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L'observation et étude du soleil En lumière blanche
Notre étoile, le soleil - © Image Editor

 

Cet exposé se destine à l'observation du soleil dans la lumière blanche.

Lumière blanche signifie aussi lumière visible. Observer le soleil en lumière visible permet de concentrer ses observations sur une zone bien précise de notre étoile où les taches solaires se développent : La Photosphère.

L'observation et l'étude télescopique de notre étoile en lumière blanche est passionnante. Objet planétaire un peu à l'écart compte tenu des règles de sécurité à respecter pour mener des observations sans danger mais également parce que son étude se déroule de jour contrairement à tous les autres objets du ciel, celui-ci répond à des méthodes d'évaluation de son activité très spécifiques mises au point pour la plupart au milieu du XIXème siècle, toujours d'actualité aujourd'hui.

Le soleil en lumière blanche se présente sous la composition de quatre éléments, plus ou moins bien visibles : La granulation, les facules, les pénombres et les taches. En lumière blanche, ce sont les aspects des facules, des groupes de taches, les taches isolées et leurs pénombres ainsi que leur mouvement dû à la rotation du disque solaire qui sont le sujet des observations et des études, quelles soient visuelles ou photographiques.


Quels instruments pour l'observation et l'étude solaire ?

L'observation et l'étude télescopique de notre étoile en lumière blanche n'est pas exigeante pour ce qui est de l'ouverture instrumentale. Bien au contraire, la turbulence diurne étant souvent très élevée, un petit diamètre est souvent plus performant qu'un gros (dont la résolution pourra souvent être inférieure à des diamètres plus petits de part sa plus grande sensibilité aux déséquilibres thermiques).

En effet, plus le diamètre est important et plus l'air qui s'échange entre l'intérieur et l'extérieur de l'instrument a du mal à se stabiliser ce qui provoque de très sérieux remous dans les images, ce qui rend les observations finalement très difficiles.

La lunette est naturellement privilégiée pour son excellent contraste mais un petit télescope peut convenir à condition d'être catadioptrique comme les Schmidt ou les Maksutov. Un télescope Newton est un télescope sensible pour l'observation solaire à cause de son tube ouvert.
Le diamètre instrumental idéal pour un amateur qui s'intéresse très sérieusement à l'activité solaire se situe autour des 80-100 mm dans la plupart des cas mais un télescope Schmidt-Cassegrain de plus grosse ouverture peut être utilisé dans le cas d'une turbulence diurne très favorable. D'expériences d'observateurs, les moments les plus favorables pour les observations solaires se situent en fin de matinée et début d'après-midi. C'est durant cette mince fenêtre horaire de la journée que les perturbations semblent être généralement les plus faibles et que les instruments sont en mesure de donner le meilleur d'eux-mêmes.


Etude des taches et classification

Pour un observateur lambda, l'étude des taches se limitera à des dessins très approximatifs.

Informations peu exploitables pour un observateur amateur chevronné qui lui, tentera d'enregistrer d'autres données à portée scientifique pouvant intéresser un professionnel (type de structure du groupe de taches, nombre de WOLF, identification des pénombres, recherche de détails "remarquables" dans la structure des taches, dérivation d'un groupe...etc ).

Thierry LOMBRY de Luxorion a réalisé une illustration des différentes classifications de Waldmeier :

 
La première classification ( A à H ) concerne la forme générale des tâches.

A
Tache simple ou groupe de taches sans pénombre et sans structure bipolaire. Les ombres ou taches sans pénombre persistent plusieurs jours.

B
Groupe de tache bipolaire sans pénombre. 

C
Groupe bipolaire dans lequel une des principales taches présente une pénombre. 

D
Groupe bipolaire, les deux taches ayant une pénombre, l'une d'entre elle étant structurée. Le groupe s'étend au maximum sur 10° héliocentrique, soit 120 000 km.

E
Groupe bipolaire étendu, les taches principales sont entourées de pénombre et présente une structure complexe. De petites taches se trouvent entre les grandes taches. Le groupe s'étend sur une longueur de 10° à 15°.

F
Groupe bipolaire très vaste ou groupe de taches complexes s'étendant sur au moins 15° (180000 km).

H
Tache unipolaire avec une pénombre dont le diamètre est supérieur à 2.5° (30000 km). Cette tache est visible à l'oeil nu. Les taches principales sont presque toujours les taches rémanentes d'un ancien groupe bipolaire. Les groupes de la classe H sont classés D compacts lorsque la pénombre excède 5° en longitude.
La seconde classification ( x à k ) concerne la forme des pénombres.

x
Pas de pénombre. La largeur de l'aire grise bordant la tache doit excéder 3" pour être classifiée comme pénombre. Cette largeur semble être la plus basse limite physique observée.

r
Pénombre rudimentaire entourant partiellement les plus grandes taches. Cette pénombre est incomplète, irrégulière sur les pourtours et granuleuse plutôt que filamenteuse. Elle est très étroite, de l'ordre de 3", et plus brillante que la pénombre normale, elle peut être en train de se former ou décliner.

