ment du noyau par rapport à la surface solaire. C’est ainsi qu’en décembre 1769, Wilson trouvait pour cet abaissement, dans une belle tache alors visible, une quantité égale au rayon de la Terre.
Lalande et Francis Wollaston croyaient que pour renverser totalement le système d’Alexandre Wilson, il suffisait d’une seule remarque. Suivant eux, dans ce système, l’absence de pénombre du côté du centre du Soleil, quand la tache s’approche du bord, devrait s’observer constamment, comme le montre la figure 162 ; cependant il arrive quelquefois, quoique très-rarement, que la pénombre semble à peu près également large des deux côtés opposés du noyau.
Cette difficulté n’est pas insurmontable. On peut disposer des talus, pour des cas exceptionnels, de manière que l’égalité des pénombres s’observe là où d’ordinaire une d’elles disparaît.
Nous l’avons expliqué (chap. iv, p. 88), quand une tache isolée est près du centre du disque solaire, la pénombre en général s’étend tout autour du noyau ; mais il n’en est pas de même des cas où deux taches sont voisines. Alors, ou la pénombre manque tout à fait dans l’intervalle qui sépare les deux taches, ou elle y est, pour l’une et pour l’autre tache, notablement rétrécie.
Ajoutons que dans la théorie que nous adoptons sur la constitution physique du Soleil, il ne se forme de taches avec noyau et pénombre qu’au tant que l’atmosphère réfléchissante et quelque peu opaque, ainsi que la photosphère, s’écartent inégalement pour laisser voir à nu le corps obscur de l’astre et une partie de l’atmosphère réfléchissante.
