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Les taches du Soleil et de la Lune

Le Soleil et les différentes planètes présentent à leur surface, lorsqu'on les observe avec une lunette, un certain nombre de parties obscures ou taches. Elles ont notamment permis de constater la rotation de ces astres sur eux-mêmes et d'en calculer la durée. Ainsi, les taches que nous apercevons sur la surface de la Lune sont-elles toujours à peu près les mêmes : d'où il résulte quelle nous présente constamment le même hémisphère, ce qui prouve qu'elle est animée d'un mouvement rotation qui s'effectue dans le même temps que sa révolution autour de la Terre

Les taches du Soleil.
On nomme taches du Soleil les régions sombres de la photosphère qui apparaissant temporairement sur notre étoile, le plus souvent par petits groupes. Leur étendue peut être très variable. Quelques-unes ont des dimensions considérables, parfois colossales : telle celle signalée en 1858, dont le diamètre égalait près de 18 fois celui de la Terre et qui couvrait 1/36e environ de la surface visible du Soleil. Pendant les seules années 1882 à 1885, cinq mesurèrent de 86 000 à 144 000 km.

Les taches ont des durées d'existence également très diverses : un à deux mois en moyenne, quelquefois deux à trois jours, deux à trois heures. Celle de 1840-41 reparut pendant dix-huit mois consécutifs.

Elles ne se produisent pas indifféremment sur tous les points du disque. On en rencontre très rarement aux latitudes supérieures à 40° et la plupart se montrent dans les limites de deux zones symétriques, comprises, pour chaque hémisphère, entre 10° et 35°. Elles changent incessamment de forme et de dimensions et possèdent de petits mouvements propres. Enfin, leur nombre passe par des maxima et des minima très accentués, correspondant aux maxima et aux minima de l'activité solaire, et qui se représentent, d'une façon normale et moyenne, d'après les calculs qu'en faisait déjà au XIXe siècle Rudolf Wolf, tous les 11 ans 1/9.

L'assombrissement localisé de la photosphère solaire que représentent ces taches est tout relatif et exprime d'abord le fait que la température y est plus basse. Elle peut ainsi être de 2000 K inférieure à celle des régions environnantes. Ces taches correspondent aux régions où des lignes de champ magnétique (très resserrées) s'extraient du Soleil ou y replongent. En pratique, cela signifie que l'on rencontrera des groupes de taches allant par paires : on a d'un coté des taches d'une certaine polarité magnétique (par exemple pour les lignes "sortantes") à une autre groupe de taches associé et de polarité inverse (pour les lignes "rentrantes"). Diverses techniques (notamment la tomographie Doppler) ont également permis de mettre en évidence l'existence de taches à la surface d'autres étoiles.
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Taches solaires observées par Scheiner en avril 1625.
(Source : The Galileo Project).

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Les anciens n'avaient pas été sans remarquer les taches du Soleil, mais ils ne pouvaient les distinguer que fort imparfaitement et ils les attribuaient, comme encore Képler, en 1609, à l'interposition de planètes ou d'autres corps quelconques, voire même à des illusions d'optique. Les Chinois s'étaient montrés, semble-t-il, plus clairvoyants, car l'ouvrage de Ma-twan-li contient, à cet égard, un tableau de 45 observations faites entre les années 301 et 1205 de notre ère. Suivant leur grandeur, les observateurs les y comparent à un neuf, à une datte, à une prune, etc.

En Europe, leur découverte suivit de quelques mois - et elle n'y pouvait manquer - l'invention de la lunette astronomique : elle fut faite presque simultanément et séparément, en 1610 et en 1611, par Fabricius, Galilée et Scheiner. Fabricius reconnut tout de suite, que les taches sont adhérentes à la surface du Soleil et que cet astre tourne sur lui même en les entraînant avec lui. Mais c'est sans doute Scheiner les a observées ensuite avec le plus de soin, et c'est à ses observations que l'on attribue généralement la connaissance de plusieurs résultats qui ont été des jalons historiquement importants :

1°) Le nombre, la grandeur, la forme et la situation des taches solaires sont très variables.

2°) Elles sont animées d'un mouvement qui, vu de la Terre, paraît s'effectuer de l'orient vers l'occident; mais qui vu du centre du soleil se fait de l'occident vers l'orient, comme tous les mouvements propres des corps célestes. Vers la fin de mai et au commencement de juin ces taches décrivent des droites inclinées par rapport à l'écliptique, et paraissent se mouvoir obliquement du nord au sud. A la fin de novembre ou au commencement de décembre elles décrient des droites dans la direction du midi au nord. Pendant le reste de l'année elles se meuvent dans des portions d'ellipse, dont la concavité est tournée vers le nord depuis le commencement de juin jusqu'au commencement de décembre, et tournée vers le sud depuis le commencement de décembre jusqu'au commencement de de juin.

