VOS PREMIERES OBSERVATIONS DES TACHES SOLAIRES

Les techniques :

Si l'observation directe à l'oculaire d'un télescope, muni d'un filtre spécial, permet d'admirer la subtile dentelle des jeux d'ombre au sein des taches, voire de les dessiner, par contre les astronomes préfèrent employer la technique de la projection ou bien la photographie pour réussir leurs programmes de surveillance systématique des taches du Soleil

La projection :

Cette technique consiste à projeter l'image du Soleil sur une feuille de papier placée en arrière de l'oculaire du télescope comme le montre la photo ci-dessous :

Projection de l'image du Soleil sur une feuille de papier

Photos Ph Ledoux / ASCT-astronomie

Pour éviter les lumières parasites, un cache placé au niveau de l'oculaire permet de plonger l'écran dans l'ombre. Pour observer confortablement le Soleil, l'image est en général projetée sur un écran qui sert de support à la feuille de papier. Un gabarit en forme de cercle est tracé à même l'écran et on y superpose ensuite une feuille de papier calque. Les feuilles de papier calque successives permettent ainsi, par simple superposition, de suivre très facilement le déplacement des taches au fil de vos observations quotidiennes. Le gabarit employé par les astronomes consiste en un cercle standardisé de 114 mm ou de 139 mm. Avec un cercle de 114 mm, une tache de 1 mm au milieu du disque du Soleil représente 12 000 km; avec un cercle de 139 mm, 1 mm représente 10 000 km

Cliquez sur l'image ci-dessus pour afficher un gabarit que vous pourrez imprimer

Première difficulté : réussir la mise au point. Pour y parvenir, il suffit de veiller à ce que le bord du Soleil soit bien net, ainsi que les taches... s'il y en a !

Photos Ph Ledoux / ASCT-astronomie

Deuxième difficulté : l'orientation de l'écran

En effet, selon le montage optique choisi, l'orientation de l'image du Soleil n'est pas identique.

Le Soleil vu à l'oeil nu
Le Soleil vu dans l'oculaire d'un télescope
Le Soleil vu sur l'écran de projection
Le Soleil vu par transparence pour un observateur placé derrière le papier calque

Schéma Association des Cheminots Astronomes

Autre problème d'orientation : au fil de la journée, la Terre tourne sous vos pieds, modifiant petit à petit l'angle sous lequel vous voyez le Soleil. Les taches de ce dernier semblent alors subir une rotation apparente comme vous le montre le schéma ci-dessous.

Schéma Ph Ledoux / ASCT-astronomie

Il est donc primordial de bien repérer la position de l'Est et de l'Ouest sur l'écran de projection. En cas de présence de taches sur le Soleil, placez l'image du Soleil sur une feuille de papier calque positionnée sur le cercle tracé sur l'écran de projection. Au fil des minutes, vous aurez l'impression que le Soleil bouge mais en fait c'est la Terre qui tourne sur elle même et qui fait sortir le Soleil du champ de votre feuille. Marquez au crayon la position des taches toutes les minutes environ. Comme le Soleil semble aller d'Est en Ouest, le déplacement de la tache vous donne la direction Est-Ouest. La perpendiculaire à cette ligne Est-Ouest vous donnera le sens Nord-Sud.

Schéma UIFM de Paris / collège de Sciences Physiques

Une autre méthode, plus précise, consiste à couper le moteur du télescope et à laisser l'image du Soleil défiler après avoir tracé une tangente au cercle tracé sur votre papier calque, parallèle à l'un des axes : le mouvement apparent du Soleil vous donnera le sens Est-Ouest. Il vous suffit alors d'orienter la tangente dans le même sens que le déplacement du Soleil.

La détermination de l'orientation Nord-Sud est encore plus aisée : si votre télescope a été correctement mis en station (par exemple sur l'étoile polaire durant la nuit précédant votre observation du Soleil), il suffit tout simplement de le basculer en déclinaison, puis vous remettrez en route l'entraînement motorisé avant de recentrer l'image du disque solaire sur le cercle de l'écran.

Avec un appareil photo :

On peut également photographier directement le disque solaire au travers du télescope. Il faut disposer d'un boîtier qui permette de faire 2 poses sur la même image. On commence alors par orienter "gross modo" le boîtier afin que le disque solaire se déplace, une fois coupé le moteur de la monture du télescope, à peu près parallèlement au grand côté du cadre du viseur de l'appareil photo. La direction Nord-Sud géographique est alors la perpendiculaire à la grande longueur de la fenêtre du négatif photo.

