I.390.000/1920 = 720 km
C’est là un chiffre que l’on devra se rappeler pour fixer l'échelle réelle des détails observés sur la surface ; on se rappellera en même temps que cet angle d’une seconde est, sauf le cas d'images exceptionnellement bonnes, le plus petit angle que l’on puisse apprécier avec certitude dans les observations solaires.
Le rayon R du Soleil est vu, à la distance a, sous l'angle « — 960”, tandis que le rayon équatorial de la Terre est vu, à la même distance, sous l’angle x — 8”,80. Le rapport des deux rayons est donc :
Rex == 109,1,
et le rapport des volumes des deux astres est approximativement (109,1)? — 1.300.000. On voit quelle est le peu d'importance de la Terre par rapport au Soleil ; on en jugera peut-être encore mieux en pensant que la distance de la Terre à la Lune n’est que de 60 rayons terrestres, et que le diamètre du Soleil est environ double du diamètre de l'orbite que décrit notre satellite.
Masse et densité du Soleil. — La loi de la gravitation de Newton permet d'exprimer la masse M du Soleil en fonction des grandeurs qui caractérisent le mouvement de la Terre autour de cet astre. Si, en première approximation, nous supposons que l'orbite
terrestre est une circonférence de rayon a parcourue. dans le temps T—T1r année, nous trouvons que l'accélération centripète de ce mouvement est. 4 7? a]T?; comme, d’après la loi de Newton, elle est égale à « M/4?, on a, € étant la constante de l’attraction universelle : ,
1 4 m2 a ENPTRTE
On peut. évaluer la constante € en appliquant la loi
de Newton au calcul de l’accélération de la pesanteur
à la surface de la Terre, g — € m/r?. On obtient ainsi à le rapport de la masse du Soleil à celle de la Terre : …
M 4 7° aÿ
ni —= er — 332,000.
Remarquons encore ici le peu d'importance de Ia Terre par rapport au Soleil : c’est celle d’un objet de 3 grammes pat rapport à un objet d’une tonne.
Le même calcul fournit la valeur G — « M/R? de
l'accélération de la pesanteur à la surface du Soleil ; on obtient facilement le rapport :
Gi M7,932.000
EmR (om 72
Ainsi un même objet serait 28 fois plus lourd à la :
surface du Soleil qu’à celle de la Terre ; il en résulterait en particulier qu’une atmosphère de même composition exercerait à la surface du Soleil une pression 28 fois plus forte qu’à celle de la Terre.
Enfin on peut facilement calculer la densité moyenne du Soleil : sa masse étant 332.000 fois celle de la Terre, et son volume 1.300.000 fois celui de la Terre, sa densité moyenne est 332.000/1.300.000 = 0,256 fois
celle de la Terre. Le Soleil est donc environ quatre fois
moins dense que la Terre. Comme la densité moyenne
de la Terre est 5,52, la densité moyenne du Soleil par rapport à l'eau est :
La matière solaire est donc, en moyenne, à peine plus dense que l’eau.
La constitution du Soleil. — Ie Soleil est très vraisemblablement composé des mêmes matériaux que la Terre (cf. page 106), etla différence de la densité moyenne des deux astres doit provenir de la différence des conditions physiques sous lesquelles se trouvent ces matériaux. La température du Soleil est extrêmement élevée : nous verrons (page 53) que la température de la surface est de l’ordre de 6000?, tandis que les températures internes sont certainement de beaucoup supérieures, et atteignent peut-être plusieurs millions de degrés au centre. De telles températures font passer à l’état gazeux toutes les substances que nous connaissons : on admet donc que la matière qui constitue le Soleil se trouve entièrement à l'élat gazeux.
Mais il faut bien voir que les gaz qui se trouvent à l’intérieur du Soleil ont à supporter la pression exercée par tous ceux qui forment les parties extérieures, pression qui atteint peut-être, au centre du Soleil, plusieurs milliards d’atmosphères : un gaz soumis à une telle pression ressemble plus, par sa densité et ses autres propriétés physiques, à ce que nous appelons généralement un liquide qu’à ce que nous nous représentons sous le nom de gaz. La pression atteint d’ailleurs très rapidement des valeurs élevées lorsqu’on s'enfonce dans la masse gazeuse, car la valeur élevée de la pesanteur G fait que cet accroissement est beaucoup plus rapide que dans l’atmosphère terrestre : le calcul, qui a été développé par Schwarzschild, montre qu’#/
æm 8 =
suffit de S'enfoncer de quelques dizaines de kilomètres pour que la pression soit décuplée. Si nous considérons
-comme étant la surface du Soleil une certaine sphère
ACB où la pression est d’un centième d’atmosphère, nous trouverons (18. I) à une centaine de kilomètres au-dessous de cette sphère une couche A'C’B’ où la la pression est de l’ordre d’une atmosphère, et encore une centaine de kilomètres plus bas une nouvelle couche A’C’B” où la pression est de l’ordre de 100 atmosphères.
