Mais M/_m_ = 355000, et V/_v_ = 1405000; d'où D/_d_ = 355000/1405000. On
trouve D/_d_ = 0,252, ou 1/4 à peu près.
=203.= TACHES DU SOLEIL. SA ROTATION. A l'Åil nu le soleil nous apparaît
comme un disque brillant d'un éclat uniforme; mais quand on l'examine
avec une lunette, munie de verres colorés pour affaiblir l'éclat du
disque, on aperçoit à sa surface des taches noires de formes
irrégulières dont la _fig._ 74 peut donner une idée.
[Illustration: 162, Fig 74]
Si on observe ces taches sur le bord oriental du soleil, on les voit se
déplacer chaque jour sur le disque, allant de l'Est à l'Ouest avec une
vitesse qui croît jusqu'au milieu du disque, puis décroît ensuite. Après
avoir décrit des droites parallèles ou des demi-ellipses très-aplaties,
ayant toutes leur convexité tournée vers la même région, ces taches
disparaissent lorsqu'elles ont atteint le bord occidental. Plusieurs
d'entre elles s'évanouissent pendant leur mouvement visible; d'autres,
ayant achevé leur course visible et disparu au bord occidental, ne
reparaissent plus; elles ont dû se dissiper sur la face du soleil en ce
moment invisible pour nous. D'autres taches enfin, après avoir disparu
au bord occidental, reparaissent au bord opposé, et font ainsi une ou
plusieurs révolutions complètes avant de se dissoudre. En déterminant (Ã
l'aide des AR et des D) les positions successives de chaque tache
relativement au centre du soleil, on peut construire la courbe que cette
tache paraît décrire sur le disque. Ou a constaté ainsi que toutes ces
taches décrivent des courbes semblables et parallèles; on reconnaît en
même temps que celles qui achèvent leur révolution reviennent toutes Ã
la même position au bout du même temps, qui est de 27j, 3.
=204=. ROTATION DU SOLEIL. La nature de ces mouvements, leur régularité,
leur ensemble, l'égalité des temps pendant lesquels une tache est
successivement visible et invisible, ne peuvent s'expliquer que par un
mouvement de rotation du soleil sur lui-même, analogue à celui que nous
avons reconnu à la terre. Cette rotation admise, ayant déduit d'un
nombre suffisant d'observations particulières la position de l'axe de
rotation et celle de l'équateur céleste, on a pu constater ensuite
l'accord du mouvement de rotation avec les apparences du mouvement
général des taches; cet accord met hors de doute le mouvement de
rotation.
_Il résulte donc de l'observation des taches du soleil que cet astre
tourne sur lui-même, d'Occident en Orient, autour d'un axe central. Il
fait une révolution en_ 25j, 34 [83].
[Note 83: Durée de la rotation. Les taches qui font une révolution
entière, mettant toutes 27j, 3 à l'accomplir, il semblerait au premier
abord que 27j,3 doit être la durée d'une révolution du soleil; mais pour
déterminer cette durée il faut avoir égard non-seulement au mouvement
des taches, mais encore au changement de place du soleil par rapport Ã
la terre, qui change la position du point de vue; il faut combiner ces
deux mouvements. C'est d'après des observations ainsi faites sur des
taches nombreuses que M. Laugier a trouvé la durée ci-dessus indiquée
(25j, 34).]
L'axe du soleil fait avec celui de l'écliptique un angle de 7° 9';
l'équateur solaire fait donc avec le même plan un angle de 82° 51'; il
le coupe d'ailleurs suivant une droite faisant avec la ligne des
équinoxes un angle de 80°; On remarque que jamais les taches ne se
rencontrent dans le voisinage des pôles du soleil; elles sont comprises
dans une région qui s'étend à 30° environ de son équateur.
[Illustration: 164, no title]
=205=. _Détails particuliers sur les taches du soleil_. Voici des
détails sur les taches du soleil qui motivent l'hypothèse que l'on fait
sur la constitution physique de cet astre. Ces taches ont été observées
pour la première fois par Fabricius en 1611, et par Galilée en 1612.
Elles ont une forme irrégulière et variable, mais sont nettement
définies sur leur contour; elles sont généralement entourées d'une sorte
de bordure moins sombre, appelée _pénombre_. La _figure_ 75 peut donner
une idée de ces taches. Voici ce qu'en dit sir John Herschell dans son
_Traité d'astronomie_[84].
[Note 84: Traduction de M. Cournot.]
«Les taches ne sont pas permanentes; d'un jour à l'autre, ou même
d'heure en heure, elles semblent s'élargir ou se resserrer, changer de
forme, puis disparaître tout à fait, ou reparaître dans d'autres parties
du disque où il n'y en avait pas auparavant. En cas de disparition,
l'obscurité centrale se resserre de plus en plus et s'évanouit avant les
bords. Il arrive encore qu'elles se séparent en deux ou plusieurs
taches. Toutes ces circonstances annoncent une mobilité extrême qui ne
peut convenir à un fluide, et accuse un état violent d'agitation qui ne
semble compatible qu'avec l'état atmosphérique et gazeux de la matière.
