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Le "Manuel d'observation des phénomènes solaires en lumière blanche" est diffusé gratuitement au sein du GROUPEMENT FRANCAIS POUR L'OBSERVATION ET L'ETUDE DU SOLEIL (GFOES)
Il est régulièrement mis à jour. Le présent manuel est destiné à une diffusion à but exclusivement non-lucratif. Toutes remarques sont les bienvenues. Je vous souhaite donc de bonnes observations !
Didier Bonneville.
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TABLE DES MATIERES
Observer le Soleil est avant tout un plaisir. Il nest pas nécessaire de posséder un instrument coûteux et puissant, ni un ciel dune pureté exceptionnelle comme cest le cas dans lastronomie en général. Au contraire, lobservateur doit réduire la lumière qui nous parvient de notre étoile et en tous cas ne jamais observer le Soleil sans utiliser de système de filtrage sûr. Le spectacle que nous offre alors le Soleil évolue avec le temps et se renouvelle sans cesse.
Lorsquon se contraint à suivre une méthode pour mieux observer, non seulement le plaisir ne diminue pas, mais au contraire, il augmente. Un observateur régulier éprouve donc naturellement le besoin den savoir plus et de se documenter.
On peut classer la documentation en trois niveaux:
Le but du présent manuel est donc de fournir une documentation de niveau 1, destinée à :
On trouvera facilement des ouvrages qui décrivent le Soleil, ce qui rend inutile une présentation générale.
Les méthodes dexploitation des résultats et éventuellement des notions de physique solaire seront disponibles sous forme de fiches techniques, par exemple pour calculer les coordonnées héliocentriques, etc... Une seule fiche est proposée en annexe pour déterminer la période de rotation du Soleil. Mais les mathématiques et les notions complexes ne sont pas forcément nécessaires à lamateur qui observe le Soleil pour le plaisir et cherche simplement une méthode. Cest pourquoi cet ouvrage ne les développe pas.
Ce manuel constitue une adaptation
de celui rédigé à lorigine par Richard Hill pour lALPO
et modifié pour les besoins du GFOES. Sans rivaliser avec son aîné,
le " Solar Astronomy Handbook ", nous espérons
quil sera utile à tous les observateurs du Soleil.
1 - MORPHOLOGIE
Tache
solaire photographiée le 3 juillet 1970.
Le disque noir représente environ 2400 km (5 secondes darc).
Photographie R Muller.
1.1 LES PRINCIPALES FORMATIONS
Lorsqu'on regarde pour la première fois avec un petit instrument et à faible grossissement la surface du Soleil, et si on a la chance que celui-ci ne soit pas au plus bas d'un cycle d'activité, on peut parfois apercevoir des points noirs. Ce sont des taches ou le plus souvent des groupes de taches.
Un grossissement plus important montre que les taches se composent en général de deux parties : lombre, d'un noir d'encre; entourée par une auréole grise, la pénombre qui, si la qualité de l'observation est très bonne, paraît composée de filaments fibreux rayonnants vers l'extérieur de l'ombre.
De même, si les conditions d'observations sont bonnes, on peut apercevoir laspect granuleux de la photosphère, cest-à-dire de la couche du Soleil observable dans le domaine des longueurs dondes visibles. Cet aspect est appelé granulation. Quelques granules sembleront être pleins, mais sans être aussi sombres que les taches. Ce sont les pores.
Autour des grands groupes de taches et surtout près des bords, on verra des plages claires, plus lumineuses : les facules. Lorsque les facules divisent une tache en deux ou plusieurs parties, on les appelle des ponts lumineux. Les facules peuvent apparaître et se développer sans taches.
Voici donc les principales formations visibles au premier coup d'oeil.
1.2 LA GRANULATION
Toute la photosphère,
surface visible du Soleil, est couverte de petites cellules
convectives (environ 2 à 3 millions) formant ce qu'on appelle granulation.
Chaque cellule ou granule a une taille de l'ordre de 2" à 3"
soit en moyenne 2,5".
Elles sont séparées les unes des autres par une fine structure de matière plus sombre : la matière intergranuleuse. La granulation et la matière intergranuleuse qui entoure les cellules sont dus à la convection qui permet le transfert d'énergie à la surface du Soleil.