Cet accroissement rapide de la pression a pour conséquence que la partie du Soleil accessible à l'observation est constituée par ne couche dont l’épaisseur est très faible par rapport au rayon solaire. Nous verrons (page 27) que notre atmosphère terrestre, équivalente à 8 km.
de gaz à la pression atmosphérique, absorbe déjà une notable partie du rayonnement solaire qui la traverse : il est certain qu'un rayon lumineux tel que CC” pénétrant. dans la matière solaire est totalement absorbé pat la traversée d’un parcours C'C” d’une centaine de kilomètres sous une pression finissant par atteindre 100 atmosphères, et inversement que le rayonnement
Photasphére
Co
provenant du point C” du Soleil ne peut pas parvenir à l'observateur terrestre C,. Le rayonnement que nous recevons du Soleil provient donc d’une couche très mince, de l’ordre de 100 à 200 km. : c’est cette couche,
assez mal définie d’ailleurs, et sujette à toutes les
ondulations qui peuvent se produire dans-une masse fluide, que nous appelons la photosphère.
Nous voyons en même temps que, tandis qu'un rayon tel que B,B passe à côté du Soleil sans être absorbé, un rayon tel que B”,B”, qui aurait à parcourir à l’intérieur de la sphère B’ un trajet DE de quelques dizaines de mille kilomètres, est certainement absorbé bien avant d’être arrivé en B”. Il suffit donc d’un déplacement du rayon B,B bien inférieur à BB” pour passer de la transparence complète à l’opacité complète; le déplacement nécessaire est peut-être de quelques dizaines de kilomètres, et paraît certainement à l'observateur terrestre inférieur à 1/10 de seconde d'arc : on comprend ainsi pourquoi la boule de gaz qui constitue le Soleil nous paraît avoir un contour apparent net, bien qu'elle ne présente en réalité aucune surface de discontinuité.
Signalons enfin qu’en dehors de la photosphère existe une atmosphère gazeuse à très faible pression, dont la hauteur est de plusieurs milliers de kilomètres, qu'on appelle la chromosphère : nous verrons (page 139) que les gaz qui la composent sont en quelque sorte soustraits à l’action de la gravitation, dont nous venons de voir les conséquences pour la photosphère, et que le facteur principal de l'équilibre y est la pression de radiation. Il n’y a bien entendu aucune discontinuité entre la photosphère et la chromosphère ; le passage de l’une à l’autre s'effectue par une couche intermédiaire de quelques centaines de kilomètres qu’on appelle la couche renversante (cf. page 140), où
la pression passe de la valeur de l’ordre du cent-
= JO æ
Er Cr + RE «
millième d’atmosphère qui caractérise la base de la
chromosphère à la valeur de l’ordre du centième
d’atmosphère qui correspond*au niveau supérieur de
la photosphère, et où le rôle de la pression de radiation diminue progressivement d'importance devant
celui de la gravitation, qui est le facteur essentiel de l'équilibre pour la photosphère et les couches internes.
La luminosité du Soleil
L'intensité lumineuse du Soleil. — T/intensité lumineuse du Soleil peut être comparée, à l’aide d’un photomètre quelconque, à celle d’une source terrestre : la difficulté de cette comparaison ne vient que de la trop grande différence des deux sources à comparer. Les premières mesures, faites en 1725 par Bouguer et en 1799 par Wollaston, indiquaient que le Soleil produisait sur un écran placé à la surface de la Terre un éclairement de 60.000 lux, c’est-à-dire le même éclairement qu’une source de 60.000 bougies placée à I mètre de cet écran.
Pour obtenir une valeur bien définie, il convient
de faire subir aux nombres obtenus une correction
destinée à tenir compte de l'absorption que subit la lumière solaire en traversant l’atmosphère terrestre, correction qui dépend, comme nous le verrons à la page 24, de la hauteur du Soleil au-dessus de l'horizon ; il faut aussi tenir compte de la distance actuelle du Soleil à la Terre, et ramener le nombre obtenu à ce qu'il serait si le soleil se trouvait à la distance moyenne
a. L'éclairement produit sur un écran au niveau de la
mer par le soleil au zénith est de 100.000 lux d’après Fabry (1903), de 103.000 lux d’après Kimball (1914) ; ces nombres correspondraient à un éclairement de