L'échelle sur laquelle s'accomplissent ces mouvements est immense. Une
seconde angulaire, pour l'observateur terrestre, correspond sur le
disque solaire à 170 lieues, et un cercle de ce diamètre (comprenant
plus de 22000 lieues carrées) est le moindre espace que nous puissions
voir distinctivement à la surface du disque solaire. Or on a observé des
taches dont le diamètre surpassait 16000 lieues, à peu près cinq fois le
diamètre de la terre. Pour qu'une pareille tache disparaisse en six
semaines (les taches durent rarement plus longtemps), il faut que les
bords, en se rapprochant, décrivent plus de 300 lieues par jour.
»Dans le voisinage des grandes taches, ou des groupes de taches, on
observe souvent de larges espaces couverts de raies bien marquées,
courbes ou à embranchements, qui sont plus lumineuses que le reste du
disque, et qu'on nomme _facules_. On voit fréquemment des taches se
former auprès des facules lorsqu'il n'y en avait pas auparavant. On peut
les regarder très-probablement comme les faîtes de vagues immenses
produites dans les régions supérieures de l'atmosphère solaire, à la
suite de violentes agitations.»
=206=. CONSTITUTION PHYSIQUE DU SOLEIL. La science ne nous apprend rien
de positif sur la constitution physique du soleil. Nous sommes réduits,
sous ce rapport, Ã des conjectures plus ou moins probables. Les
observations faites sur les taches ont conduit à l'hypothèse suivante,
imaginée par William Herschell, et généralement admise aujourd'hui. On
suppose que le soleil est un _globe obscur_ entouré de _deux
atmosphères_ concentriques: une première atmosphère dans laquelle flotte
une couche de nuages opaques et réfléchissants; une seconde, lumineuse Ã
sa surface extérieure. Cette dernière enveloppe, qui nous envoie la
lumière et la chaleur, et détermine le contour visible de l'astre, a
reçu le nom de _photosphère_, c'est-à -dire de sphère lumineuse. Quand
une ouverture se produit dans cette photosphère, nous voyons la couche
nuageuse; de là une tache grise ou pénombre. Quand une ouverture
correspondante se produit dans la couche nuageuse, nous voyons à travers
les deux ouvertures le globe obscur central; de là une tache noire
ordinairement entourée d'une pénombre[85] (V. la _fig._ 75). Il est
probable que ces déchirements temporaires des deux couches sont dus Ã
des masses de gaz qui, partant du globe intérieur, lancées peut-être par
des volcans puissants, traversent violemment les deux atmosphères en les
déchirant.
[Note 85: Quand une tache est vue de face, la pénombre entoure la tache
comme une auréole circulaire; quand la tache, se déplaçant, approche du
bord, la largeur de la pénombre diminue du côté le plus voisin du
centre, en persistant telle qu'elle est de l'autre côté. Cette pénombre
fait l'effet d'un talus descendant dans l'intérieur du globe, et dont on
verrait toute la surface dans la première position de la tache (près du
centre), puis seulement d'un seul côté quand la tache est vue plus
obliquement. De là l'idée de l'atmosphère opaque à travers laquelle
descendrait ce talus jusqu'au noyau obscur.]
=207=. LUMIÃRE ZODIACALE. On appelle ainsi une lueur très-faible qui, Ã
certaines époques de l'année, apparaît à l'ouest après le crépuscule du
soir, ou à l'est avant l'aurore. Elle dessine sur la voûte céleste une
sorte de triangle scalène incliné, sans contours bien nets, dont la base
de 20° à 30° repose sur l'horizon, et dont le sommet s'élève quelquefois
à 50° de hauteur (V. _fig._ 76 la partie de la figure située au-dessus
de HH'). Un arc de cercle mené du sommet au milieu de la base coïncide Ã
peu près avec l'écliptique; en sorte que cette lueur paraît, pour ainsi
dire, couchée sur le zodiaque, dans le sens de sa plus grande dimension;
de là vient son nom.
[Illustration: 166, Fig. 76]
Dans nos climats, la lumière zodiacale se voit en général le soir à la
fin du crépuscule, pendant les mois de mars et d'avril, et le matin
avant l'aurore, en septembre et octobre; dans les régions équatoriales
on la voit toute l'année.
Deux circonstances paraissent en effet décider de sa visibilité: 1º la
brièveté du crépuscule, 2º la position plus ou moins inclinée de l'arc
de l'écliptique sur laquelle cette lueur se projette. On peut d'après
cela se convaincre, à l'aide d'un globe terrestre, que les époques les
plus favorables pour la voir sont celles que nous avons citées.
La lumière zodiacale participe d'ailleurs au mouvement diurne; elle
accompagne le soleil; son extrémité supérieure s'abaisse de plus en
plus, et au bout de quelque temps elle disparaît entièrement. On se fait
une idée nette des circonstances de ce phénomène, en imaginant que le
soleil soit environné d'une immense atmosphère, de forme lenticulaire,
_fig._ 76 (très-peu dense, car on voit les étoiles à travers), dont
l'astre occuperait le centre, et dont la plus grande dimension serait
dirigée dans le sens de l'écliptique. Nous n'en voyons que la partie
située au-dessus de l'horizon H'H.
