LA VOI^ LACTÉE

quer et former un arc secondaire qui, après être resté séparé de Tare principal, dans l'étendue d'environ 120 degrés, se confond de nouveau avec lui. Sa largeur sem* ble trèS'inégale ; dans quelques places elle n'excède pas 5*" ; dans d'autres, cette largeur est de 10° et même del6^ Ses deux branch£^ entj'e le Serpentaire et Antinous s"é^ talent $ur plus de i2^ de la sphère.

3i on emploie un télescope qui atteigne jusqu'aux dernières limites de la couclie stellaire, le nombre des étoiles contenues dans le champ visuel 4u télescope indiquera réloignement des différentes limites de }a couche, Herschell ayant jaugé aotre né})uleuse, ayant apprécié sa richesse dans toutes les directions, a pu, d'après cela, en déduire les dimensions rectilignes correspondantes, P'après le tableau qu'il a donné de ces dimeasions, on voit que, sans être sorti du cadre des observîitions directes, la nébuleuse se trouve cent foU plus étendue dans une dimension que dans l'autre. U s'est servi de ces nombres pour donner une coupe et mênie une figure, sur trois dimensions, de la vas^te nébuleuse daiis laquelle le système solaire çst englobé, de la nébuleuse où notre Soleil figure comme une insignifiant^ étoile, et la Terre comme un imperceptible grain de poussière.

Et pour montrer que ces expressions n'ont rien d'exagéré, rappelons- nous que la lumière parcourt 77,000 lieues par seconde. Eh bien, pour venir d'un des bords de notre nébuleuse à l'extrémité opposée, on a démontré qu'elle emploierait 60 années.

Mais notre nébuleuse est elle la plus grande? Cela serait singulier et n'est pas probable. Il est plus raison-

Àable de croire que si les autres nébuleuses répandues à travers les cieux sont si petites coroparativemont à rimmense étendue de la Voie Lactée, cela tient à ce qu'elles sont situées à des distances incomparablement plus grandes , et puis à ce que nous sommes placés dans rintérieur de celle à laquelle nous appartenons. Il y a des nébuleuses qui soutendent un angle de KV. La lumière ne les traverserait pas en moins d'un millier d'années! Elles pourraient être éteintes ou anéanties que nous les verrions encore tant est grande la distance qui nous en sépare.

Quelque effrayante que soit pour l'imagination Timmensité de ces espaces , gardons-nous de croire que nous soyons arrivés aux dernières limites de Tunivers, comme s'il n'y avait rien au delà de ce que nos sens et nos instruments peuvent nous faire apercevoir; car, qiii oserait dire qu^avec des instruments plus parfaits encore nous ne découvrirons pas de nouveaux astres, de nouveaux mondes? La puissante main du Créateur les sema dans l'espace avec prc^usion; il les fit innombrables comme les grains de sable qui couvrent les rivages des mers

MOmrEMSIfT ANNUEL DU SOLEIL.— DISTANCE DE CET ASTRE A LA TERRE.

Situations diffiérentes des couchers ec des levers du Soleil dans le cours de l'aonëe. — Déclinaisons. ^ Équinoxes de printemps et d'automne. ^ Solstices d'été et d'hiver. — Longueur de l'année tropique. — De l'année lidérale. — Cercles horaires. -> Du jour sidéral. ^ Du jour solaire. — Détermination de la position des poinu équinoxiaux. — Tracé de l'Ecliptique. — Sa forme. ~ Signification. —Positions différentes du Soleil. — Précessiou des équinoxes. — Obliquité de l'Ecliptique. — Ses variations. — Ce qui arriverait si le plan de ce cercle se confondait avec celui de l'Equateur. — Nature de la courbe décrite par Je Soleil dans son mouvement annuel. — Développement de cette loi « que les aires décrites sont proportionnelles aux temps employés à les décrire. • — Détermination de la distance du Soleil à la Terre. — Division du cercle. — Mesure des angles. — Rapport approché du diamètre à la circonférence. — Valeur de la seconde. — i^apport entre la distance et l'arc soutendu par un objet quelconque. -« Théorèmes de géométrie. — Que tous les angles faits du même cAté d'un diamètre valent i8o*. — Que les angles opposés par le sommet sont égaux. — Définition des lignes parallèles. — Que deux angles dont les cotés sont parallèles, sont égaux. — Proposition capitale : que dans tout triangle la somme des trois angles est ^le à deux droits.— Conclusion. — Distance de la Terre au Soleil, en minutes. «—En lieues.^ Rapports des rayons. — Volume. -

Situations différentes des levers et des couchers du Soleil dans le cours de Vannée. — En étudiant les étoiles nous avons recherché quel est le point où

elles se coucbcnl, celai où elles se lèvent. Nous sommes revenus le lendemain, les jours suivants, et nous avons trouvé que ces points étaient toujours les mêmes; dix ans après, les choses n'eussent pas été changées. Faisons les mêmes observations sur le Soleil ; il nous offrira des phénomènes différents. Du 21 juin au 22 décembre le point du lever devient de plus en plus austral; du 22 décembre au 21 juin il devient cle plus en plus boréal. Le point du coucher offrirait les mêmes circonstancfis que celui du lever.

Faisons une autre série d'observationç dont les anciens se sont beaucoup occupés. La nuit ne succède pas de suite au jour. La lumière 'secondaire qui nous fait voir les objets avant le lever et après le coucher n'est autre chose que le résultat de la }umière crépusculaire. Observez le matin une étoile avant la lumière crépusculaire, et vous verrez les jours suivants le soleil à son lever s'éloigner de cette étoile. Répétez cette observation au coucher, et elle sera la même. Si on examine sa position p4r égariji à une étoije voisine qui se couche un peu après lui, on verra Tintervallede temps qui sépare leur disparition diminuer les jours suivants, et au bout de vipgt-cinq ou trente jours on verra la même étoile reparaître à ^orient, peu de temps avant le lever du soleil. On observe aussi que des étoiles qui étaient à Test du soleil se trouvent plus tard à Touest de cet astre. Il faut donc que de ces deux conditions Tune soit remplie : ou bien que Fétoile ait marché d'orient en occident en s'appfochant du soleil, ou bien que le soleil ait marché d'occident en orient en s'approchant de l'étoile. Mais nou^ savons,- et celad'une manière bien positive, que les étoi-

les se lèvent sans cesse aux môraes points de Thorizon ; ]] est donc plus naturel de croire que le Folcil .«e déplace, puisqu'il ne correspond pas tous les jours aux mêmes points de Thorizon, qu'il s'est transporté d'oceident en orient à travers tous les astres auxquels on Fa comparé, et que les étoiles ne se sont point déplacées. Il faut donc, dans ce que nous avons observé, tout lui attribuer. Voilà pour les apparences; mais ceci ne peut nous contenter: cherçbonà quelle est la nanrre véritable de ces changements, en les rapportant à un point invariable.

Dec^noMons. —Revenons sur quelques définitions. La méridienne est une ligne qui passe par le poin t le pi us élevé et le point le plus bas de la course des étoiles ; le cercle mural un cercle gradué placé dans le plan de la méridienne, et qui sert à observer les mouvements des astres au-dessus deTliorizon. On nomme axe du monde la ligne idéale autour de laquelle s'accomplit le mou vcnient diurne de la terre et de la sphère étoilée ; les deux extrémités de cet axe en sont les pôles ; Téquateur est un grand cercle de la sphère qui coupe le ciel en deux parties égales en passant à égale distance des deux pôles. Eh bien, rapportons le soleil à Téquateur. Nous savons qu'en plaçant d'abord la lunette à 90% elle doit prendre ensuite une inclinaison de 25* 27' sur l'horizon pour être couchée dans le plan de ce grand cercle. Examinons si le soleil demeure constamment au nord ou au sud de l'équateur. Les étoiles ne bougent pas; lorsqu'elles sont au nord, elles restent au nord, lorsqu'elles sont au sud elles restent au sud. Le soleil présente encore avec elles cette dififérénce, qu'en recherchant s'il c(Miserve4'une ou Tau-

420 HniTlÈin LBÇON.

tre de ces positions, on ne tardera pas à reconnaître qu^il passe insensiblement de Tune à Tautre. La lunette nous le montre en effet pendant six mois au-dessus, et pendant six autres mois au-dessous; ces positions différentes qui le rapprochent alternativement de Tun et de Fautre pôle, prennent, comme celle dos étoiles, le nom de déclinaûotM; elles sont boréales ou australeg selon rhémisphère où on les observe. Voulons-nous savoir quille est la valeur de Tangle formé ainsi par le soleil dans sa course extrême, il suffira de savoir combien le cercle a été déplacé si nous avons suivi Tastre dans sa course ; mais comment voir le centre d*un disque aussi grand que celui du soleil ! aussi n'essaie-t-on pas de le faire, on observe simplement Tuu des bords. Lorsqu'il est parvenu à la partie supérieure de la courbe qu*il décrit chaque jour, sa hauteur ne change pas; on vise le bord inférieur ; cela donne un nombre auquel il manque toute la valeur du diamètre du soleil : une simple opération de soustraction nous donnera le centre; on vise le bord supérieur, cela est trop haut et donne un chiffre dont le défaut est inverse de celui acquis par la première opération , c'est-à-dire qu*il est trop fort. Je divise les deux valeurs obtenues par 2, et j*ai ainsi le dcml-diamètre du disque, par conséquent le centre du soleil. Avec cette donnée, je puis avoir maintenant et avec exactitude la valeur de Tangle cher* ché ou de la plus grande déclinaison du soleil: elle est de 23» 27'.

