LIVRE PREMIER

naturel et le plus simple est celui que les géomètres emploient pour mesurer la distance des objets terrestres. Des deux extré* mités d'une base connue, on observe les angles que forment avec elle les rayons visuels de l'objet, et, en retranchant leur somme de deux angles droits, on a Tangle formé par ces rayons : cet angle est ce que Ton nomme parallaxe de Tobjet, dont il est facile ensuite d'avoir la distance aux extrémités de la base. En transportant cette méthode au soleil, il faut choisir la base la plus étendue que Ton puisse avoir sur la terre. Imaginons deux observateurs placés sous le même méridien, et observant, à midi, la distance du centre du soleil au pôle boréal : la différence des deux distances observées sera l'angle sous lequel on verrait, de ce centre, la droite qui joint les observateurs. La différence des hauteurs du pôle donne cette droite en parties du rayon terrestre : il sera donc facile d'en conclure l'angle sous lequel on verrait du centre du soleil le demi-diamètre de la terre. Cet angle est la parallaxe horizontale du soleil; mais il est trop petit pour être déterminé avec précision par cette méthode, qui peut seulement nous faire juger que cet astre est au moins éloigné de neuf mille diamètres terrestres. Nous verrons dans la suite les découvertes astronomiques fournir des moyens beaucoup plus précis pour avoir sa parallaxe, que l'on sait maintenant être à fort peu près de 26^54 dans sa moyenne distance à la terre; d'où il résulte que cette distance est de qSqS^ rayons terrestres.

On observe, à la surface du soleil, des taches noires d'une forme irrégulière et changeante. Quelquefois elles sont nombreuses et fort étendues : on en a vu dont la largeur égalait quatre ou cinq fois celle de la terre. D'autres fois, mais rarement, le soleil paraît pur et sans taches pendant des années entières. Souvent les taches solaires sont entourées de pénombres, environnées elles-mêmes de parties plus lumineuses que le reste du soleil, et au milieu desquelles on voit ces taches se former et dis-

paraître. La nature des taches est encore ignorée ; mais elles nous ont fait connaître un phénomène remarquable, celui de la rotation du soleil. Au travers des variations qu'elles éprouvent dans leur position et dans leur grandeur, on démêle des mouvements réguliers , exactement les mêmes que ceux des points correspondants de la surface du soleil, en supposant à cet astre, dans le sens de son mouvement autour de la terre, une rotation sur un axe presque perpendiculaire à Técliptique. On a conclu de l'observation suivie des taches, que la durée d'une rotation entière du soleil est d'environ vingt-cinq jours et demi, et que l'équateur solaire est incliné de huit degrés un tiers au plan de l'écliptique.

Les grandes taches du soleil sont presque toujours comprises dans une zone de sa surface, dont la largeur, mesurée sur un méridien solaire, ne s'étend pas au delà de trente-quatre degrés de chaque côté de son équateur : on en a cependant observé à quarante-quatre degrés de distance.

On aperçoit, surtout vers l'équinoxe du printemps, une faible lumière, visible avant le lever ou après le coucher du soleil, et à laquelle on a donné le nom de lumière zodiacale. Sa couleur est blanche, et sa figure apparente est celle d'un fuseau, dont la base s'appuie sur l'équateur solaire : tel on verrait un sphéroïde de révolution, fort aplati, dont le centre et le plan de l'équateur seraient les mêmes que ceux du soleil. Sa longueur paraît quelquefois sous-tendre un angle de plus de cent degrés. Le fluide qui nous réfléchit cette lumière doit être extrêmement rare, puisque l'on voit les étoiles au travers. Suivant l'opinion la plus générale, ce fluide est l'atmosphère même du soleil; mais cette atmosphère est loin de s'étendre à d'aussi grandes distances. Nous proposerons, à la fin de cet ouvrage, quelques conjectures sur la cause, jusqu'à présent ignorée, de cette lumière.