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soil fia position, ^ussi, était^-ce une préteotion absurde de la part de quelques marcdiands, de demander que les flammes de gaz destinées i éclairer leurs devantures fussent plaeées obliquement.

Lorsqu'on examine une flamme à travers une fente, le changement d'intensité ne devient trè^senslble que lorsque les inclinaisons sont très-fortes.

Eh bien, les taches que Ton appelle faciès présentent les mêmes phénomènes que la flamme; on a donc eu nôson de dire que ce sont des enfoncements dans la siffface du soleil, vus sous des ineUaaisons très-fortes. Mais si cela est exact, la lumière devra en être très-e^sible sur les bords, et c'est justement ce que démontrent les exp^iences. On a donc là une nouvdle preuve que Ml photosphère solaire est un corps gaseux. Il y a du reste une autre considération qui le prouve, c'est que les t9ches sont très«changeantes de place. On ne peut donc arriver à déterminer le mouvement du soleil qu'au moyen d'iAservations très-nombreuses, et qui ne fournissent un chiffire exact que par une moyame.

C'est ce qui arriverait à un observateur, qui, placé dans la lune, voudrait déterminer le mouvement de la terre. Lorsqu'il fait beaucoup de vent, cela serait d^^ cile; mais la multiplicité des observations donnerait en moyenne un chiffre exact.

Outre les grandes taches, il y en a de petites non moins lumineuses, véritables rides dont l'astre est par*semé dans toute l'étendue de sa surface, et que Ton nomme, ainsi que nous l'avons vu, lueulâ$. Elles dott*» nent au soleil Taspect d'un nuage pommelé, et faisaient dire à BerscheU, en 17d5 : « Le soleil me semble krxè*

164 DlXliDiB LEfOU.

gulier comme la peau d'une orange. » Elles semblent se renouveler incessamment, car si Ton examine pendant quelque temps la surface du soleil, Taspect qu'elle offrira maintenant ne sera pas celui qu'elle présentera une minute, une seconde après, parce que les stries sont extrêmement changeantes.

On trouve souvent, dans les ouvrages d'astronomie, la mention de taches solaires très-grandes.

Le diamètre de la terre soutend, vu du centre du soleil, un arc de 17'' ff. Pour déterminer la grandeur des taches, il s'agira donc de connaître le rapport qui existe entre la grandeur de la tache et celle du diamètre de la terre.

« De 1716 à 1720, la plus grosse qu'on ait vue avait un diamètre égal à la 60* partie de celui du soleil. Son diamètre réel était donc double de celui de la terre. Le 15 mars 1758, Mayer mesurait une tache dont le diamètre était égal à i/20 du diamètre du soleil, ou à 1 minute 1/2, plus de 5 fois le diamètre de la terre.

« Dans l'ouvrage d^à cité de i789S Schroeter parle d'une tache, qui, d'après ses mesures, couvrait sur le soleil une étendue superficielle 16 fois plus grande que celle de la terre. »

On s'est souvent demandé quelle influence les tâches solaires pouvaient avoir sur les saisons. Avant que l'on sût que c'étaient des éclaircies dans la photosphère, on s'inquiétait beaucoup des conséquences que leur apparition pouvait avoir sur la nature des phénomènes atmosphériques de la terre. Herscheli pensait, ainsi que

■ Ce pauage entre deux çaillemets est extrait de la notice snr le« •olâires, Annuaire pour 1 84 a , p. 54 U-!i 1 7. . ,

nous Tavons vu« que les taches solaires étaient formées par des émanations gazeuses, qui, s'élevant de la surface obscure du soleil, venaient brûler dans la région des nuages lumineux. Gomme, à Tépoque où le grand astronome faisait ses observations, les thermomètres n'existaient que depuis un fort petit nombre d'années, comparativement à l'espace de temps qu'il eût fallu embrasser pour s'assurer de cette influence, on ne pouvait espérer la reconnaître de cette manière. Les observations météorologiques manquant, il prit, faute de mieux, le prix du blé en Angleterre, comme un indice de lagrandeur des températures annuelles. J'ai dit faute de mieux^ car Herschell.ne se dissimulait pas que le prix du blé pouvait avoir été modifié par des causes indé* pendantes de la température, ou qui ne s'y rattachaient que d^une manière très-indirecte. Mais on n'arrive ainsi à rien de concluante

> > La question, dit M. Arago dans V Annuaire de 1K42 (p* S>9)< ^^** |;eia dooc un nouvel examen. Je suis toutefois tellement éloigné de m'as- Mcier aux quolibet* dont la table d'Ilerscliell a été l'objet, que je la reproduirai ici. Les lecteurs décideront ensuite eux-mêmes, ù les nombres qu'ils auront sons les yeux indiquent, avec quelque probabilité, comme le croyait Tastronome de Slough, que les récoltes sont d'autant meilleures que le soleil a plus de taches»

Prix moyen du quarter de blé en sbilltogs.

De l65o à 1670, on ne voit qu'uoe ou deux taches. . . 5o

De 1676 à 1684, point de taches 48

De i685 à 1691, taches 87

De 169 1 à 1694, taches 3a

De 1695 à i;oo, point détaches 63

De 1690 à i694i taches 49

De 1700 k I7f3, deux taches seulement ^7

De 1714 e 1717, Uchcs 47

IM DlXliUtt LEÇON.