Le soleil ne peut passer du nord au sud de Téquateur sans toucher nécessairement au plan de ce cercle ; il le touche en un i>oint que Ton appelle équimxe. U y a

deux équinoxes. Quand Fastre niarcbe du pôle nord , vers ie pôle sud, 11 rencontre, le 23 septembre, r^qtitnoœe d'automne; 11 décline de jour en jour au midi de réquateur. Ses déclinaisons atteignent leur plus grande valeur vers le 22 décembre. À partir de là, elles vont en diminuant, le soleil se rapprocbe de Téquateur et atteint de nouveau le plan de ce cercle le 21 mars, passe au delà, ei d'atM/ra/e« qu'elles étaient d'abord, les déclinaisons deviennent boréaUf. Il monte de jour en jour au nord de Téquateur et atteint sa plus grande déclinaison vers le 21 juin. À pailir de ce jour, les déclinaisons vont en diminuant jusqu'au 23 septembre. Ainsi, dansTespace d'un an, le soleil traverse deux fois l'équateur , le 21 mars et le 23 septembre; lorsque le soleil est au midi de l'équateur, il se compose à l'égard des étoiles vis-à-vis desquelles il se trouve comme nous l'avons vu se comporter vi£^-vis des étoiles bo* réaies. Les étoiles boréales se comportent de manière à ce que la distance du lever au coucber est plus longue ; cela est la môme chose pour les étoiles australes.

Mais quelle est la valeur du dérangement du soleil , de l'angle le plus grand qu'il puisse former avec l'équateur. En faisant les observations le 21 juin et le 22 décembre, nous reconnaîtrons que le soleil s'éloigne tout autant de l'équateur au nord qu'au midi, et que cet angle est de 23^ 27^ Aux époques où le soleil est parvenu à sa plus grande déclinaison comparé à l'équateur, il change à peine de déclinaison pendant quelques jours et parait être sUilionnaire. Aussi a-t»on nommé ces deux moments les solstices. Le solstice d'hiver est le point de la plus grande déclinaison boréale, le sf^tic^

422 HUltlÈM UfON.

d^été rexpression de la plus grande ^Kcttfiaison australe.

Longueur de Vannée. — Poutofis-nous arriver à la ^ connaissance précise du temps que le sotal met à effieo» tuer sa révoluti«)n dans le ciel, pour revenir de Vun de CCS deux points remarquables auxquels nous avons rattaobé sa marche dans le ciel à ce même pointi Oui : et au moyen même de ces points, en âéterminant avec exactitude la position de l'un d'eux. Prenons Féquînoxe du printemps, le 21 mars. Nous avons reoonÉu que les observations sont seulement bomies lorsqe'eltes sont faites dans le plan du méridien: metlons-nooséonc dans ce plan, au cercîe mural; mais le passage du so*leil par Téquateur, au lieu de se itaire dans le méridien précisément à midi, se fait en dehors de méridien. Serons-nous pour cela privés du moyen de comparer k» observations de ce jour à celles de Tannée proi^ine? Non. 11 y a un moyen d'obtenir la position exacte da potnt où le soleil a coupé Téquateur. Il suffira d'obiserver la déclinaison quelques jours de suite, le aD,> le fl ^ leâ2,etc.,et,6ommeelIeestproportiofiiieHe, il smi«sé d'en conchire par une simple règle de trois Finstant^ ce jmssagc aussi exactement que si on feût observé diree* tement. Ainsi, supposons, par exemple, que le %0 i^le ait été de i(F au midi, le 21 de W au nord; comme le so^ ieil $e meut uniformément, il a donc passé à l'équateur au milieu du temps qui sépare les deux observaffOBS, c'csf-à-dire à minuit. En prenant ùm valeurs inégales, le f(!'sultat serait le même. Ainsi, adm?ettc»is que la déclinaison soit seulement de 5*" le 20, et de 15'' le 21,^ c'est-à-dire que le 20 le soleil ait été à midi de 5° en deçà de l'équateur, et 1^ SI de i^ au delà de ce plan} il

us SOIML. 4fi3

aara parcouru 20 minutes eu 24 heures, et Ton fiera c0fiA propisrtion : ^0' : 24 b. :: W: x; d'où x égal 24, muUipUé par 5 et divisé par 10, égal 12. Il faudra ajouter ces 12 heures à midi , ce qui donne, le 20 mars, mimïiy pourriostant où le sofeil était à Téq^at^ur, On aura i(m ftins^ Thi^uœe, la minute , la seconde où là so- 1^) a trav^sé ce plan, jet m changeant les temps en ajp^ fié emi^^hnmu de iW* par heure, on en conclura a?ï|6 pvécision te poiiH où Id soteil a coupé le cercle de réquate^r, m la positkMfi précise de Téquinoxe. Nous ayons dit : ep 24 heures le soleil s'^ déplacé de telle quantité; 4onc |1 a dû employer tant d'heures pour se ôÉi^lm^v de telJbe aut(^. La partie proportionnelle est légîlj^ie puisque le aoleil se ipeut uniformépient, comme OQ p^t s'en assurer en comparant la déclinaison du 19 au204iceUedu^ au2i, ceUedu20au21 4celiçdu91 £Mi t2, Dt ainsi 4}e suite.

gn fsUs^ui les majores observations Tannée suivante, 110303 pouvons donc connaître la jiongueur de Tannée. EUd est de 365 jours 3 heures 48 minutes 47 secondes ou 365 jours et 2,422 dixrmiU^mes. liais les observations^ au lieu de se faire aux équinoxes, se font aux solstices ou tropiques, et Tannée vulgaire est nommée d'apjçèfB jpela ifnnî$ tropique. L'année dont les limites sont ciapri^uées aux môi]ivem.enis d^ étoiles est appelée ann^ 4idéraiê; eljie ^st fie 365 jours 6 heures 9 minutes 10 secondes, ou de 365 jours 2,^3 dix-millièmes. Ces deux longueurs ne sont pas, ainsi qu'on le voit, d'un nc»nbre exact de jours, in^alité qui a singulièi*ement compliqué le calendrier et la chronologie.

4nHé0 Mko^, cerdeê hqmres, jour solaire, jour ii-

m BOITIÈME LEÇON.

déral. — Après avoir indiqué le moyen employé pour déterminer la durée de Tannée Iropique, voyons quels sont ceux dont on fait usage pour trouver celle de Fannée sidérale.

Soit ABCD (pi. VII, (ig. 7) une section faite dans le ciel par un plan qui est le méridien, AE,ÂF, AG, AH autant de cercles auxquels les étoiles arrivent à des heures différentes, ce qui les a fait appeler cercles horaires. Prenons pour point de départ le cercle horaire qui passe par Sirius: aujourd'hui le soleil et Tétoile y passent au même moment, mais le lendemain le soleil s'étant avancé, il arrivera au cercle d'une autre étoile et y effectuera son passage en même temps que cette étoile. L'intervalle de temps entre deux passages consécutifs du soleil n'est pas le môme que l'intervalle entre deux passages d'une étoile. Ce temps est plus court. Le temps du passage du soleil au méridien retarde chaque jour sur celui des étoiles de 3' 56^' en moyenne; en retardant chaque jour d'environ 4', ce qui correspond à un arc d'environ 1 degré par jour, le soleil parcourt successivement tous les degrés d'ascension droite d'occident en orient, et rejoint, après une année révolue, les étoiles auxquelles on l'avait comparé.

Cela a amené les astronomes à imaginer deux sortes de jour; le premier qui embrasse l'intervalle de temps écoulé entre deux passages d'une étoile au méridien est appelé de Ib. jour sidéral; le second déterminé également par deux passages du soleil au méridien est le jour solaire ; ce dernier est plus long que le premier de Z' 56". Il résulte de là qu'on se sert dans les observations de deux espèces de pendules, hi pendule sidérale^ et

la pendule solaire, qui retarde chaque jour sur la première de A' enviion ; on se règle toujours sur les heures sidérales.

Tracé de VÉcliptique; sa forme. — Le soleil semble donc décrire deux mouvements particuliers, l'un qui est perpendiculaire à Féquateur, et l'autre qui lui est parallèle. Ces deux mouvements se combinent en un seul oblique aux méridiens et aux parallèles. Ces parallèles sur lesquelles le soleil doit se trouver chaque jour, sont indiquées par les déclinaisons. Si d'ailleurs, on détermine, à l'aide de la lunette méridienne, les cercles horaires qui les renferment, si en un mot on combine la déclinaison avec la hauteur méridienne, le point d'intersection du cercle horaire avec la parallèle qui lui correspond sera le lieu du soleil pour le jour de l'observation. En renouvelant ces opérations, le lendemain et les jours suivants, en les répétant pendant une année entière, et en faisant passer une courbe par tous les points ainsi déterminés, on s'assurera que le soleil décrit une courbe contenue dans un plan régulier qui passe par le centre de la sphère. Le soleil paraît se mouvoir dans un cercle, dans une courbe qui n'est pas Téquateur, qui ne coïndde pas avec lui et qui au contraire s'en écarte d'une quantité égale aux déclinaisons extrêmes, c'est-à-dire de 23® 27' On l'appelle écUptique, parce qu'il n'y a d'éclipse que quand le Soleil et la Lune se trouvent dans son plan.

' Rappelons-nous les définitions qui ont été données des grands et des petits cercles. La circonférence d'un cercle est une ligne dont tous les points sont également éloignés di m autre point appelé centre, point qui dans les

m HOlTlfcllV I.EÇON.

grands cercles est identique avec le centre de U spbj^re, circonstance qui les dislingue essentiellement des petit» cercles. Mais la courbe que nous avons obtenue au iQoyen des points de la marche du soleil, déternïi^ chaque jour, ne remplit qu*une de ces conditions; son centre est bien celui de la sphère, mais ces points sont ij;)également éloignés du centre : ce n'est dope pas U9 grand cercle, mais une courbe plate, une ellipse.