Pour affiner cette orientation, on prend ensuite successivement deux photos, à environ 90 secondes d'intervalle, sur le même cliché : ainsi, le second disque se superpose partiellement au premier et la sécante qui joint les deux points d'intersection correspond à la direction Nord/Sud géographique.

Photo Pierre Causeret

Ces méthodes demandent essentiellement du soin et de la précision et, surtout en photo, il faut bien veiller à ne pas modifier la position du boîtier quand on prend les photos du Soleil taché (utilisez un déclencheur souple pour éviter tout geste intempestif).

Repérez la position des taches :

Une première méthode consiste à projeter l'image du Soleil directement sur un gabarit avec réseau de coordonnées héliographiques comportant les parallèles et les méridiens correspondant, équivalant à nos latitudes et longitudes terrestres. Pour ce faire, l'épatant petit logiciel Astrothèque 2000 propose des petits gabarits très simples à utiliser

Pour afficher la version imprimable du gabarit, cliquez sur l'image ci-dessus

Mesurez la taille des taches

Vos systèmes de coordonnées vous permettront également de mesurer précisément la taille des taches et des groupes de taches qui agitent la surface de notre étoile. Vous pouvez également estimer cette taille au moyen du gabarit simplifié que nous vous fournissons ci-dessous, tiré du remarquable livre de Pierre Bourge et Jean Lacroux, "A l'affût des étoiles - Manuel pratique de l'astronome amateur" édité par Dunod. La règlette graduée de ce petit gabarit intègre le fait que le Soleil est une sphère et le fait que, sur les bords du Soleil, les taches sont vues selon une perspective en fuite.

Cliquez sur l'image ci-dessus pour afficher le gabarit imprimable

Réglez la distance entre votre feuille de papier et l'oculaire de votre télescope afin que l'image du Soleil se superpose exactement à votre gabarit. Vous n'avez plus ensuite qu'à faire tourner celui-ci afin que les taches solaires observées se retrouvent sur la règle centrale du gabarit : vous pourrez estimer ainsi très facilement la taille des taches du Soleil.

Décortiquez la forme des taches :

Les taches peuvent prendre des formes plus ou moins complexes, qui font l'objet de classification. Celle de l'astronome suisse Max Waldmeier (1912-2000), assez ancienne, reste facile à manier pour un amateur débutant.

La classification de Waldmeier

• A : petite tache isolée ou groupe de taches sans pénombre et sans structure bipolaire
• B : groupe de petites taches bipolaires sans pénombre
• C : groupe bipolaire avec une zone de pénombre entourant la tache principale
• D : groupe bipolaire constitué d'au moins deux taches principales entourées de pénombre dont la plus petite montre une simple structure ; la longueur du groupe est inférieure à 10 degrés
• E : grand groupe bipolaire comprenant des petites et des grandes taches. Les deux taches principales entourées de pénombre présentent une structure complexe avec plusieurs petites taches entre elles et la longueur du groupe est d'au moins 10 degrés
• F : très grand groupe bipolaire d'au moins 15 degrés constitué de nombreuses taches entourées de pénombre
• G : grand groupe bipolaire sans présence de petites taches entre les deux principales d'une longueur d'au moins 10 degrés
• H : grande tache unipolaire entourée de pénombre avec de petites taches isolées, d'un diamètre supérieur à 2,5 degrés
• I : petite tache unipolaire avec pénombre, d'un diamètre inférieur à 2,5 degrés
• J : groupe de taches indéfinissables par temps très brumeux ou situé très près du bord du disque solaire (ne figurant pas dans le tableau).

Comptez le nombre de taches :

Le nombre de taches constellant la surface du Soleil est un paramètre important pour les astronomes, qui s'en servent pour évaluer l'intensité de l'activité du Soleil, grâce à l'ingénieuse méthode mise au point au XIX° siècle par un astronome suisse de l'observatoire de Zürich, Rudolf Wolf. Ce dernier est l'un des rares astronomes professionnels à avoir été intéressé par les travaux de Schwabe sur les cycles solaires : c'est entreprenant des recherches dans les archives de ce dernier qu'il est parvenu à mettre au point sa "formule magique" pour calculer l'index d'activité du Soleil.