La durée de vie des granules est courte, en général de 5 à 10 minutes et il est rare qu'elle atteigne 20 à 30 min. La taille et la longévité des grains semblent affectées par les cycles de l'activité solaire. Mais cette relation est un sujet de recherche.
Avec un télescope de 120 à 150 mm, un observateur peut commencer à étudier la granulation. Le site doit être cependant d'une excellente qualité. L'observateur doit être attentif aux changements de taille, de forme et de luminosité sur une échelle de temps de lordre de quelques minutes.
1.3
LES PORES
On trouve souvent
des petites régions éparses dans la granulation photosphérique.
La matière qui les constitue est plus sombre que la matière
intergranuleuse, sans toutefois être aussi noire que l'ombre des
taches : ce sont les pores. Ils peuvent se former et
se dissoudre en l'espace de quelques minutes à moins d'une heure.
Leur taille est de l'ordre de 1" à 5".
Comme pour la granulation, il existe une corrélation entre la longévité des pores et leur taille. Les pores les plus grands ont de bonnes chances de devenir de véritables taches. Ils ont alors tendance à vivre plus longtemps et à montrer moins de changements que les granules. En général, ces pores possèdent une taille de 2" à 3" et une durée de vie d'au moins quelques heures.
On peut fréquemment observer des perturbations entre les pores en formation. Souvent on peut voir des tracés sombres entre les pores et des changements dans la granulation..
1.4 L'OMBRE DES TACHES
Lorsque la taille
des pores les plus importants augmente, ils deviennent plus
stables et peuvent survivre sur la photosphère. En grossissant,
leurs dimensions dépassent celles de simples pores (5"),
ils s'assombrissent. Sur les poses photographiques les plus
longues, ils montrent une apparence granuleuse avec des cellules
d'une taille analogue à celle de la photosphère normale.
A ce stade, ils sont seulement des ombres de taches ponctuelles. Bon nombre de ces taches développent une pénombre qui ne dure généralement pas longtemps.
La principale différence entre un pore et une tache est l'apparence plus sombre de cette dernière. Les ombres des taches ponctuelles présentent une forme irrégulière surtout en bordure de leur pénombre lorsque celle-ci se développe. De véritables filaments s'étendent à partir de l'ombre.
L'intérieur des ombres de ces taches n'est pas d'un noir aussi uni qu'il semble l'être à première vue. Il se compose de cellules granuleuses sombres et de points brillants. Les cellules sont des irrégularités dans l'obscurité, et les points ne sont pas d'égale luminosité.
L'observation des fins détails dans les ombres nécessite un instrument d'au moins 120 mm de diamètre. En photographie, il faut des temps d'exposition de 2 à 5 fois plus longs que pour la photosphère dans son ensemble.
1.5 LA PENOMBRE DES TACHES
Les pénombres
ressemblent souvent au début à de la matière intergranuleuse
qui serait anormalement sombre et allongée en bordure d'ombres
de taches ponctuelles. Certaines pénombres n'évoluent jamais au-delà
de ce stade rudimentaire, surtout si la matière qui la forme est
particulièrement désorganisée. Par exemple, une collection de
petites taches sur une grande surface.
On classe ces pénombres rudimentaires en deux groupes :
celles qui évoluent et celles qui se dissolvent.
Si l'ombre est large et bien développée, la pénombre formera
une structure de fibres sombres orientées vers le centre
de la tache. Ces fibres possèdent la même nature convective que
les granules, mais elles sont déformées par de forts champs
magnétiques horizontaux (de lordre de 103 Gauss).
Entre les fibres sombres composées de matière sombre, plus
froide et de flux descendant, on trouve les grains de pénombre
brillants composés de matière plus chaude, plus lumineuse
et de flux ascendant. Il ne faut pas confondre ces grains de pénombre
brillants avec les granules photosphériques.
En superposition sur les fibres et sur les grains, on trouve des fibrilles,
ombres sombres semi-transparentes. Lorsque la résolution est inférieure
à 1", on ne peut faire de distinction entre les fibrilles
et les fibres sombres. Sur les vieilles taches les pénombres
sont fréquemment symétriques.
