Grande Encyclopédie Larousse 1971-1976Éd. 1971-1976
S

Soleil (suite)

La zone de transition

Entre la photosphère, à 5 755 K, et la couronne, à plusieurs millions de degrés, doit nécessairement exister une zone où se fait l’échange thermique. On considère actuellement que le flux conductif est constant dans cette zone, avec une valeur d’environ 6.105 erg/cm2/s. Cela implique que la pression, qui est de l’ordre de 12 000 dyn.cm–2 dans la haute photosphère, décroît à 8 dyn.cm–2 dans cette région, pour atteindre 0,2 dyn.cm–2 dans la basse hylosphère. Parallèlement, la densité électronique passe de 1,2.1010 à 6.108 électrons par centimètre cube (valeurs calmes). Siégeant à 1 000 km du limbe environ, cette zone très fine, de quelques centaines de kilomètres seulement, est étudiée activement dans l’ultraviolet proche et lointain au moyen de fusées et de satellites.


Le vent solaire

La couronne n’est pas en équilibre statique, mais en permanente expansion. Cette idée, émise par Parker vers 1958, fut confirmée par la sonde spatiale « Mariner II » en 1962. Un flot de particules électrisées, notamment électrons et protons, en provenance de la couronne balaye continuellement le système solaire, passant au voisinage de la Terre avec une vitesse moyenne de 300 à 400 km/s et une densité moyenne de 8 particules par centimètre cube. Ce courant, du nom de vent solaire, possède des répercussions astronomiques, par exemple sur la queue des comètes.

J.-P. R.

➙ Astronomie / Ciel / Éclipse / Étoile / Galaxie / Lyot / Radioastronomie / Univers / Zodiaque.

 J. C. Pecker et E. Schatzman, Astrophysique générale (Masson, 1959). / E. Schatzman (sous la dir. de), l’Astronomie (Gallimard, « Encycl. de la Pléiade », 1962). / D. E. Billings, A Guide to Solar Corona (New York, 1966). / A. Boischot, le Soleil et la Terre (P. U. F., coll. « Que sais-je ? », 1966). / R. Michard, le Soleil (P. U. F., coll. « Que sais-je ? », 1966). / H. Zirin, The Solar Atmosphere (Waltham, Mass., 1966). / R. J. Bray et R. E. Loughead, The Solar Granulations (Londres, 1967). / E. Tandberg-Hanssen, Solar Activity (Waltham, Mass., 1967).

Principales dates de la connaissance du Soleil

1611

L’Allemand Christoph Scheiner observe les taches solaires sans savoir que Galilée les avait découvertes avant lui.

1630

Scheiner mesure la période de rotation du Soleil.

1680

Le Français J. D. Cassini* mesure la parallaxe du Soleil. L’Anglais John Flamsteed calcule les éclipses de Soleil.

1698

Dans un ouvrage posthume, le Hollandais Christiaan Huygens* assimile le Soleil aux étoiles.

1738

Le Français Joseph Nicolas Delisle détermine le pôle de rotation du Soleil.

1783

L’Anglais William Herschel reconnaît le mouvement propre du Soleil.

1802

L’Anglais William Hyde Wollaston découvre l’existence de raies noires dans le spectre solaire.

1814

Le Bavarois Joseph von Fraunhofer réalise un des premiers spectroscopes et met en évidence l’existence de raies sombres dans le spectre du Soleil. Il en dénombre environ six cents. Ces raies portent encore le nom de raies de Fraunhofer. L’application de cette méthode permet une première classification spectrale des étoiles.

1824

L’Allemand Johann Franz Encke établit une valeur approchée de la parallaxe solaire.

1837

L’Allemand Friedrich Argelander précise le mouvement propre du Soleil. Le Français Claude Pouillet mesure la constante solaire.

1840

Le Français François Arago* précise les caractéristiques de la chromosphère solaire.

1843

L’Allemand Samuel Heinrich Schwabe découvre la périodicité des taches solaires.

1845

Les Français Hippolyte Fizeau* et Léon Foucault* obtiennent le premier daguerréotype du Soleil.

1852

Le Suisse Rudolf Wolf calcule la période de l’activité solaire.

1854

L’Allemand Hermann von Helmoltz* croit pouvoir attribuer le rayonnement du Soleil à sa contraction.

1859

L’Anglais Richard Christopher Carrington découvre la rotation différentielle du Soleil.

1863

Carrington énonce la loi de variation de la période de rotation des points de la surface solaire suivant leur latitude.

1865

Le Français Hervé Faye proclame la nature gazeuse du Soleil.

1868

Le Français Jules Janssen et l’Anglais Norman Lockyer découvrent l’hélium dans les protubérances solaires.

1869

Les Américains William Harkness et Charles Augustus Young obtiennent un spectre de la couronne solaire lors d’une éclipse visible aux États-Unis.

1870

Young observe, le premier, le spectre de la chromosphère lors d’une éclipse visible en Espagne.

1892

Le Français Henri Deslandres, à Meudon, et l’Américain George Hale, à Chicago, réalisent, indépendamment l’un de l’autre, le spectrohéliographe.

1904

Hale crée l’Union solaire internationale.

1908

Hale découvre le magnétisme des taches solaires.

1913

Hale effectue les premières mesures de champs magnétiques dans les taches solaires.

1918

L’Américain Harlow Shapley précise la position excentrique du Soleil.

1931

Le Français Bernard Lyot* met au point le coronographe.

1935

Lyot obtient des films des protubérances solaires. L’Américain Robert Richardson note pour la première fois la simultanéité entre une éruption solaire et un évanouissement brusque dans la propagation des ondes courtes.

1942

Les Américains James Stanley Hey et Stratton découvrent le rayonnement radioélectrique du Soleil.

1948

Lyot réalise un filtre monochromateur.

1950

Lyot construit le spectrophotomètre coronal.

1959

Une fusée fournit la première image du Soleil dans la radiation ultraviolette Lyman.

J. D.

solfège

Discipline contenant les principes élémentaires de la musique et qui est à la base de son enseignement.


L’enseignement du solfège comprend :
— la lecture musicale chantée et rythmée ;
— la reconnaissance des sons par l’oreille d’après leur hauteur ;
— la théorie qui comporte « tout ce qui se rattache aux signes employés pour écrire la musique, et aux lois qui les coordonnent, tant sous le rapport du son (intonation) que sous celui de la durée (mesure) » [Danhauser].