=208=. IRRÃGULARITEÃS DU MOUVEMENT APPARENT DU SOLEIL.
Pour terminer en ce qui concerne le mouvement apparent du soleil par
rapport à la terre, il nous reste à faire connaître succinctement
quelques irrégularités dont ce mouvement est affecté, et dont nous avons
fait abstraction à dessein. Nous nous occuperons principalement du
phénomène connu sous le nom de _précession des équinoxes_. Pour bien
comprendre ce que nous avons à dire à ce sujet, il nous faut définir ici
quelques termes très-usités d'ailleurs en astronomie.
[Illustration: 167, Fig. 77]
=209=. LONGITUDES ET LATITUDES CÃLESTES. En outre de l'ascension droite
(AR) et de la déclinaison (D), les astronomes font souvent usage, pour
définir d'une manière précisé la position d'un astre sur la sphère
céleste, de deux quantités analogues à l'AR et à la D, mais qui en
diffèrent en ce qu'elles se rapportent à l'écliptique, au lieu de se
rapporter à l'équateur: ce sont _la longitude_ et la _latitude
célestes_.
Soient la sphère céleste, O (_fig._ 77), EâE' l'équateur, S'âS
l'écliptique, OP l'axe du monde, ON l'axe de l'écliptique, _e_ un astre
quelconque, P_e_D un arc de grand cercle perpendiculaire à l'équateur,
N_e_L un autre arc perpendiculaire à l'écliptique. On sait que
l'ascension droite de l'astre _e_ est l'arc âD, que sa déclinaison est
_e_D. Sa longitude est âL, et sa latitude _e_L.
=210=. LA LATITUDE d'un astre _e_, est sa distance _e_L à l'écliptique,
comptée sur le demi-cercle qui passe par cet astre et les pôles de
l'écliptique. La latitude est _boréale_ ou _australe_ suivant que le
pôle de l'écliptique le plus voisin de l'astre est boréal ou austral;
elle est positive dans le premier cas, négative dans le second, et varie
de 0 à 90°. Le demi-cercle N_e_L se nomme _cercle de latitude_.
=211=. On appelle LONGITUDE d'un astre, _e_, l'arc âL compris entre un
point déterminé de l'écliptique et le cercle de latitude de cet astre.
L'origine des longitudes est le point équinoxial du printemps, â; elles
se comptent de l'ouest à l'est; à partir de ce point, et varient en
général de 0° à 360°.
=212=. Le mouvement diurne apparent de la sphère céleste, autour d'un
axe perpendiculaire à l'équateur, permet de déterminer facilement
l'ascension droite et la déclinaison d'un astre à l'aide des instruments
méridiens, comme nous l'avons expliqué, nº 34 à 39. Mais cet axe de
rotation étant oblique à l'écliptique, on ne peut arriver par le même
moyen à la connaissance des longitudes et des latitudes.
_La longitude et la latitude d'un astre se déduisent par un calcul de
trigonométrie sphérique, de son ascension droite et de sa déclinaison
observées_[86].
[Note 86: Ce calcul consiste dans la résolution du triangle sphérique
NPe (_fig_. 77), dont nous allons indiquer les éléments. On y connaît:
1º le côté Pe = 90°-Déclinaison; 2º le côté NP qui mesure l'angle PON,
inclinaison de l'écliptique sur l'équateur; 3º l'angle NP_e_ qui a pour
mesure l'arc ED = 90° + âD = 90° + AR. Connaissant deux côtés d'un
triangle et l'angle compris, on peut résoudre ce triangle et calculer:
1º le troisième côté N_e_ = 90°-Latitude; 2º l'angle PN_e_, qui a pour
mesure l'arc d'écliptique LS = 90°-Longitude; d'où la longitude et la
latitude célestes.]
C'est pour rendre plus facile cette conversion très-fréquente des
ascensions droites et des déclinaisons en longitudes et en latitudes,
qu'on a choisi pour origine commune des ascensions droites et des
longitudes _le point équinoxial_ â, commun aux deux cercles sur lesquels
se comptent ces coordonnées.
=213=. MOUVEMENTS DIRECTS, RÃTROGRADES. On sait que le soleil se meut
sur l'écliptique, _de l'ouest à l'est_; sa latitude est constamment
_nulle_; ses diverses positions se distinguent par leurs longitudes.
Comme on a souvent à considérer, en astronomie, des mouvements qui ont
lieu sur la sphère céleste, soit le long de l'écliptique, soit suivant
des lignes qui ne s'en écartent pas beaucoup, on a adopté des
dénominations spéciales pour désigner le sens de ces mouvements. Tout
mouvement qui s'effectue dans le même sens que celui du soleil, de
l'ouest à l'est (dans le sens des longitudes croissantes), est dit un
_mouvement direct_; dans le sens contraire, le mouvement est dit
_rétrograde_.
=214=. On dit que deux astres sont _en conjonction_ quand leurs
longitudes sont égales; _en opposition_, quand leurs longitudes
diffèrent de 180°; _en quadrature_, quand elles diffèrent de 90°.