Pour calculer le nombre de Wolf, commencez par compter le nombre de taches, que vous appelerez "t" puis comptez le nombre de groupes de taches, que vous appellerez "g". Essayez-vous à ce petit exercice au moyen de la photo ci-dessous :

Photo NASA

Si vous avez les yeux en face des trous, vous devriez réussir à dénombrer 15 taches réparties en 2 groupes et 1 tache isolée. Il vous suffit ensuite d'appliquer la formule suivante : W = k (10 g + t) où : "W" est le nombre de Wolf, "g" le nombre de groupes de taches, "t" le nombre de taches et "k" un coefficient correcteur dépendant de votre type de télescope et de votre expérience d'observateur. Et hop, le tour est joué...enfin... en principe...

Car l'estimation du nombre de Wolf n'est pas toujours aussi facile, notamment lorsqu'il y a plusieurs ombres dans une même pénombre ou bien lorsque un ou plusieurs groupes de taches sont situés dans une zone étendue puisque ce nombre de taches est multiplié par le chiffre 10. Une tache isolée constitue, à elle seule, un groupe mais en cas d'hésitation il faut considérer la distance angulaire séparant deux groupes de taches : si la distance est supérieure à 10 degrés, on est bien en présence de deux groupes distincts et dans le cas contraire, on a affaire à un seul groupe.

Le coefficient pondérateur, noté "k", a été établi afin de mieux comparer les relevés des différents observateurs et, éventuellement seulement, d'y apporter une correction. Ce coefficient tient compte des différents paramètres pouvant influencer le décompte des taches solaires :

• le diamètre de votre télescope
• le grossissement employé
• l'acuité visuelle de l'observateur
• l'expérience de l'observateur
• la transparence du ciel

Par exemple, il est évident que la détection d'une toute petite tache isolée avec une petite lunette de 60 mm de diamètre est très difficile, voire impossible. Le coefficient "k" tient compte de toutes ces incertitudes. Wolf, qui observait le Soleil avec une lunette de 75 mm de diamètre, estimait que dans ces conditions, "k" était égal à 1. Dans l'exemple précédent, si k = 1 et si vous comptez la tache isolée comme un groupe à part entière, vous aurez donc le nombre de Wolf suivant :

W = k (10 g + t) = 1 (10 x 3 + 16) = 46

Pour estimer la valeur de k qui vous est propre, comparez systématiquement pendant plusieurs semaines le nombre de Wolf que vous avez calculé et celui donné par un site Internet comme spaceweather.com : vous pourrez alors facilement découvrir le décalage moyen qui existe entre vos mesures et le nombre de Wolf réel. Vous pourrez ensuite utiliser systématiquement le coefficient "k" ainsi calculé lors de toutes vos observations ultérieures.

C'est ainsi qu'à partir des observations réalisées par des astronomes amateurs et professionnels du monde entier, et envoyées au "Sunspot Index Data Center" (S.I.D.C) à l'observatoire Royal de Bruxelles, le nombre de Wolf est établi mois après mois. Ci-dessous, à titre d'exemple, la moyenne mensuelle du nombre de Wolf, calculé durant les 12 mois de l'année 2000, année de très forte activité solaire :

Repérez la rotation du Soleil :

L'étude minutieuse de la position des taches sur le Soleil a également montré que la rotation du Soleil n'était pas partout identique : le Soleil n'est pas une masse solide mais une boule gazeuse et sa vitesse de rotation est plus forte à l'équateur qu'aux tropiques ou aux pôles. Cette rotation différentielle est assez facile à mettre en évidence grâce au déplacement des taches solaires au fil des jours

Schéma Ph Ledoux / ASCT-astronomie

L'observation quotidienne du déplacement des taches permet de calculer ainsi facilement les différentes vitesses de rotation du Soleil sur lui-même en fonction de la latitude : à l'équateur, les taches font le tour de l'astre du jour en 26 jours environ. Il faut 35 jours à celles situées à proximité des pôles pour effectuer un tour complet

Schéma Ph Ledoux / ASCT-astronomie

En cliquant sur l'image ci-dessus, vous pourrez imprimer le gabarit fourni par le logiciel Astrothèque 2000, qui vous permettra de calculer vous-même la rotation du Soleil.

Une fois vos premières observations bien rodées, vous souhaiterz peut-être aller plus loin dans vos travaux : si tel est le cas, alors la page suivante est faite pour vous !

Et n'hésitez pas à consulter les excellentes pages pédagogiques réalisées par Nadège Meunier sur le site de l'observatoire du Soleil Paris/Meudon/Pïc du Midi.

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