3°) Les taches du Soleil qui partant du bord oriental de cet astre sont parvenues à son bord occidental disparaissent pendant un intervalle de temps à peu près égal à la durée de leur apparition; elles reparaissent ensuite vers le bord oriental pour recommencer la même route, ce qui fait voir qu'elles sont adhérentes à la surface du Soleil; et comme elles paraissent toujours très étroites sur le bord du disque de cet astre, il est possible de déduire qu'elles ont peu de hauteur. Les taches solaires sont donc supposées plates et adhérentes à sa surface; et puisqu'elles font leur révolution dans l'intervalle de 25 jours et demi, il en résulte que le Soleil est animé d'un mouvement de rotation qui s'effectue dans le même temps.

4°) Les lignes que les taches décrivent ne nous paraissant pas toujours droites, ce qui devrait cependant être si l'équateur du Soleil était dans le plan de l'écliptique, puisque les centres du Soleil et de la Terre ne sortent jamais de ce plan, on a conclu que l'équateur du Soleil est incliné par rapport à l'écliptique.

Les observations furent poursuivies d'une manière assez continue, mais, jusque vers le milieu du XIXe siècle, sans une assiduité bien régulière. Et même si parfois on avait cru y découvrir des indications de ce qu'à la surface du Soleil existaient "de vives effervescences, dont les volcans n'offrent qu'une très faible image" (Libes), on avait surtout noté que les taches n'étaient que passagères. Leur attribuant généralement une nature nuageuse et on s'en était un peu désintéressé.

De nos jours, les observatoires du monde entier suivent, avec la plus grande attention, les moindres manifestations et toutes les phases du phénomène. C'est, en effet, pour partie, par leur étude qu'on espère parvenir à percer le mystère de la constitution véritable du Soleil.


Gros plan sur une tache solaire.
(Source : Institut Suédois de physique solaire).
Une tache solaire se compose, en général, de deux parties : une partie centrale, très sombre, presque noire, le noyau ou ombre, et, tout autour, une zone annulaire et frangée, la pénombre, qui est moins foncée et généralement composée de longs filaments rayonnant vers le dedans. Les contours, limites de séparation du noyau et de la pénombre, ainsi que ceux qui bornent la pénombre sur le disque du Soleil, sont, d'ordinaire, nettement tranchés, et l'éclat relatif de cette dernière est un peu renforcé dans ses parties voisines du noyau noir. Lorsque la tache commence à apparaître sur le bord oriental du disque (le bord gauche pour l'observateur placé en Europe), la rive orientale de sa pénombre est vue seule, puis, le noyau devient visible, puis la rive occidentale. Sa forme générale est, en outre, le plus souvent, pendant cette première période, fort irrégulière. Elle devient circulaire à mesure que la tache s'avance vers le centre du Soleil, et la pénombre se montre alors dans tout son développement, avec le noyau en son centre. Enfin, à l'approche de la disparition de la tache sur le bord occidental, les premiers phénomènes se représentent dans l'ordre inverse, la rive occidentale de la pénombre restant, en fin de compte, seule visible. 
Cette variation simultanée de forme et de position, constatée dès le XVIIe siècle a conduit les astronomes à voir les taches comme des cavités en forme d'entonnoir, constituant autant de creux à la surface de l'enveloppe lumineuse du soleil, de la photosphère, et mettant à découvert, à nu, par l'ouverture ainsi déterminée dans cette enveloppe, essentiellement mobile et déchirable, le globe lui-même, beaucoup plus sombre. Le Dr Wilson, de Glasgow, a mis, pour la première fois, ce fait en lumière, en 1769. Les expériences de Warren de La Rue, de Stewart, du P. Secchi, de Tacchini; de Loewy, et, après eux, de Ricco et du P. Sidgreaves, sont venues confirmer cette théorie. Warren de La Rue en a même donné une démonstration ingénieuse. Il a pris, à quelques jours d'intervalle, deux photographies : en les regardant simultanément au stéréoscope, on voit les taches se modeler en creux. Ricco a trouvé, pour leur profondeur moyenne, en mesurant la largeur de leurs pénombres, 1037 km.
Les taches de la Lune. 
Ce sont les parties de la Lune qui ne réfléchissent que très peu ou point des rayons lumineux qu'elles reçoivent du Soleil. Plusieurs de ces taches sont invariables; on les voit à la vue simple, sans le secours d'aucune lunette; les autres semblent changer de position sur le disque de la Lune suivant sa position par rapport au Soleil; elles vont tantôt en croissant, tantôt en décroissant, et elles ne sont visibles qu'à la faveur des télescopes. Pour l'essentiel, elles correspondent aux ombres portées par le relief, et qui changent donc au gré de la position apparente du Soleil. On peut également expliquer les taches dites variables ou fugitives par les réflectivités différentes du sol en fonction de l'incidence de l'éclairement solaire.
Pendant longtemps, alors même qu'ils reconnaissaient que et que les taches fugitives sont des ombres de montagnes et de rochers qui s'élèvent sur la surface de la lune, les astronomes ont cru pouvoir conjecturer que les taches invariables de la lune étaient des mers ou des forêts.
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Dictionnaire cosmographique
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