Lorsque le champ magnétique est complexe, on voit des fibres de
différentes largeurs submerger en plusieurs endroits un groupe
entier de taches. Ces dernières présentent alors une apparence
chaotique. Parfois, des morceaux de pénombre peuvent se détacher
de toute ombre. Ces formations sont rares et les observateurs
doivent y prêter attention. Elles durent moins dune journée
et demandent un grand nombre d'observations précises pendant une
courte période.
A l'intérieur de pénombres bien développées, on peut trouver
des zones d'ombre à peine plus étendues que des pores. Parfois,
l'ombre s'allonge sur la pénombre et touche directement la
photosphère.
On peut également trouver dans les pénombres des régions
autant ou plus brillantes que la photosphère voisine. Ces régions
sombres et brillantes varient rapidement et méritent des
observations attentives. Les régions brillantes peuvent
s'effacer lentement et laisser la place aux fibres, ou bien
augmenter et devenir de véritables ponts lumineux qui divisent
les taches annoncent leur démembrement final. Ces manifestations
lumineuses peuvent précéder un phénomère très rare :
une éruption visible en lumière blanche.
De même, les points sombres peuvent devenir des langues d'ombre
qui traversent la pénombre jusqu'à la photosphère. Cela prélude
à la disparition de la pénombre.
La limite entre l'ombre et la pénombre est souvent déchiquetée
par les fibres de la pénombre. Cette région est difficile à
photographier. La luminosité des fibres semble augmenter du côté
de l'ombre et diminuer vers le bord, ce qui donne à la pénombre
un contour extérieur bien défini.
A l'extérieur de cette pénombre où les fibres et les fibrilles
se projettent sur la photosphère, on peut observer différents
types de phénomènes :
- Les granules de la photosphère qui entourent la tache semblent
former un anneau dont l'éclat est supérieur d'environ 10
% à celui de la photosphère.
- Les granules paraissent former des chaînes en forme danneaux
concentriques à proximité de la de la frontière extérieure de
la pénombre. Souvent, les granules de ces chaînes empiètent
sur la pénombre et la dissolvent lentement. Inversement, les pénombres
sont souvent créées par la formation de telles chaînes à côté
de taches ponctuelles. La matière intergranuleuse devient plus
sombre et s'élargit jusqu'à ce que les granules eux-mêmes
soient absorbés.
Les observateurs doivent faire attention aux termes employés:
fibrille, fibre, granule, grain:
Une fibrille est une structure d'apparence tissée,
sombre, semi transparente qui recouvre la pénombre proprement
dite. La pénombre elle même est composée de fibres sombres
et de grains brillants, tandis que la granulation de la
photosphère se compose de granules.
Ces termes et plusieurs autres qui seront définis sont souvent mal employés et font l'objet de confusions fréquentes.
Lorsque les taches traversent le disque visible du Soleil, on peut voir les nombreux changements de forme qui ont été bien observés mais mal compris. Lorsqu'elles sont proches du bord, on peut voir plusieurs effets évidents.
D'abord, le
plus largement connu est l'effet Wilson. Lorsqu'une tache
symétrique approche du bord Ouest du Soleil, la largeur de la pénombre
la plus éloignée du bord décroit plus vite que celle qui en
est la plus proche. L'inverse se produit sur le bord Est. C'est-à-dire
que la largeur de la pénombre côté centre du disque augmente
plus rapidement que celle côté bord.
Tous les astronomes solaires ne pensent pas que cet effet soit réel. Certains ont même suggéré que cet effet est plus psychologique qu'astronomique. Des mesures récentes ont montré qu'il n'est pas aussi prononcé que ne l'avaient rapporté les premiers observateurs. Il semble que leurs observations aient été influencées par de mauvaises conditions d'observation, par des effets photographiques dus à l'assombrissement des bords, par les assymétries photométriques de la pénombre raccourcie par la perspective et par le fait que toute tache observée est plus évoluée sur le côté ouest que sur le côté est.