Cette marche du soleil dans le ciel, invariaûe dans sa forme, nous donne Texplication d'un phénomène qui était inexplicable pour les anciens ; ne sachant comment se rendre compte de la cause qui s'opposait aux progrès ultérieurs du soleil vers le pôle nord, ils pensaient que des vents très-violents soufflaient de ces régions reculées et suffisaient pour produire cet efiFet.

Positions différentes du SêleiL — D'après ce qui vient d'être dit, le soleil n'est donc pas toujours également éloigné de la terre. Non, et l'observation qui sert à constater ce phénomène est des plus ordinaires. C'est une des lois de la perspective que tout corps qui s'éloigne de l'œil, prend de moindres proportions. Cela va nous servir à reconnaître si le soleil change de place; car s'il s'éloigne, il diminuera de grandeur. Mais comment recopnailre que le soleil change de grandeur. C'est avec un instrument que l'on appelle micromètre^ ou mesureur de petites quantités, et que nous avons décrit page 80,

11 se compose, ainsi qu'il a été dit, de deu?: fils; un fixe et un mobile ; celui-ci est attaché à une pjaque à laquelle tient une vis foite avec la plus gran(Jo précision, de sorte qu'qn tour équiv^t à yne minute et le demi-tour à une denii-minute^ etc. Jel çst

Tappareil avec lequel nous allons chercher si le soleil s*e^ éloigné de la terre. Prenons un jour, le i«' janvier, et vi^OQS }» soleil avec la dunette à laquelle est appliqué ]# Qûeromètre. Mettons 4'abord le fil fixe en contact avec lu bof4 ^)(érieyr« )e fti mobile en conlact avec le bord supérieiM'. lMim>nB rinslruin^ni en repos jusqu'au 7 juillet; 4 cette époque les deux fils, placés tangeniiellement, n'embrassent plus le disque ; le diamèlre de celuici a fien^lement diminué. Is soleil s'^t donc éloigné d# la terre; la grandeur du disque est donc proportionnelle au c^iangementde distance; il était donc plus près ^ )ûver qu'en été, phénomène auquel on ne se serait cert^ paaattei^du. Il devrait donc échauffer la surface de la i^f^ phiSf dans le premier cas que dans le second. Nous verrons que non. Du !«' janvier au 7 juillet le diamètre diminua; du 7 juillet au i""' janvier il augmente. Au i^ janvier il est de 32^ au 7 juillet de 31 ; il n'y a donc qu'un 30* d^ différence ; c'est bien peu si on se rappelle que la dislance du soleil à la terre est à 38 millions de lieues, yinstai^t, durant lequ^ le soleil est le plus près t'ç la terre, est ce que l'on appelle le périgée^ celui du- T^nt lequel ij en est te plus éjpijfné est X apogée, (Voir pi. vn, fîg. 8.)

I^ di£Cereace dans le changement de dislancQ «st, yenons-nous de dire, d'un ^^. Cette différence sera la même en quelque lieu de la t^re qu'an l'observe, parce que la distance dont on sç déplace sur la surface du globe sera toujours beaucoup moindre qi^ la diffé* rence dans la distance des deux autres, différence qui est dçplu;3 d'un milUoode lieues, tandis que le diamètre tex^'a^tj:^ est $eutemçn|t de 9,8Qj$ M«\i4^ 4.

428 BUITIÈME LEÇON.

Précession des équinoxes.— Lo sol(*il, parlant, avonsnous dit, de réquinoxo, reviendra au môme point du ciel après une année sidérale ; mais le nouvel équinoxe de mars sera-t-il au même endroit où nous Favions trouvé l'année précédente, en un mot Téquinoxe oocupe-t-il toujours la môme place par rapport à Sirius? Eh bien , non. L'équinoxe s'avance constamment vers Torient; il se déplace et parcourt chaque année un petit arc de 50 secondes 1/10", en marchant à la rencontre de Tastre; le retour du soleil au môme équinoxe anticipe donc, chaque année, de 50" sur un retour vis-à-vis de la même étoile, et cette anticipation rend Tannée équinoxiale plus courte que Tannée sidérale de W ^' de temps; c'est le phénomène connu sous nom de précession des équinoœes.

Si la précession, le déplacement de Téquinoxe était d'une minute, ce point ferait le tour du ciel en 21,600 ans, mais il ne se déplace pas d'une minute tout à fait comme nous venons de le voir, ce qui nous donne 25,868 années; depuis Hipparque le déplacement a été d'environ un degré. Cette révolution des points équinoœiauœ constitue ce que les anciens avaient appelé la grande période.

Obliquité de Vécliptique, — La quantité dont le soleil s'éloigne de Téquateur à partir des équinoxes, est ce qu'on appelle l'oôliçutï^ de Vécliptique. Nous avons vu, en traitant des déclinaisons, que cette quantité était, à son maximum, de fS"" 27'.

En calculant les plus anciennes observations des Chinois, celles des Anciens, on trouve qu'elle n'est pas tout & fait la même aujourd'hui que jadis ; et en rapprochant

ces observations des nôtres, on trouve une différence dont la valeur est d'une 1/2 seconde. Voyons ce qui arriverait si ce mouvement se continuait, si Fobliquité diminuait encore, et que le soleil vint à se mouvoir constamment dans le plan de Téquateur. La terre serait constamment dans la position où elle se trouve à Tépoque des équinoxes ; les jours seraient, pour tout le globe, sans cesse égaux aux nuits, au lieu de présenter les différences considérables qui existent actuellement dans leur longueur, et les températures devenant constamment les mêmes, auraient aussi la môme régularité, et il n'y aurait plus pour chaque hémisphère ces alternations de chaleur et de froid qui enferment l'année dans un cercle de variations incessantes; les régions polaires, d*un étendue désormais bien réduite, ne seraient plus obligées de traverser une nuit de six mois pour arriver à un jour aussi long. Tous les phénomènes, en un mol, qui tiennent à Finclinaison de Taxe auraient cessé d'avoir lieu.

n ne faut donc pas s'étonner que l'on ait voulu chercher à savoir si cela pouvait arriver, si l'obliquité était susceptible de varier au point que le plan de Fécliptique se confondit avec celui de l'équateur. Du reste les observations ne sont pas assez anciennes pour que Ton puisse le calculer avec certitude. Mais la théorie à précédé l'expérience; elle a expliqué la cause de ces changements et elle a constaté que c'étaient de simples variations périodiques, c'est-à-dire que Tobliquité, après avoir été en diminuant jusqu'à un certain terme, irait en augmentant pendant un grand nombre de siècles, et que les limites de ces oscillations seraient au

490 HDITI^MIS LEÇON.

plus de 4 ou 5 degrés. D^ailleurs, dans cette question do la diminution de Tobliquilé, on s'est trompé lorsqu'oa 4 parlé d*un printemps perpétuel; on a fait iisage d'yne i^uvaise expression; on devait dire seulement que 1^ Silisons seraient les mènies dans tpuç les l|eu^ de ii) terre par rapport à eux-mêmes.

Vitesse relative du soleil dans son mouvement annuef. — En comparait les arcs que le soleil parcoijirt tous les jours sur sa véritable orbite, on s'est aperçu que s(^ mouvement p'e^t pas uniforme, qu*ilne parcourt pas Fécliptique avec la jnêoie vitesse^ qu'il est tantôt plus lent, tantôt plus rapide et queles plus grandes différeQces ont lieu dans deux points diAmétral^inent opposas ^ l'orbite solaire.

1^ soleil ne parcourt pas Técliptique avec la jaém vitesse. Cest ^e !•' janvier qu'il se meut Je plus yit^^ pa^ce que cet astre est le plus près de pous ; yc^ le 7 juillet il se meut au cQOtraire pli^ lentem^ei^t, p^r^ qu'il est le plus loin, de sorte qu'il y a une relation^ uoiç dépendance mutuel]^ entre le mouvement angi^kire 4u soleil dans çon orbite et la distance de cet astre S ]^ tçrre. Dans l'intervalle qui sépare les deux points I^ changement de distance est intermédiaire, et i^ distance aussi. Lo micromètre, qui, ainsi que nous l'ayons yu, mesure 1^ grandeur apparente de cet astre aux différentes époque§ où nous l'observons, nous donne aujss^ . la mesure de son éjpignenient. Car il fayt de toute nécessité supposer ou bien que cet ^stre augoîjçnte o^ diminue de yolume, ou bien qp'il s'approche ou s'é}oijgne altematiyeinent de la terre. Mm la première ttypothi^ e^t inadnii^sible. Il est donc évidept que le$ y^iaUpp^

it Éùtiit. m

dô diàmèire qu'il nous présenté h drffi'renlcs époques correspondent par une conséquence forcée aux variations de sa distance à la terre à ces mêmes époque^^ car celte loi de perspective est rigoureuse, que plus un objet s'éloigne de Tœil plus il diminue de grandeur ; et comme on 'peut à l'aide du micromètre apprécier les variations de diamètre avec la dernière exactitude, il suffira d'une simple proportion pour en conclure la différence dans l'éloignement, puisque pour un globe qui s'éloigne de nous elles sont proporlionnellcs aux angles optiques soutendus par son diamètre. Les distances du soleil à la terre étant réciproquement proportionnelles à la grandeur de ses diamètres apparents, il suit de là que la distance du soleil à la terre varie cbaque jour, et la plus grande et la plus pélile distance ont ïieu, l'une vers le 7 juillet, l'autre vers le 1** janvier. En désignant par d la plus courte distance et par tr la ptiié longue, on â: d: D : : 31' : H.t; d'où d^Zi/Zl.9 Ù, c'est-à-dire que la plus courte dislance est d'environ 4/32.5 plus petite que la plus grande.

