qu’emploie la lumière à parcourir la distance a : on trouve ainsi rt = 8,700. Ou bien, faisant la moyenne des vitesses

radiales mesurées spectroscopiquement pour les pla-

nètes et les étoiles, on peut calculer la vitesse orbitale de la Terre, et en déduire le rayon de son orbite : on trouve ainsi t — 8”,802 + 0,004.

La moyenne générale de toutes les déterminations, directes où indirectes, de la parallaxe solaire, est : T— 87,803 + 0001.

A cette valeur de la parallaxe correspond la valeur de la distance moyenne de la Terre au Soleil :

2 Ne fee 140.450.000 kilomètres, qu'on peut considérer comme connue à 1/8000 près, c’est-à-dire avec une erreur possible de + 17.000 kilomètres.

Diamètre apparent du Soleil. — Te contour apparent du Soleil nous apparaît sous la forme d’un cercle, et son diamètre apparent moyen est d'environ

32 minutes d'arc, soit un pet moins d’un centième de

radian. Un objectif astronomique donne donc dans son plan focal une image du Soleil dont le diamètre est un peu inférieur au centième de sa distance focale : un objectif d’un mètre de foyer donne une image du

Soleil d’un centimètre de diamètre; l'objectif de

- 45 mètres de foyer de la grande tour solaire du Mont- . Wilson (page 83) en donne une image de 43 centimètres.

Le diamètre apparent du Soleil varie naturellement, d’une saison à l’autre, en raison inverse de sa distance à la Terre : ses valeurs extrêmes sont 31/32” et 32'36” ;. la correction correspondante doit être faite à toutes les mesures de ce diamètre pour les ramener à la valeur qui correspond à la distance moyenne 4. De très nombreuses mesures du diamètre solaire ont été faites au milieu du xix® siècle, à l’aide d’un instrument spécial, l’héliomètre, inventé par Fraunhofer, puis, plus tard, par photographie du Soleil et mesure à Ia machine à diviser du diamètre de l’image. Des mesures régulières par observation au cercle méridien ont également été faites, et sont encore continuées à l’observatoire de Greenwich : l'intervalle des passages au méridien des deux bords du Soleil donne son diamètre E — O, ia différence des hauteurs du bord supérieur et du bord inférieur donne le diamètre N —S.

Je ñe décrirai pas davantage ces mesures, parce que les résultats qu’elles ont donnés sont plutôt décevants. On a annoncé des variations périodiques du diamètre solaire, suivant le cycle des taches {(page 147), l’amplitude totale de ja variation étant de 0”,5 ; on a également dit que le diamètre polaire surpassait le diamètre équatorial, d'environ 0”,3, de sorte que, contrairement à tous les autres corps célestes, le Soleil présenterait un renflement polaire. Mais ces résultats n’ont jamais été confirmés de façon définitive, et les différences que nous venons de signaler sont certainement inférieures

cu

aux erreurs d'observation. L'ordre de grandeur de ces

erreurs est donné par la simple comparaison de la valeur 1922”,36 actuellement admise par l'observatoire de Greenwich pour le diamètre apparent moyen avec la valeur 1910”,26 qui est encore employée au calcul des éclipses, et qui a été déduite par Auwers de la discussion de 15.000 observations ; on peut encore signaler que la moyenne mensuelle des nombres obtenus à Greenwich varie de 0”,9 d’un mois à l’autre.

Ainsi le diamètre apparent du Soleil n’est pas

connu à une seconde près. C’est qu’il est extrêmement rare d'obtenir de très bonnes images de cet astre : son observation se fait toujours à travers une atmosphère

et au dessus d’un sol échauffés par les rayons solaires, .

de sorte qu’il y a toujours sur le trajet de la lumière des courants ascendants d’air chaud qui viennent troubler les images. Dans l’observation visuelle, on

observe toujours un bouillonnement des bords de.

l’astre, qui fait que chaque bord ne peut guère être défini qu'à o”,5 près; dans l'observation photographique, où la durée de pose est très courte (page 61), ‘le bouillonnement disparaît ; mais l’échauffement de l’objectif par les rayons solaires qui le traversent fait constamment varier sa distance focale, de sorte qu’il est très difficile de savoir quelle était sa valeur au moment de la pose, autrement dit de connaître l’échelle de la photographie. Enfin l'irradiation, visuelle où photographique peut, facilement causer des erreurs de plusieurs secondes.

En résumé, nous n'avons aucune raison sérieuse

aujourd'hui de ne pas admettre que le Soleil est :

parfaitement sphérique ou de penser que son rayon n'est pas constant. Son diamètre apparent moyen est de 32', soit 1920”, à une où deux secondes près, et il y a peu d'espoir que la précision de nos connaissances à ce sujet soit accrue dans un avenir prochain.

Dimensions du Soleil. — Connaïissant la distance

& — 149.450.000 km. du Soleil et son diamètre

apparent 2 &« — 32/ — 0,0931 radian, il est facile de

calculer son diamètre 2 R :

21R 2 @ 4 —"1300.000. km.

Ce diamètre correspond à un angle de vision de 1920” : un objet de la surface du Solal vu sous un angle de x” a donc une longueur réelle de