Ainsi qu'il y a déjà été fait allusion, plusieurs changements
internes se produisent dans les taches proches du bord. La
bordure entre l'ombre et la pénombre devient apparemment assymétrique.
Il existe aussi une assymétrie photométrique. Le côté tourné
vers le bord garde sa netteté et sa luminosité, tandis que la
partie plus proche du centre du disque devient diffuse et plus
sombre. Des études photométriques ont montré que cet effet est
bien réel.
En résumé, l'évolution des taches individuelles est la suivante:
L'étape suivante dans leur évolution consiste en la formation d'une pénombre rudimentaire de forme irrégulière tout d'abord. La pénombre devient ensuite plutôt symétrique et a tendance à s'étendre lorsque la tache continue à évoluer.
Il n'est pas possible de montrer le scénario au-delà de cette étape sans définir d'autres formations.
Ce sont des amas de taches qui sont associées magnétiquement, dans lesquelles les taches peuvent avoir des âges différents et qui sont souvent entourées par des pores si le groupe est bien développé.
Un groupe évolue plus ou moins de la manière suivante :
Quelques pores forment de petits amas elliptiques dans une surface inférieure à dix degrés carrés. Au bout d'une journée ou plus, ils s'assombrissent et deviennent des taches, souvent groupés en deux concentrations. Dans chacune de ces concentrations, un pore se développe plus rapidement (en l'espace de quelques heures) en formant une petite tache. La principale tache du groupe de tête se forme plus rapidement que celle du suivant. La plupart des groupes n'évoluent jamais au-delà de cette étape où ils restent pendant quelques jours puis finissent par disparaître.
Si le groupe continue à évoluer, la tache de tête forme d'habitude une pénombre suivie peu de temps après par la formation d'une pénombre autour de la tache suivante. Ces deux taches sont séparées par des pores isolés, de petites taches et éventuellement des pénombres isolées. Les taches les plus grandes se séparent rapidement en longitude tandis que l'axe du groupe mesuré depuis le centre de la tache de tête jusqu'au centre de celle de queue effectue une rotation qui diminue son inclinaison avec l'équateur solaire.
Ces groupes de taches sont magnétiquement bipolaires dans 70 % des cas. Les taches se répartissement en deux sous groupes de pôles magnétiques opposés (nord et sud). Les 30 % de groupes restants sont magnétiquement unipolaires.
Après ces étapes initiales, le groupe continue à augmenter en surface et en nombre jusqu'à atteindre un maximum vers le milieu de la deuxième semaine. Vers la fin de la deuxième semaine et parfois même la fin d'un mois, le groupe commence à s'affaiblir. D'abord les taches les plus petites et les pores se dissolvent et ensuite la tache de queue se subdivise et se réduit jusqu'à disparaître. Pendant ce temps, la forme de la tache de tête s'arrondit et devient symétrique. Bientôt, la tache de tête reste seule, ronde, et devient de plus en plus petite jusqu'à totale disparition.
Les régions faculaires qui précédaient le groupe de quelques jours resteront les dernières traces de son activité et persistent pendant plusieurs semaines dans de monbreux cas.
On peut trouver en annexe la classification schématique des groupes de taches de Zurich. Elle représente l'évolution des groupes.
1.8 LE CYCLE SOLAIRE
Le cycle solaire a
été découvert par Heinrich Schwabe, pharmacien à Dassau en
Allemagne. Il avait poursuivi des études scientifiques à
l'université de Berlin. Après avoir obtenu son diplôme, il
trouva un peu de temps pour s'intéresser à la science et commença
à travailler. En 1826, Schwabe acquit un petit télescope et
commença à observer le Soleil. Son intention originale était
de chercher une planète à l'intérieur de l'orbite de Mercure
en observant le transit d'un corps à la surface du Soleil. Pour
y parvenir, il avait besoin de suivre tout ce qui pourrait
manifester ce corps devant le Soleil. Par conséquent, en 1826,
il pointa son nouveau télescope sur le Soleil et commença à
compter les taches et les groupes de taches. En 1843, après de
nombreuses années d'observation, il publia dans un article son
hypothèse d'un cycle de 10 ans dans le nombre de taches. En 1851
il publia des observations qui montraient l'existence de ce cycle.