a
Pénombre petite et symétrique. La plus grand tache est mature et présente une pénombre sombre et filamenteuse de forme circulaire ou elliptique avec de petites irrégularité sur le bord. L'ombre est soit unique ou forme un amas compact et proche du centre de la pénombre. Le diamètre nord-sud de la pénombre n'excède pas 2.5°. Les taches dont la pénombre est symétrique évoluent très lentement.

s
Pénombre petite et asymétrique et quelquefois complexe, avec de fines structures filamenteuses. La pénombre des grandes taches présente un contour irrégulier ou est visiblement allongée (pas circulaire) avec deux zones d'ombres à l'intérieur. Son diamètre nord-sud est inférieur à 2.5°. Les taches asymétriques changent d'aspect de jour en jour.

h
Pénombre grande et symétrique, même structure que "s" mais diamètre nord-sud supérieur à 2.5°

k
Pénombre grande et asymétrique, même structure que "a" mais diamètre nord-sud supérieur à 2.5°. Lorsque l'extension longitudinale de la pénombre est supérieur à 5°, il est presque certain que les deux polarités magnétiques sont présentes dans la pénombre et le groupe de cette classe (Dkc, etc).
La troisième classification ( x à c ) concerne la répartition des tâches dans un groupe.

x
Non définie pour les groupes unipolaires

o
Ouvert. Peu ou pas de taches entre la tache de tête (leader) et la tache de queue (follower); le groupe apparaît divisé clairement en deux parties. Les taches intérieures sont de très petites dimensions.

i
Intermédiaire. De nombreuses taches se trouvent entre la tache de tête et la tache de queue, mais aucune d'entre elle n'a de pénombre mature.

c
Compact. L'aire comprise entre la tache de tête et la tache de queue du groupe de taches est parsemé de grosses taches dont l'une présente une pénombre. Dans le cas extrême d'une distribution compacte, le groupe entier est enveloppé dans une pénombre continue.
La définition d'un groupe suivant ces trois échelles de classification permet de fournir une étude assez exhaustive de sa forme et de son activité, compatible pour une exploitation ultérieure par des commissions ou des groupements spécialisés (passerelles entre les amateurs et les professionnels).


Les facules
Les taches représentent qu'une partie de l'activité solaire. Les facules, espèces de taches solaires claires sont également très intéressantes à étudier car ce sont en général des zones très actives de notre étoile où se situent déjà des taches ou des zones à surveiller car étant succeptibles d'être le lieu d'émergence de nouvelles taches. Comme les taches, les facules inondent le disque soleil au moment où l'activité solaire est élevée.

a

En forme de veines, dont la structure ressemble à celle d’un filet.

b

Etendues et continues.

c

Etendues et fragmentées.

d

Facules ponctuelles.

e

Groupes de facules ponctuelles.


Le nombre de WOLF

Le fin du fin en observation solaire est de calculer le nombre de WOLF en prenant en compte l'ensemble du disque solaire, découlant du travail génial d'un astronome Suisse de l'observatoire de Zürich, Rudolf WOLF (l'un des seuls professionnels à s'être intéressé à notre étoile au milieu du XIXème siècle).

Ce nombre permet d'évaluer l'intensité de l'activité du soleil au moment de l'observation et donc de suivre cette intensité par comparaison avec les nombres de WOLF découlant de nombreuses autres observations réalisées à des dates antérieures. Pour les observateurs qui sont disponibles et qui s'intéressent tout particulièrement à notre étoile, le calcul régulier du nombre de WOLF permet d'obtenir des graphiques très intéressants.

La formule découlant de son travail est la suivante :

W = k ( 10 g + t )

L'application pratique de la formule est assez simple.

k est un coefficient correcteur dépendant des moyens utilisés ainsi que des circonstances concernant l'observation du soleil (Diamètre du télescope, grossissement, votre acuité visuelle, la transparence du ciel...).
Pour déterminer le coefficient
k moyen qui correspond à votre matériel et à votre acuité, il vous suffit de réaliser 4 ou 5 mesures WOLF sur plusieurs jours avec un coefficient k égal à 1, puis de les comparer avec les mesures WOLF officielles publiées par SOHO.

En faisant la différence, vous obtiendrez un coefficient k beaucoup plus précis propre à vous que vous pourrez alors utiliser pour vos mesures ultérieures.

g est le nombre de groupes de taches que vous dénombrez au moment de l'observation.

t est le nombre global des taches que vous dénombrez, en considérant toutes les taches comme individuelles même si elles appartiennent à des groupes distincts. Le chiffre W obtenu est obligatoirement un chiffre situé entre 0 (activité nulle) et supérieur à 100 (activité intense lors des maxima). C'est ainsi que sont réalisées toutes les mesures de nombreux amateurs et professionnels du monde entier, qui parviennent ultérieurement à l'observatoire Royal de Bruxelles, de produire un chiffre W moyen, journalier et mensuel sur l'activité de notre étoile.

A qui le tour ?


Pour aller plus loin...

Le GFOES ( Groupement Français pour l'Observation et l'Etude du Soleil )

Arnaud FIOCRET © 2005 (2012)

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