Nous {broDS suivre cette étude de la constitution physique du sbieû de deux courtes observations.

On s'est demandé quelle était la cause des éclaircies que présente souvent la surface lumineuse du soleil ; mais en vérité, il est aussi diflScile de répondre à une semblable question, que d'expliquer la cause des éclaircies qui apparaissent dans notre atmosphère. On a pensé que oe pouvait bien être des émanations volcaniques qui, surgissant du corps même du soleil, en brisaient Subitement l'atmosphère. Mais ce peut bien èU^e auta^ chose aussi ; il est de fait que Ton en est encore rôduit aux conjectures.

La lumière solaire, avons-nous dit, doit son origineà '^une atmosphère incandescente; faisons observer à oe sujet que le mouvement du soleil sur lui-même est propre non^seulemen à cette atmosphère, maisencore au corps, au noyau même de Tastre. (Tesl une chose identique à ce qui se passe autour de nous. En effet, la terre tourne sur elle-même avec une vitesse de 400 mètres par dixième de seconde; tous les ol^ets qui sont à sa surface participent à ce mouvement et il ne faudrait pas croire, psur exemple, qu'un oiseau qui s'éloignerait de son nid en serait à 400 mètres i/iO^ de seconde après. Nous donnerons plus loin quelques autres détails à ce sujet, (Voyez la XIV* leçon.)

Après avoir minutieusement étudié la constitution physique du soleil, après avoir reconnu quelles étaient les sources de la lumière et de la chaleur, nous allons chercher à apprécier d'une manière complèlQ^la mesure de son influence sur la terre, en procédant à l'étude de phénomènes qui ont pour nous un grand intérêt : nous

LBS SAISONS. U7

youl(»i8 parler des Saiscms et des Jours. Voyons d'abord le rôle important qu'y jouent Finclinaison de Taxe sof rorbite, le mouvement annuel et le mouvement diurne.

Des jours et des nuits. — La variété qu'ils présentent pour les différents points de la terre est facile à com«* prendre.

A Paris, par exemple, la latitude est d'environ 49^ (» 5(y 13"). On aura donc (pi. I, flg. 18) pour zénith OZ, Hh sera l'horizon, Pp la ligne des pôles, Be l'équa* teur. Quand le soleil S sera dans le plan de l'éqnateur, il décrira lé cercle Se que l'horizon Hh divisé en deux parties égales : il sera donc aussi longtemps au-dessus qn'au-^dessous de ce plan, et les jours seront égaux aux nuits. Mais quand le soleil aura décliné vors le p6l« austral de ^S'^fSf, ou qu'il aura atteint le tropique du Capricorne, il décrira le cercle S'il, divisé par rtaorizoQ Hh en deux parties inégales, dont la plus grande est a«k dessous de ce plan ; les nuits seront donc plus longues que les jours. Enfin, lorsque le soleil aura atteint 25* W de déclinaison boréale, il sera dans le troj^que du Cancer, décrira le cerde S^n, et les jours seront plus longs que les nuits.

Toyons maintenant comment le phénomène se passe pour les régions équatoriaies. Pour elles, le zénith 02 (pi. I, fig. 19) coïncide avec le plan équatorial Be, et l'horizon Hh avec Taxe des pôles Pp. Or, le sdeil, qu'il soit en S, S', S", c'est-à-dire à Téquateur ou aux tropiques, décrit toujours des cercles que Thorizon divise en deux parties égales. Les régions équatoriaies ont donc toujours des nuits et des jours d'égale durée.

Les régions polaires, au contraire (phi, flg.M),«al

la ligne du zénith OZ qui coïncide avec celle des pôles Pp, et leur horizon Hh se confond avec Téquateur Ee. Lorsque le soleil S est dans le plan de Téquateur, il décrit le cercle SH, qui est celui de Thorlzon, et la moitié de son disque est au-dessus de ce plan, tandis que Tautre moitié est au-dessous. Mais quand le soleil S" a atteint le tropique du Cancer, il décrit le cercle S"N, tout entier au-dessus de Thorizon, tandis qu'au trojnque du Capricorne il décrit le cercle S'M, qui est tout entier au-*dessous. Les régions polaires ont donc le soleil six mois au-dessus, six mois au-dessous de Thorizon, c'està-dire un jour et une nuit de six mois. Pourtant elles ne sont pas, en Tabsence du soleil, plongées dans une obscurité profonde, car nous avons déjà vu qu'indépen* damment du crépuscule dont elles jouissent jusqu'à ce que le soleil soit descendu d'environ 18® au-dessous de l'horizon, la lune vient, pendant l'absence de cet astrf^, Jeur dispenser sa lumière. Nous ajouterons que le crépuscule doit y éfre plus intense qu'ailleurs, par le décroissement rapide de la densité de l'air à de petites hauteurs, à cause de la congélation habituelle de la surface du sol; c'est aussi là une des causes que l'on a signalées comme devant produire dans ces régions des réfractions extraordinaires.

Enfin, aux cercles polaires, le zénith (pi. I, fig. 24) coïncide à peu près avec le tropique. Lors donc que le soleil S sera dans le plan de l'équateur et décrira le cercle SE, divisé par l'horizon en deux parties égales, les jours sei*ont aussi longs que les nuits. Mais quandil sera au tropique du Cancer, il décrira le cercle S''N, et viendra seulement raser Thorizon de son bord infâ«