Avec ceci nous pouvons déterminer la nature de là courbe décrite par le soleil dans son mouvement annuel.

On appelle rayons vecteurs les rayons meriés du soleil à la terre. Si, prenant pour unité de largeur le rayon vecteur qui indiquera, à Faide du calcul ci-dessus, la plus courte distance du soleï! à la terre, je le divise eh on certain nombre de parties; qu'avec ces parties Je trace de jour en jour, ou seulement de mois en mois môme, d'autres rayons vecteurs d'une longueur propor-* tlûnnelle aux variations de diamètre observées; que par ren8end)le des extrémités de tous ces rayon9 je &8se

4i4 HcrrnWÉ tiçoN.

On sart comment se mesure un angïe ou la difitance qui sépare deux objets ou detrx points quelconques; nousTavons indiqué page 4Ù. Vout rapporter cet angle Où tel antre angle que ce âoit suf lè papier, on se sert (Tun pûlit instrument appelé rapporteur, qui n'est autre cliose qu'un demi-cerCle en corne divisé et sur lequel on lit la division de iO en 10. te rapporteur tfa pas besoin ffétre dé la même êtcndtïe que Tinstrament avec lequel a été mesuré fangîe, parce que lê cercle offre cela de particulier, que les arcs sont toujours lès mêmes, bien qhé leâ diamètres soient frès-ditférenfe

Après la mesure des angles, voîcî une autre question doAl il importe souvent d'avoir la solution : étant donné un cercle, savoir quel est lé rfévelo()pemen£ de sa circohférehée. Ce f)fobîêmè a donné lieu à de noiùbreuses et longues éludes, et n'eà't pas résolu pàfcequ'il est irrésoluble. L'àsironômié éh gôuffrîra-t-elle'? Non. Lés géomètres Oui éaléulé lés vaïeurs des polygones inscrits et circonscrits* de manière â ce qu'il y eût aussi peu de distance que possible èrttré ïes deux polygones, de manière même à 6e qu'ils se confondissent et que les suites des cbiffres qui ôi^riment leur développement eussent 150 décimales SémMablcs. Èh bien , comnle il était incontestable que le cercle élait renfermé entré les deux polygones, la valeur de ceux-ci donnait celle de la circonférence. Mais de môme que le côté et la diagonale d'un carré sont incommensurables, de même il n'y a pas de rapport exact entre le diamètre

* Deux figures à nombre plus ou moins grand de côtés entre lesquelles se trouve renfermé le cercle. Le polygone placé dans rintérieurdu cerclf est di| i'nscri<| celui placé è Vwténtw, circonicn'l.

et la circonférence; on n*a qu'un rapport approcbé, mais dont rapproximalion est telle qu'elle équivaut au rapport exact ; elle est telle , en up mot , qu'en donnanl Iç rayon, on peut trouver la circonférence d'un cercle de 58 miUion^ de lieues 4 (o Ç^t fniUionième partif 4e l'épaisseur 4'un cheveu près. Maintenant qiie pous savons trouver la circonférence, déterminons la valeur de la «^cpnde. f^ous la troijive^ons en .calculant combien il y a de secpndes 4i%ns le cerple et ^ div^nt la longueur de la circonférence par ce nombre de secondes ; on trouve de cette maçi^re que ia seconde est la 206,000^ partie de U longueur du rayon; que i secondes équivalent à sg ip3,000« p^tie, 3 secondes ^ sa S^i^OOO*, que S sar condes 6 dixièmes, enfin, sopt la 24,000" partie.

Cberchops la signification de ces i^bi^es^ ç^r 0» aoni féppndç en cQp^équegçps.

4 /xuelle dist49f;^ j^ obje^ sp^tead-U un ^xe i'mm r^imte? qus^nd on ei^ est à une distance égale à 999,000 fois ses dimensions f i^p angle de 2 minutes, lorsqu'on en est à i 03^000 foi^^ etc- 4^^^^ éloignons-nous d'un njètrp jE'lai^é yerticalement et de £06,000 fiois, et il soutendra une minute. 11 en serait de même de tout autre objet. La proposition que nous formulions il y a un instant pe^t donc être regardée comme généra.

En partant de ce principe, conibien la distance d^ soleil 4 la terre ne serait-ell§ pas f^^ile à déterminei'« si les astronomes solaires, pouvaient nous envoyer la valeur de Xsjigie soutendu par i^ne longueur de iOÛO lieues ; s'ils nous faisaient savoir que 1000 lieues soutendent 2 minutes, que 2000 lieues souteodent 8 nii<* nutes. Gela n'est pas chose possible, et il faut que poi^s

sachions par conséquent nous en passer. (Test ce que nous allons faire; mais nous allons aller dans le soleil sans avoir de communication avec le soleil. H est impossible d'obtenir du reste ce que nous cherchons sans géométrie; nous allons donc être obligésd'en faire, mais nous la ferons assez simple pour qu'elle soit comprise sans peine.

Soit une ligne droite ÂBG (pi. Vn, fig.9), sur un point de laquelle nous supposerons que Ton fasse tomber autant de lignes que Ton voudra. Tous les angles que Ton pourra faire sur ce point et du même côté de la ligne vaudront 180 degrés. Si les lignes étaient prolongées de Tautre côté de ABC, les angles formés ainsi d'autre part, seraient égaux aux premiers, d'après ce théorème de géométrie que quand deux lignes se coupent, les angles opposés au sommet sont égaux. En effet AD plus DG égale 180 degrés, et AB plus EC a la même valeur. Si on retranche de part et d'autre l'un des deux angles, il en restera deux autres évidemment égaux : ainsi AG moins DG égale AG moins EG, c'est-à-dire que AD est égal à EG. Cest là une de ces propositions que les géomètres se sont efforcés de démontrer, bien que cela fût inutile, eu égard à la force de l'évidence. On tomberait dans le même enfantillage en voulant démontrer que si, faisant marcher le côté horizontal d'une fausse équerre , car les angles dont nous nous servons ne sont pas autre chose, l'autre côté marchera aussi. Avant de nous servir de^^tte vérité, établissons d'abord cette autre proposition, qu'on appelle H ffnes parallèles des lignes qui contenues dans le même plan et prolongées indéGniment ne se rencontrent pas.

D'après cela, soit ABC, A'B'C (pi. VU, flg. iO) qualre lignes parallèles et se coupant de manière à former trois angles 1, 2, 3. Je dis que ces lignes restant ce qu'elles sont, AB ne pourra s'avancer de la moindre quantité sans que A'B' s'avance d'une quantité égale, jusqu'à ce que les lignes et les angles! et2 soient confondus ; il en serait de même de la ligne A'C. Ce même raisonnement eût eu lieu sur toutes autres lignes, telles que AD, AE, A'D', A'E', etc., c'est-à-dire en termes généraux que deux angles dont les côtés sont parallèles, sont égaux. Eh bien, il ne faut pas autre chose pour arriver à la proposition d'où résulte la distance du soleil à la terre. Mais cette proposition conduit à cette autre, l'une des plus belles que la science ait trouvée, car c'est sur elle que repose toute la science des triangles, la trigonométrie, savoir : que dans tout triangle la somme de trois angles est égale à deux angles droits, ce qui est vrai de quelque manière que le triangle soit contourné, de quelque nature que soient ses angles. Démontrons-le.

Soit AB, CD (pi, VIÎ, fig. il), deux lignes parallèles coupées par une sécante E F. Par rapport à cette sécante on appelle angles alternes internes j les angles i et 4, 3 et 2; internes externes, les angles 5 et 4, 6 et 2; alternes externes, les angles 5 et 7, 6 et 8. Je dis que ces angles pris deux à deux valent deux angles droits; car s'il en était autrement, d'après ce que nous avons dit précédemment, les deux lignes AB, CD se rencontreraient d'un côté ou de l'autre et ne seraient pas parallèles. La valeur des trois angles de tout triangle résulte de cela,eten effet tout triangle tel que ABC peut rentrer dans la proposition précédente. Pour cela, au point C menons la ligne

CD parallèle à AB, et nous aurons ainsi deux parallèles coupées par une sécante BC. Au point C les angles -4, 2 et 5 forment deux angles droits ; mais de ces trois angles, Tun, Tangle 4 fait partie du triangle, et les deux autres 2 et 5 sont égaux aux deux autres angles 1 et 6 du triangle comme alternes internes, et comme internes extei^nes : donc enfin les trois angles de tout triangle sont égaux à deux droits.

C'est là tout ce dont nous avions besoin pour marcher au but que nous nous sommes proposé.