En 1857, il reçu la médaille d'or de la Société Astronomique
Royale.
De nos jours, le cycle solaire est bien établi par 150 ans d'observations précises et au-delà par des recherches historiques. Le nombre de taches varie suivant une période de 11 ans. En fait celle-ci peut varier de 7,3 à 17,9 ans dun maximum à lautre, avec une moyenne de 10,9 ans. La période entre les minima peut aller de 9 à 13,6 ans avec une moyenne de 11,1 ans. La forme de la courbe entre la montée et la descente n'est pas symétrique. En général la montée au maximum est plus rapide que la descente. De plus, le degré d'activité d'un maximum à l'autre peut varier sensiblement. Il est courant que la montée d'un maximum connaisse des variations de 50 %.
Au début d'un cycle, au plus bas de la courbe, les groupes du nouveau cycle se forment à de hautes latitudes. Lorsque le cycle progresse, la latitude des groupes de taches diminue de plus en plus. A la fin du cycle, les taches de l'ancien cycle paraissent se serrer sur l'équateur tandis que celles du nouveau cycle apparaissent à de plus hautes latitudes. Cette migration des groupes de taches a été découverte et annoncée en 1863 par Richard Christopher Carrington et a été étudiée plus tard par Gustav Spörer. L'activité en latitude était connue depuis longtemps. Cependant, une controverse sest produite concernant la possibilité de longitudes actives et même d'hémisphères actifs. Ces théories doivent encore être confirmées par les observations.
1.9 LA ROTATION SOLAIRE
Le Soleil n'étant
pas un corps solide, la vitesse de rotation au niveau de la
photosphère diffère selon la latitude. Pour déterminer la
longitude héliographique, on trouvera dans les éphémérides
astronomiques le nombre de Carrington, cest-à-dire le
nombre de rotations effectuées depuis le premier passage de la
longitude 0° au centre du disque solaire. La période de chaque
rotation acceptée sur le plan international est de 27,2753 jours.
1.10
LES FACULES
Les facules sont des taches étendues, brillantes, qui
ressemblent à des veines, ou des régions qui sont souvent
proches des groupes des taches ou qui les contournent.
Elles sétendent couramment sur plus de 15°. Leur contraste par rapport à la photosphère est faible. On les voit mieux dans l'assombrissement apparent des bords qui est dû à la luminosité décroissante des couches extérieures de la photosphère vues de profil, ainsi que le montre le schéma donné en fin de paragraphe. Il est rare qu'une plage faculaire soit assez brillante pour être vue sur le centre du disque.
Tous les groupes de taches sont associés à des facules, mais l'inverse n'est pas vrai. Des facules peuvent exister en l'absence de groupes de taches, comme dans le cas de facules polaires : les groupes n'ont jamais été observés à une latitude héliographique supérieure à 50°.
Les facules apparaissent d'habitude en un endroit donné avant les groupes et leur survivent souvent pendant plusieurs rotations. Les veines faculaires montrent une granulation cellulaire ayant une taille de 1" à 2". Durant la dissolution d'un groupe de taches, les facules forment un pont lumineux qui divise souvent l'une ou l'autre des plus grandes taches et paraît juste s'étendre et envahir la tache lorsque le groupe se dissoud. Des facules importantes, brillantes et compactes marquent souvent l'endroit où un groupe vient juste de disparaître ou se trouve sur le point d'apparaître. Si le matériau faculaire est très brillant, cela peut vouloir dire qu'un groupe est sur le point de naître.
Les observateurs doivent prêter attention à ces facules et concentrer leur effort sur toute nouvelle facule brillante ou proche du bord, surtout s'il nexistait aucun groupe à cet endroit au cours de la rotation précédente. Ces phénomènes nous donnent l'occasion d'avoir un petit aperçu sur l'activité de la face cachée du Soleil. Une grande quantité de facules nouvelles peut préluder un sursaut d'activité.
