LIVRE PREMIER,

13

naturel et le plus simple est celui que les géomètres emploientpour mesurer la distance des objets terrestres. Des deux extré-mités d’une base connue, on observe les angles que forment avecelle les rayons visuels de l’objet, et, en retranchant leur sommede deux angles droits, on a l’angle formé par ces rayons : cetangle est ce que l’on nomme parallaxe de l’objet, dont il estfacile ensuite d’avoir la distance aux extrémités de la base. Entransportant cette méthode au soleil, il faut choisir la base laplus étendue que l’on puisse avoir sur la terre. Imaginons deuxobservateurs placés sous le même méridien, et observant, à midi,la distance du centre du soleil au pôle boréal : la différence desdeux distances observées sera l’angle sous lequel on verrait, dece centre, la droite qui joint les observateurs. La différence deshauteurs du pôle donne cette droite en parties du rayon terrestre :il sera donc facile d’en conclure l’angle sous lequel on verrait ducentre du soleil le demi-diamètre de la terre. Cet angle est laparallaxe horizontale du soleil; mais il est trop petit pour êtredéterminé avec précision par cette méthode, qui peut seulementnous faire juger que cet astre est au moins éloigné de neuf millediamètres terrestres. Nous verrons dans la suite les découvertesastronomiques fournir des moyens beaucoup plus précis pouravoir sa parallaxe, que l’on sait maintenant être à fort peu prèsde 26 ",54 dans sa moyenne distance à la terre; d’où il résulteque cette distance est de 2 3g84 rayons terrestres.

On observe, à la surface du soleil, des taches noires d’uneforme irrégulière et changeante. Quelquefois elles sont nom-breuses et fort étendues : on en a vu dont la largeur égalaitquatre 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, envi-ronnées elles-mêmes de parties plus lumineuses que le reste dusoleil, et au milieu desquelles on voit ces taches se former et dis-