Maintenant (pi. VII, fig. 12) plaçons sur la terre deux observateurs A et B éloignés d'une distance AB égale au rayon terrestre, et, afin de simplifier les choses, supposons-les placés sous le même méridien. A un jour donné, le soleil étant dans le méridien, perpendiculaire à AB, en B, l'observateur en A mesure la hauteur de l'astre audessus de rhorizon;et sa distance aujiiôle boréal P; l'observateur en B fait la même opération; en retranchant la valeur de l'observation en A et celle de l'observation en B, on aura la valeur de Tangle ASB, sous lequel un astronome qui se transporterait au centre du soleil verrait l'intervalle qui sépare les deux observateurs. Voyons à obtenir celte valeur. Le soleil se montre pour A et B, dans deux positions différentes qui résultent de leur éloignement réciproque; l'un, suivant BO; l'autre, suivant AO, lignes qui se coupent en S, et vont former dans le ciel un angle D, résultant de la différence des deux opérations. Mais d'après ce qui a été dit, que quand deux lignes se coupent, les angles opposés au sommet sont égaux, cet angle n'est autre que l'angle ASB ; si donc nous pouvions avoir l'g^ngie D, nous au-

rions ce dernier; rien de plus simple. Prolongeons AjB, et menons une parallèle à AS au point B, nous aurons ainsi en ce point Tangle droit ABS, qui vaut 90", Tangle E égal à Tangle F comme correspondant, et qui est égal à ]a hauteur du soleil en A, enfin Tangle H égal i Tangle D coi^me^nterne externe, et égal à Fangle ASB. Cest celui que nous cherchons. Mais, avons-nous dit, les trois angles d'un triangle sont égaux à deux angles droits; nous en connaissons deux, le troisième ne sera donc autre chose que la différence de la valeur de ces denx angles à j80 degrés. Que trouve-t-pn? — 8" 6i\0. — L'intervalle AB ou Tare de méridien compris entre les deux lieux d'observation ^st d'ailleurs connu par la différence de latitude des deux observa* teurs. Cet angle 8'' 6/1 0~ une fois déterminé, riex) n'est plus facile que d'en déduire la distai^ce de la terre au soleil. Nous avons dit que l'observation se fai< sait sur une base de 1,600 lieues, c'est-à-dire que les deux observateurs étaient éloignés d'une distance égale au rayon terrestre ; nous savons de plus que lorsqu'un objet soutend un arc de 8'' 6;10, il est à une distance égale à 24,000 fois la dimension sous laquelle il était vu, mais c'est ainsi qu'est vu le rayon terrestre : multiplions donc 1,600 lieues par 24,000, et nous aurons la distance de la terre au soleil, distance qui est égale à38 millions de lieues, résultat de la multiplication effectuée. Mais en faisant cette démonstration, nous n'avons pas eu égard à la figure de la terre ; cette figure ne modifie que très-peu les résultats.

Au moyen de l'angle 8" 6;10, on peut avec la plus grande facililé trouver le rapport entre le diamètre du

440 HUITIÊIIB LEÇON«

soleil et celui de la terre. En effet, si un globe de même dimension que celui de la terre était transporté à la place qu'occupe le soleil, on verrait son diamètre sous un angle de 2 multiplié par 8" 6;10 ou de 17 secondes 2;i0. Mais Tangle sous lequel nous apperccvons le soleil est d'environ 32 minutes ou de 1,920 secondes. D'après cela nous pouvons écrire : que le rayon de la terre est au rayon du soleil comme 8 secondes 6;i0 est à 960, ou bien que le diamètre de la terre est au diamètre du soleil comme 17 secondes 2|i0 est à 1,920 secondes, c'est-à-dire que le rayon du soleil est 110 fois celui de la terre.

Les volumes de deux sphères sont entre elles comme les cubes de leurs rayons, le cube de 110 est 1,331,000: le soleil est donc, en nombre rond, 1,300,000 fois plus gros que la terre.

coHsnnmoii phtsiqub do soleil.

Des moyem employés pour étudier la constitutton physique du soleil. — Des taches. — Histoire de la déconrerte des taches et des premièrea obsenraliom auiquelles elles donnèrent lieu. — Rotation on moavament du soleil sur loi-mânie* -^ Nature des taches. — Théories Cutet k ce sujet. •— Que c'étaient des planètes. — Eiamen. -- Que c'étaient des scories flottants sur un océan de feu. — Examen et objections. — Théorie admise aujourd'hui. — Théorie de la polarisation de la lomière. — Moyen de connaître la nature de la lumière du loleiL -« Expériences. — Conclusions.

Le soleil nous apparaît sous la forme d*un disque plat» tellement brillant que les anciens ne purent jamais se faire une idée précise de sa nature ; car les moyens de Tobserver sans être aveuglé n'ont été'décou verts qu'à une époque peu éloignée de nous. Lorsqu'ils l'examinèrent, ce futd'une manière très-imparfaite, avec des corps noirs» tels que la poix fondue, comme le dit Pline ;'mais comme cette substance réfléchissait beaucoup de lumière, l'exa* men était difficile, incommode, et ils le renouvelèrent bien peu. Harriot, d'après ce que le docteur Robertson a rapporté de ses manuscrits, ne connaissait aucune méthode propre à affaiblir artificiellement Fimage télesco-

442 MEDVIÈME LEÇON.

pique du soleil. Fabricius n'avait d'abord trouvé qu'un seul moyen de l'observer avec une lunette : c'était d'attendre qu'il fût très-près de l'horizon. Plus tard, lui et son père imaginèrent de recevoir les rayons du soleil par un petit trou, dans une chambre obscure, sur un papier blanc, et ils y virent Irèa-hieauoecertaioe tacheen forme de nuage allongé. Galilée aussi n'observait directement les taches que près àp l'I^ri^on, omis ce mpyen n'était pas sans inconvénients, car en regardant le soleil, môme dans cette position, un quart d'heure, on serait menacé d'gn aye^giemeI4. Divers i^yens avaient été imagi^s pouf échapper à ce terrible accident. Les uns visaient à l'image de Tastre renvoyée par l'eau ou par tout autre miroir peu réfléchissant; leg autres regardaîeol à tr^ vers un trou d'épingle, percé dans une carte. On ignore quels sont les premiers qui se so||^^ servis (le Y^rre d'une autre nature que les verres blancs, mais le moyen est cité pour la première fois d^ï^VÀstronomicumCœsa' reum, d'Appien, imprimé en 1540; il nous apprend que de son temps quelques personne faisaient usage de diverses combinaisons de verres colorés coUiês ensemble par les bords. Il est vraiment extraordinaire qu'une méthode si simple ait tant lardé à devenir générale, et particulièrement qu'après l'invention des lunettes un astronome tel que Galilée n'y ait pas eu recours. Les verres colorés auraient probablement préservé cet homme illustre des maux d'yeux dont il souffrait si souvent, et de la cécité complète qui affligea ses dernières années. La première application des verres colorés aux iunettes est due, je crois, à Scheiner. Dans sa lettre à Velser, du 1? novembre 1611, nous lisons qu'aux époque^

de Ja jouint'e où le soleiî, h cause de sa grande hauteur, nô pouvait [jas être regardé impunément, il couvrait ro6jectif avec un verre vert plan. Dans un ouvrage de i6iè, be fnacuîis in Sole (Des taches sur le Soleil), Scheiner recommandait des verres couleur d'azur, et disait que tés marins bataves quand ils prenaient hauteur ^ à Toeil nu, sans lunèCtes, se servaient de verres coiofés pour affaiblir le soleil.

Le veh-e coToré de Sclieinefse plaçait devant robjectîf. ÎI devait donc ôtrè assez grand ; il fallait de plus quU fût (ftine matière très-pure, bien potietà faces parallèles ; saris ces conditions la régularité des images lélescopiques aurait été fortement altérée. Serait-ce là ce qui emipècha Galilée d'adopter la méthode? Mais alors pourquoi ne plaça-t-il, comme on le fait aujourd'hui, le verre coloré en dehors de la lunette, entre l'œil et Toculaire. Dans cette position, le verre obscurcissant peut n'avoir que quelques millimètres de diamètre. Il n'est nullement nécessaire qu'il soit très-pur, à faces exactenient parallèles et d'un poli en quelque sorte mathéma* tique. Le plus ancien ouvrage, à ma connaissance, où il soit fait mention d'un verre coloré interposé entre rœil êl l'oculaire de la lunette, est de 1620', et întîtufé Èorbània sidéra^ etc., par Jean Tarde, chanoine de la cathédrale éSarlat.

Ifès taches, — Histoire de ta découverte et des pré^ fnières observations des taches, — Les taches ont été observées pour la première fois en 1611 ; on attribue cette

I Pour avoir la latitude du navire, c*eet-à-dire une des donnëet servant h dëtennioer la position sur mer, on prend l'élévation du soleil auH 49 rborisoni de U Texpression prfndrt hatU^r,

144 NEOYlklIB LEÇON.

observation à Galilée, mais cela est faux et Thonnear doit en revenir à Fabrîcius, si Ton s'en tient aux témoignages écrils, et non aux témoignages des amis : Tamitié manque souvent de lumières et se laisse fasciner.

Le premier ouvrage ou mémoire imprimé que Ton connaisse sur les taches du soleil, est intitulé: Joh. Fahricii Phrysii^ de mactUis in Sole observatis et apparente ^arum cum Sole conversione narratione^ et Dubitatio de modo eductionis spederum visibilium, Wittebergœ^ i61i , in-4". L'épltre dédicatoire porte la date du 13 juin 1611 . La première publication de Galilée sur les taches solaires, Epistola ad Velserumde mactdie solaribus^ est de 1612; Touvrage intitulé : Storia e dimostrazioni intorno aile macchie solari e hro accidenti, Roma^ est du 13 janvier

Les dates sont positives.

Kepler donnait aux premières observations des taches une date fort ancienne, en se fondant sur deux vers de Virgile.