La photosphère étant translucide, à profondeur optique égale (SP=SP), on aperçoit des couches plus profondes, donc plus chaudes et plus brillantes au centre du disque en S que vers le bord en S (OP < OP). Le schéma nest pas à léchelle : alors que le rayon du Soleil est de 700000 km, on évalue lépaisseur de la photosphère à 400 km environ. On a aussi négligé laugmentation de lopacité et de la densité sur cette profondeur.
On les définit sommairement comme étant tout matériau plus lumineux que l'ombre et qui la divise en s'étendant souvent sur la pénombre.
Il semble qu'il existe une relation grossière entre l'âge d'une tache et la largeur des ponts lumineux qui la traversent. Les groupes les plus agés et les plus évolués possèdent souvent des ponts de lumière qui ne sont ni plus ni moins que des incursions de la photosphère. Mais les taches plus jeunes présentent souvent des coulées fines et brillantes qui subdivisent les groupes.
Les facules et les ponts lumineux possèdent tous deux une apparence granuleuse. A première vue, il peut paraître contradictoire que les facules et les ponts soient à la fois des courants et des grains. Mais ces veines faculaires sont mieux vues et décrites dans le livre de Bray et Loughhead sur la granulation solaire. Même les courants étroits sont résolus dans les meilleures observations en de petits granules.
La durée de vie de ces ponts lumineux peut être inférieure à une journée pour les courants étroits et aller jusqu'à une semaine ou plus pour les formes massives plus agées.
Les ponts les plus massifs annoncent en général le début du déclin d'un groupe de taches. Le pont lumineux divise les taches les plus étendues en taches plus petites et irrégulières et, ainsi qu'il a déjà été dit auparavant, elles sont peu à peu envahies par le pont. Durant ce processus, le pont lumineux qui peut commencer comme un courant quasi faculaire brillant, ressemble de plus en plus à la photosphère normale. Le processus rappelle un peu celui du bâteau qui fait naufrage lorsqu'il s'enfonce dans l'océan. Un signe révélateur que le processus est en cours est une tache en forme d'éventail coupée par un pont lumineux et qui laisse une partie de l'ombre en contact direct avec la photosphère pendant que la pénombre s'étale du côté opposé comme un éventail japonais.
1.12 LES ERUPTIONS EN LUMIERE BLANCHE
On peut les voir dans des groupes de taches très évolués et elles sont rares, toutefois moins qu'on ne le supposait il y a quelques années. Elles apparaissent soudainement dans un groupe de taches ou à proximité. On les signale souvent lorsqu'on les voit en projection sur une tache, c'est-à-dire lorsque le contraste est le plus important. L'éruption atteint son maximum en quelques minutes.
Sa luminosité diminue ensuite de manière exponentielle jusqu'à ce qu'elle revienne au niveau normal de la photosphère. L'éruption la plus longue observée en lumière blanche a duré 50 minutes alors que de telles éruptions durent normalement de 5 à 10 minutes.
Au cours de l'éruption, la granulation disparaît et le courant brillant semble former de petits nuds qui rappellent les craquelures d'une fissure à la surface du Soleil.
Ces phénomènes sont très importants et tous les observateurs doivent y être attentifs. Ils ont été la plupart du temps observés au télescope par projection.
Ces éruptions sont très évidentes lorsqu'elles se produisent. Elles paraissent souvent colorées. En nombre égal, elles paraissent bleues (émission H et K du calcium) ou rouges (émission Ha ).
Leur observation est très importante et doit inclure :
En résumé, il existe une large gamme de luminosités parmi les formations visibles à la surface du Soleil. Les plus brillantes sont les éruptions en lumière blanche, suivies par les facules, la photosphère normale à l'intérieur des granules. On trouve ensuite la matière intergranuleuse et les pores, suivis par la pénombre. Enfin, il y a le matériau sombre de l'ombre et, plus sombres encore, les granules de l'ombre.
Cette section du manuel est seulement un index sommaire pour non initié et ne traite pas du sujet de manière exhaustive. Les données statistiques de base ont été omises car on peut les trouver dans n'importe quel bon ouvrage astronomique publié ces vingt ou trente dernières années.
Pour une meilleure compréhension du sujet et du Soleil en général, on peut se reporter à la bibliographie sommaire suivante :
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