Dans les Annales de la Chine ^ du père de Mailla, on lit qu'en Tan 321 de noire ère, il y avait sur le soleil des taches qui s'apercevaient à la simple vue. En arrivant au Pérou, lesEspagnolsreconnurent,suivant Joseph Acosta, que les naturels avaient remarqué les taches solaires, avant que leur existence eût été constatée en Europe. Les contemporains de Gharlemagne, Averrhoès, Scali* ger, Kepler, virent des taches solaires sans s'en douter. Ils n'eurent donc aucun droit à la découverte de ce phénomène. En prenant à la lettre les assertions du père de Mailla et de Joseph Acosta, les titres des Chinois et des Péruviens seraient de meilleur aloi. Au surpins, s'il e$t

LE SOLEIL. 44i(

vrai que, parmi ces peuples, quelques individus doués d'une vue privilégiée, ou mettant à profit des circons(an«ces atmosphériques assez rares, vinrent à bout de regarder le soleil sans être éblouis et d'y apercevoir les tache?, on peut affirmer qu'ils n'en tirèrent aucune conséquence utile. Et cette conséquence nous l'avons indiquée en débutant, c'est la connaissana* du mouvement de rotation du soleil.

À^^ot sous lequel se présenta la première tache. «idée que Von s'en fit. — Nature des taches. — Rotation du Soleil. — La première tache observée par Fabricius se trouvait près du bord orieiMal du soleil. A mesure qu'elle avançait vers le centre du disque, elle changeait insensiblement d'aspect, pour reprendre ensuite peu à peu ses formes premièros. La dimension en hauteij^ne changeait pas, mais la largeur se modifiait.

Mais voyons quel e^t l'aspect ordinaire des taches. Il y . a des taches noires qui naissent au centre même du dis^ que, ce qui .montre qu'elles sont nées de la matière même du soleil; ce sont les taches proprement dites. Leur région centrale ou la plus noire est ce qu'on a appelé le noyau. Tout autour du noyau, quand il a de grandes dimensions, existe presque toujours une zone étendue d'une teinte moins sombre; elle poite aujourd'hui le nom de pénombre. La pénombre est une découverte de Scheiner. Quelquefois aussi on voit à la surface du soleil diverses petites places plus lumineuses que le reste. Ces taches ont été appelées des facules. Les innombra* blés rides lumineuses dont la surface du soleil est en outre sans cesse sillonnée, de l'orient à l'occident et d'un pôle de rotation à l'autre, prennent le nom de luaUes.

446 ^ NE0V1ÈM1S LEÇON.

Les taches dont parle Fabricius sont les taches noires ; on les voit souvent nallre au centre môme du disque, ce qui montre qu*elles sont nées de la matière même du soleil. Quant aux facules, elles se présentent sous le même aspect. On les voit s'avancer du bord oriental vers le bord occidental, avec lequel elles disparaissent. Ce sont donc aussi des ciblions de la matière du soleil.

Examinons une tache; cherchons si elle peutsefvir^ à déterminer le mouvement de rotation et la figure du soleil.

Les taches se meuvent d'orient en occident sur le disque solaire; elles apparaissent comme des fibres déliées sur le bord oriental du disque, s'avancent graduellement vers le centre en augmentant dé largeur, puis elles vont en se rétrécissant jusqu'à ce qu'elles aient atteint le bord opposé. Arrivées au bord occidental elles disparaissent, et se montrent plus tard de nouveau au bord oriental. Suivons-en une dans la route qu'elle parcourt. Près du bord oriental elle se meut lrê&lentement; elle augmente ensuite de vitesse à mesure qu'elle approche du centre; par le centre, le déplacement en vingt-quatre heures se fait avec le maximum de vitesse. Cette vitesse va en diminuant à mesure que la tache avance vers le bord occidental; ici le mouvement est enfin à* peine sensible. Ildoit en être ainsi, car au centre, les taches se présentent perpendiculairement à rœil de l'observateur, tandis que près des bords elles se présentent sous une direction oblique, ce qui ne permet pas d'en suivre l'uniformité de mouvement.

Combien la tache mettra-t-elle à revenir du bord occidental au bord oriental? 27 Jours et demi. Mais il vaut

mieux ob$arver la tache lorsqu'elle est au ceaire du di&* que, parce que ce centre nous donne le moyen de îaït^ des observations plus exactes. En observant Tinstant du passage de la tache par le centre même du soleil, et notant rintervalle de temps qui s'est écoulé entre la première ob* servation et la deuxième , la deuxième et la troisièmOi la troisième et la quatrième , vous trouverez qu'entre deux apparitions successives de la tache au centre, il s'est écoulé 27 jours et demi. Ce chiffre est-il exact ? Non ; il faut lui faire subir une réduction; le contre du disque apparent ne correspondant plus lors de la ser conde observation au centre physique, ainsi que cela était à la première. Ils ne correspondent plus, parce que durant le temps qui s'est écoulé entre les deux obs9rva*> tions , le soleil s'est avancé de^5 en 5 minutes dans son orbite, ce qui obligera la tache à parcourir un petit arc pour que les deux centres correspondent de nouveau. La durée de parcours de ce petit arc est de deux jours ; Où sont ces deux jours que le mouvement apparent avait jQOutés au mouvement réel, et qu'il faut soustraire de la durée du premier pour avoir exactement celle du second ; cela nous donnera, pour la durée de la rotation totale du soleil, 25 jours {jûO, ou 25 jours et demi.

Cette rotation se fait, comme celle des planètes, sur un axe dont les pôles sont à V 20' des pôles de l'écUptique. ,

Ainçi les ta^s nous permettent do constater que le aoleilse meut sur lui-même; elles nous ont donc rendu UD grand s^vice, car, si elles n'existaient pas, que la couleur du disque fût toujours la même , il n'y aurait pas moyen d'arriver à la connaissance de ce fait impor-

148 MEDVIËME LEÇON.

tant. Mais que sont ces taches ? Bien des hypothèses ont été mises en avant pour en expliquer la nature.

A l'époque de Fabricius on avait adopté Fidéc d*Aristote que les cieux étaient incorruptibles; et alors on imagina que c'étaient des planètes qui reçurent les noms d'astre Bourbon^ d'astre cT Autriche^ etc. Mais si c'étaient des planètes , on les apercevrait nécessairement à certains moments en dehors du soleil, ce qui n'a jamais lieu. On a dit que c'étaient des scories flottant sur un océan de feu. Si on ne savait que cela on pourrait s'en contenter: mais cela ne répond pas à tous les faits de détail que fournissent les observations des taches, et la possibilité de satisfaire aux détails est la pierre de touche des théories.

Et d'abord les taches observées à la surface du soleil sont-elles réellement noires? Herscheli avait admis qu'elles étaient lumineuses, et il disait que si l'on repré* sentait la lumière du soleil par 1000, celle de la pénombre serait ^9 et celle du noyau serait 7; mais Texpérience qui loi fournit cette conclusion n'a pas été vérifiée. On peut cependant se faire une idée assez nette de l'intensité lumineuse des taches. Dans les expériences sur les phares où l'on a produit des feux d*une intensité considérable, on a remarqué qu'un mélange d'oxygène et d'hydrogène projeté sur une boule de chaux, donnait lieu à un dégagement d'une lumière singulièrement vive ; si cette lu« mière est plus vive que celle du soleil, elle produira une facule; si elle est aussi vive, on ne l'apercevra point; si elle est moins éclatante, elle paraîtra noire. On a interposé cette boule de chaux entre l'œil et le disque. Eh bien! malgré son grand éclat elle paraissait entièrement

noire. Il est donc probable qae les taches sont au moins aussi lumineuses que la boule de chaux ^ Les taches ne peuvent donc pas être des scories, car alors elles ne sauraient être lumineuses.

Continuons Tanalyse de cette théorie. Voici une tache de scories sur le soleil, avec une pénombre plus lumineuse que la tache, et moins que le reste du soleil. On entend par pénombre, en physique, cette portion de lumière graduellement décroissante qui s'étend entre la himièrc pure et Tombre totale*. Cette définition est impropre, mais cela ne fait rien dans le cas que nous examinons. Or, il devrait arriver par Teffet du refroidissement partiel de la nappe en contact avec la scorie, que la pénombre devrait différer de moins en moins du corps noir. Cela n*a pas lieu. La lumière de la pénombre est complètement tranchée, distincte du noyau central, et son contour assez semblable à celui du noyau lui-même. Suivons maintenant une tache qui se meut de Forient à Foccident, et vous verrez que, quand une tache et sa pénombre vont disparaître au bord ouest du disque solaire, le bord est deFombre diminue d^abord, le noyau décroît ensuite et s'évanouit, et le bord ouest de Fombre reste visible tout entier, jusqu'à ce qu'enfin il disparaisse à son tour entratné par le mouvement de rotation. La portion de

• Dans ï'Jnnmaire poar 1S49, p. 486, M. Ango a démontré d'une mani^ évidente, «ans expériences» sans obsenrations, que tous les noyaux àm taches, quelque noirs qu'ils paraissent sur le soleil, éblouirAent, par leur trâs-vive liuniére, ceuK qui les verraient séparément.

• Dans ce même travail, 4>. 480, M. Arago a défini la pénombre des taches solaires : une zone étendue d'une teinte moins sombre qui enve* loppe le noyau quand il a de grandes dimensions.

IfiO NEUViiMS IJÏ{ON.

la pénombre voisine du centre s'éteint, disparaît plus tôt que la portion tournée du côté opposé. Admettons que la pénombre enveloppe une scorie, qu'elle soit une portion même de la surface du soleil ; la partie la plus voisine du bord se présentant plus obliquement aux regards de l'observateur, devra paraître, pour cette rai- ^o, plus étroite que la portion tournée du côté du centre. C'est précisément le contraire qui a lieu.

L'idée des scories est la première qui se soit présentée tlans l'explication que l'on a voulu donner des taches. On a supposé ensuite que le soldl avait des montagnes, que ces montagoesétaient couvertes par un océan de £bu et que le niveau de cet océan s'abaissant de temps à autre, le sommet des montagnes se montrait alors au-dessus de sa surface. C'est là l'opinion de Fontanelle que Lalande aadoptéeen la modifiant légèrement. -

Mais il y a un moyen de prouver que les taches ne sont pas des protubérances. Galilée est le premier qui l'ait signalé. On voit en effet quelquefois deux taches tfès-voisines, séparées par un espace lumineux trèsétroit. Lorsque les taches arriveront au bord du disque. Je petit espace lumineux devra disparaître, si l'une des taches est en saillie sur l'autre. Eh bien, l'espace lumineux ne disparait jamais. On voit donc que cette théorie n'est pas' plus complète que celle des scories.

Voici au sujet des taches l'opinion généralement admise aujourd'hui par les astronomes.

Le Soleil se compose de troi.s corps bien distincts :

Un noyau opaque aitièrement <^8cur, qui constitue le corps même de l'astre ;

Une atmosphère nuageuse très-deose;

Sofin une atmospbère lumineuse qui est celle doot uous recevons la lumière el la chaleur >.

Supposons d'après cela (pi. VII, lig. 13) qu'il se fasse une ouverture dans Fatmosphère nuageuse, elle se formera également dans l'atmosphère lumineuse, et le disque présentera alors des taches d'intensités différentes. Que verrons-nous en menant des rayons dans la direction de ces taches. Nous vezrons d'abord une zone moins lumineuseque Je disque, plus sombre, la pénombre, et enfin à travers ces deux ouvertures, si elles se correspondent, le corps obscur même du soleil.

Supposons qu'il se fasse dans l'atmosphère lumineuse une éclaircie qui n'ait pas lieu dans l'atmosphère nuageuse, et on ne verra qu'une pénoml»re, une tache pâle.

Supposons enfin (pi. YII, tig. 14) que ïéclaircie de l'atmosphère lumineuse soit moins large que i'éclaircie de l'atmosphère nuageuse, alors on ne verra plus une partie de ce dernier et nous aurons: 1® une tache noire ; 2^ le reste du disque du soleil.

Geite théorie résulte d- une observation de l'astronome anglais Alexandre Wilson, faite en novembre 1769 »i qui par elle-même constitue une belle, une remarquable découverte. Pour s'en rendre un compte exact , il supposa que les taches solaires sont de grandes excavations dans la matière lumineuse du soleil; les noyaux deviennent les fonds des cavités ; \gs talus forment les pénombres; les portions de pénombre voisines du centre doiv^t alors nécessairement se rétrécir et disparaîtra) les

1 Les ascroDomes allemandt foBt nommée phôtQspkittt sphèra d|^ lumière, «pUère lumineuse.

459 NBUTlftMB LlfOM.

premières par un effet de perspective, comme chacun s^en assurera en traçant la figure convenable. C*estce que nous avons observé, il y a un instant, au sujet de la théorie des scories.

Examinons si tout cela répond aux choses observées sur le soleil.

Nous avons vu de quelle manière les taches se présentent ordinairement; c*est notre premier cas. Quelquefois il y a de larges pénombres sans noyau central; notre seconde hypothèse indique pourquoi. Enfin notre troisième supposition explique comment les taches peuvent exister sans pénombre. Dans de rares occasions, quand la tache s'approche du bord, la pénombre semble également large des deux côtés opposés du noyau ; une certaine! disposition des talus peut rendre compte de ce fait.

Quand le noyau d'une tache disparait, c'est par Tempiétement inégal de la pénombre, qui subsiste toujours après le noyau. Un noyau qui se rétrécit et va disparaître se divise souvent en plusieurs noyaux distincts. La supposition faite par Wilson explique ces diverses apparences.

La théorie rend compte en un mot de tous les cas du phénomène; elle est possible, mais est-elle fondée? On y suppose deux atmosphères gazeuses; qui le prouve? y a-t-il une preuve physique que le contour extérieur du soleil n'est ni solide ni liquide ?

Cest ce que nous allons tâcher de démontrer, en donnant à la lumière solaire des propriétés différentes de celles qu'elle possède nattirellemenf.

Nous avons vu qu'un rayon de lumière qui tombe

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perpendiculairement sur une surface X verre ou d^eau ne se déviera pas de sa route.

Mais si on le lait tomber perpendiculairement sur du spath, il se partage en deux, Fun continue sa route en ligne droite, Tautre se dévie. Quelle différence y avait-il orginairement entre ces deux rayons? Aucune. Nous appellerons rayon ordinaire celui qui n'est pas dévié de la perpendiculaire, et rayon extraordinaire celui qui en est dévié et qui éprouve une réfraction très-sensible.

Dans quelle direction le rayon extraordinaire s'en ira-t-il? Dans celle d'un certain angle propre au cristal.

On appelle section principale dans le cristal le plan mené par Taxe perpendiculairement à une face quelcon-quedu cristal et qui contient le rayon principal et le rayon extraordinaire; ce plan est très-important à considérer, car c'est lui qui détermine dans quel sens le rayon extraordinaire se dirigera.

Eh bien, supposons que le premier cristal ait sa section principale dirigée du nord au midi , et mettonsen un second au-dessous, à quelque distance que ce soit, mais placé de telle manière que la section principale du premier cristal soit parallèle à la section principale du deuxième. En pénétrant dans le second cristal les deux rayons vont-ils se bifurquer de nouveau? Non. Dans le second cristal le rayon ordinaire conlinue la réfraction ordinaire. Le rayon extraordinaire se comportera de la même manière, c'estrà-dire qu'il suivra la réfraction extraordinaire. La lumière est donc composée de deux sortes de molécules, jouissant de propriétés différentes; les imes qui obéissent aux lois de la n'^fraction ordinaire, les autres qui subissent la

4|ff NEUVljSMB LKÇON.

réfraction extr^rdinaire. Voyons si cela est constant, si rien ne peut le modifier. Faisons tourner par exemple le cristal de manière à ce que la face parallèle du deuxième plan soit perpendiculaire à la face d'entrée du premier, c'est-à-dire qu'au lieu d'être nord et sud elle soit est et ouest. Eh bien, le rayon qui était ordinaire dans le cristal supérieur devient extraordinaire dans l'autre, et réciproquement. Il n'est donc pas vrai de dire qu'il y ait dans la lumière deux espèces de molécules, ainsi que nous l'avancions à l'instant. En coupant un rayon en avant et en arrière, du nord au sud, vous n'obtenez pas le même effet qu'en le coupant de droite à gauche ou de l'est à l'ouest.

Il faut donc que dans chacun de ces rayons les côtés nord et sud n'aient pas les mêmes propriétés que les côtés est et ouest. De plus, les côtés nord-svd du rayon ordinaire doivent avoir précisément les propriétés des côtés est-ouest du rayon extraordinaire, en sorte que si ce dernier rayon faisait un quart de tonr sur lui-même il serait impossible de le distinguer de l'autre. L'image ordinaire est donnée par le rayon coupé dans un plan vertical, de haut en bas; l'image extraordinaire est donnée par le rayon coupé transversalement de droite à gauche. Tout n'est donc pas symétrique dans la lumière, puisque le haut et le bas n'ont pas la même propriété que la droite et la gauche. Faites un trou d'aiguille à travers un cristal, et vous verrez un horizon immense sans que les rayons innombrables partis de tous les points se choquent, et cependant il y en a des milliards. Herscbell fixa un jour son télescope sur un objet terrestre, et U fit tomber Timage focale sur une lentilla

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énorme; aucun des rayons ainsi déviés ne se troubla.

Eh bien, ces rayons si multiples, si déliés, nous sommes parvenus, en leur faisant traverser un cristal, à leur reconnaître des côtés doués des propriétés les plus dissemblables.

Les physiciens appellent pôles, dans un aimant, certains points de son contour doués de propriétés particulières qu'on ne rencontre pas du tout dans les autres points, ou qui du moifts s'y manifestent plus faiblement. La similitude de ces points avec les côtés doués aussi de propriétés particulières que nous venons de reconnaître aux rayons ordinaires et extraordinaires, provenant du dédoublement qu'éprouve la lumière dans le cristal d'Islande, leur a fait donner le nom de rayons polarisés, par opposition avec les rayons naturels, où tous les points du contour semblent pareils. La lumière sepo^ larise lorsque ses parties acquièrent les propriétés qui distinguent les rayons polarisés.

Cette propriété de la lumière fut signalée pour la première fois par Érasme Bartholin, et la véritable loi en fut découverte parBuyghens. On se persuade généralement que lorsque un homme de génie a passé sur un phénomène, il n'y a plus rien à faire ; mais c'est une erreur. Le tait qu'avait signalé le physicien hollandais est devenu depuis quelques années tout un monde.

L'Académie des Sciences avait attiré l'attention des sa* vants sur cette question, en demandant que l'on déterminât la valeur de la déviation des rayons.

Parmi les personnes qui s'occupèrent de la solution du problème, était M. Malus, officier du génie. Il demeurait rue d'Enfer. Un jour il fit passer à travers un crls^

466 TIEUTlàMB LEÇON.

tal des rayons \enus des fenêtres du palais du Lnxem* bourg, et il observa que ces rayons ne donnaient toujours pas de double image. Il trouva qu*en regardant perpen» diculairement, il y en avait toujours une, mais que parvenu à 35 degrés il ne s'en formait plus, puis, qu'elle revenait. La lumièrechange donc de nature quand elle se réfléchit suivant certaines conditions. C'est là une expression bien hardie; mais je vais la justifier.

Si je regarde sous un angle de 35**, je n'obtiens qu'une image; si je regarde sous un angle de ZSf" 25^, j'en obtiens au contraire deux. Mais tout à l'heure, en coupant le rayon d'avant en arrière, ou du nord au sud, je n'observais pas le même effet qu'en le coupant de droite à gauche, ou de l'est à l'ouest.

Évidemment, le rayon direct et le rayon indirect n'ont pas les mêmes propriétés que le haut et le bas, qui n'ont pas non plus les mêmes propriétés que la droite et la gauche.

Eh bien, il faut le répéter, c'est là une des plus grandes découvertes des temps modernes.

Poursuivons avec cette nouvelle donnée si importante nos recherches sur la nature de la lumière solaire.

Servons-nous, à cet effet, d'un instrument dont on fait souvent usage en astronomie. C'est tout simplement une lunette, dans l'intérieur de laquelle on place un prisme de cristal déroche, le spath d'Islande étant difficile à obtenir pur, et ne déviant pas les rayons convenablement. La lunette a reçu de là le nom de lunette prismatique.

Supposons que l'on y fasse tomber un faisceau lumi- . neux qui, réfléchi suivant l'axe du tube, fasse un angle

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de 35<» 25' avec la surface réfléchissante ; alors en regardant avec le prisme, on aperçoit, en général, deux images du faisceau lumineux ; mais en faisant décrire au prisme une circonférence entière, on reconnaîtra que rimage est simple pour quatre positions du prisme, c'est-à-dire toutes les fois que la section principale est parallèle au plan de réflexion, ou bien qu'elle lui est perpendiculaire; dans toutes les autres positions il donne deux images plus ou moins intenses.'

Dans la lumière réfléchie Timage de droite est la plus forte ; dans la lumière transmise, c'est le contraire.

(Test là un caractère capital, parce qu'il nous servira à reconnaître si le soleil est un gax on non.

Je viens de démontrer que la lumière n'est pas symé* trique, que toutes les parties du rayon ont des propriéités difiérentes. Poursuivons cet examen.

Supposons qu'un rayon tombe sur un miroir, sous • un angle de 55 degrés. Qu'arrivera-t-il si c'est un rayon naturel ? 11 sera réfléchi sous un angle égal à l'angle d'in* cideQce ; et s'il est reçu sur un second miroir, il s'éteint et ne donne pas d'image, si le plan d'incidence sur la deuxième glace est perpendiculaire au plan d'incidence sur la première. Dans toute autre position, l'image réfléchie prend un éclat plus ou moins vif, qui s'affaiblit graduellement à mesure qu'on approche de celle dont nous venons de parler.

Mais qu'arrive-t-il pour un rayon polarisé? Il se réfléchit de nouveau à sa face inférieure et à sa facesupérieure, mais il ne se réfléchit pas par les côtés latéraux.

Cette propriété est vraiment très-extraordinaire; elle nous conduit de noy veau à reconnaître que le rayon a

des pMes, des côtés dont lesl propriétés sont différentes*

Ce n'est pas tout.

Prenons une plaque de cristal de roche de cinq millimètres d'épaisseur, à faces parallèles, le corps le plus diaphaae du monde; plaçons-le de manière à ce qu'il reçoive les rayons du soleil.

Eh bien, ce corps diHoque un rayon polarisé. En efflet, soumettons ce rayon au miroir, en le faisant passer à travers la plaque de cristal.

Le mircHr tourne, nous avons de la lumière rouge,

— «• — — — . de la lumière verte,

— — - — — de la lumière jaune, A mesure que le miroir tourne, la lumière change

donc. Ici, ce ne sont pas seulement quatre pôles qu'il faut admetre dans le rayon, comme tout à l'heure, mais des milliers, qui ont chacun un caractère spécial. Quand ' il a passé à travers la plaque de cristal, le rayon acquiert donc des côtés quel'ôn peut appeler c^s rouges, jaunes, verts, etc.

Ceci reconnu, que verra-t-on avec la lunette qui donne deux images du soleilt On verra un soleil rouge et un soleil vert, un soleil jaune et un soleil violet, etc. Le soleil rouge est à droite et le soleil Vertâ gauche; ainsi des autres. Ce ne sont pas là de simples tons, mais des couleurs très- vives, ce qui ri'arrive pas avec le prisme, dont les couleurs sont toujours ternes.

îl est donc toujours possihle, d'après ce que nous Ve- Dtms d'exposer, de savoir si un rayon est réfléchi ou transmis.

Sh bien, avec cela je puis savoir facilement si la lu-

lotôre solaire est étyiise par une atmosphère liquide oi| solide.

En effet, je prend un boulet incandescent, puis une sappe de fonte de fer, et je soumets la lumière qui s'en échappe 4 Fappareil i. Comment apparaissent les deux isiages vues sous un angle très-^igu? J'aperçois deux lunules colorées. Vue piur transmission, Timage dedroite paraîtra rouge, Timage de gaucbe verte, et vice versd, si cette lumière est vue par réflexion. C'est donc de 1^ lumière réfractée que me donqe la Ibnte de fer. Que je vienne à soumettre au même examen du verre fondu^ j'obtiendrai le même résultat, de la lumière réfractée; du platine chauffé au rouge blanc, encore de la lumière réfractée.

Cela fait, je prend nne grande nappe de gaz à éclairage; je soumets sa lumière à Tinstrument, elle me donne des Images sans couleurs.

Cette lumière est donc de la lumière naturelle, du même genre que celle qui nous éclaire.

Voilà donc un instrument qui peut servir à reconnaître la nature de la lumière. Suis-je le mettre de m'en servir pour étudier celle que nous envoie le soleil?

Oui, certainement oui.

Je Texamine avec l'appareil de polarisation. Je le regarde au centre, perpendiculairement, point d'image colorée ;

Je le regarde un peu plus loin, pas d'image ;

Enfm sur le bord, pas d'image.

Les corps solides m'ont donné des couleurs quand je

» C'«t un appareil trfo-iogéoieuS; UpoUris^ope, iûyaité p«r M. kn%o,

160 N£UV1È1I£ LBCON.

les regardais perpendiculairement, le soleil ne me donne rien de semblable : le soleil n*est donc pas un corps solide.

Les corps gazeux, au contraire, ne m'ont jamais donné dlmages, sous quelque angle que je les aie regardés.

Le soleil ne m'en donne pas non plus. Donc le soleil est un corps de la nature du gaz.

Le soleil a-t-il une atmosphère ordinaire, analogue & la nôtre? Non.

Si je regarde le soleil par réflexion, j'obtiens deux soleils, un rouge, un vert; si je fais empiéter les deux segments l'un sur l'autre, le segment commun a sera blanc.

Le soleil est^il aussi lumineux au bord qu'au centre? On a cru que non *. Mais l'instrument nous dit positivement que oui.

Les deux images que fait voir la lunette prismatique ont leurs couleurs complémentaires bien distinctes l'une de l'autre, dans certaines positions de la lame de cristal; mais dans d'autres elles empiètent l'une sur l'autre et le segment commun fait du blanc. Le segment ne devra pas être blanc dans toute son étendue, si les bords de

* C'éuic Topinion de Bougucr.

Tune des lunules et le centre de l'autre ne sont pas t'^galemenl colorés. Car pour que deux couleurs fassent de la lumière blanche, il ne suffit pas qu'elles soient couiplémenlaires l'une de l'autre. Or, si cela n'est pas, et que par exemple je représente par iOO le nombre des rayons rouges au centre et par 50 le nombre des rayons rouges au bord, que je fasse la môme chose pour l'image verte, qu'arivera-t-il? Je vais placer l'image de manière à obtenir sur un point la concentration des i50 rayons. Or, si on rajoute 400 rayons rouges à 50 rayons verts, on aura du blanc rougi. Ensuite, par un mélange semblable, mais en changeant les proportions, c'est-à-dire en ajoutant iOO rayons verts à 50 rayons rouges, on obtiendra du blanc verdi.

Pour nous résumer, nous avons successivement trouvé que l'astre se composait :

i® d'un noyau solide,

f!" d'une atmosphère nuageuse irèsnlense.

3* d'une atmosphère lumineuse, ou, comme disent les Allemands d'une phôtosph^e.

Nous avons reconnu de plus, enfin, (jucla lumière qui émane du soleil n'est pas de la lumière réfractée, mais de la lumière émise, et que celte lumière émise est IM'oielée non par un corps solide, non par un corps liquide, mais par un corps gazeux.

Cette belle série d'expériences qui amène à connaître d^une manière si simple la nature de la lumière du soleil, qui conduit à un résultat si important, est un des nombreux titres de M. Ârago à la reconnaissance du monde savant*

CONSTITUTION PHYSIQUE DU SOLEIL (Suite). LES SAISONS ET LES JOURS.

Suite de la constitution physique du Soleil. -^ Facules, lucules et «tries. ,— > Dimensions des taches. — Influence des taches sur les températures terrettres. — Du phénomène des jours et des saisons.

Facules. — Supposons une surface soUde portée à une température incandescente très-violenle, et qui soit vue par une ouverture faite dans un écran. Le corps sera d^abord placé obliquement, puis ramené successivement à la perpendiculaire ; on en voit dès lors une portion de plus en plus grande, et il semble, d'après cela, que Tintensité des rayons envoyés à Tœil doit augmenter; mais non. Au contraire même, et cela, parce que la quantité de rayons envoyés est de plus en plus fiaiblet selon que le corps est de plus en plus obtique. Ua corps liquide placé dans les mômes conditi(M)s présentera les mêmesi phénomènes. Passons à une flamme, et supposons que la lumière qui s'en échappe traverse une fente trèsfine ; les phénomènes seront dififérents de ceux que nous venons de constater, puisque la flamme jouit de la propriété d*envoyer la même quantité de lumière^queUsqqd