SOUS UNE BONNE ETOILE
ou une étoile nommée Soleil

 
10 - OBSERVATION DU SOLEIL (suite)

10.3 - Programmes d’observations pour un amateur

Après avoir résolu quelques problèmes techniques assez ardus et surtout financiers, nombreux sont les amateurs qui se cantonnent à une routine peu motivante, que ce soit pour des observations diurnes ou nocturnes.

Par exemple de nuit on peut faire du tourisme contemplatif sur les classiques, mais au bout d’un moment il faut essayer de sortir des sentiers battus en imaginant des programmes d’observations personnels ou collectifs selon son bon plaisir.

Il est recommandé de se rapprocher, dans le cadre de l’observation du Soleil, d’une association affiliée, soit à la Société Astronomique Populaire (S.A.P), soit à la Société Astronomique de France (S.A.F), soit au Groupement Français pour l’Etude et l’Observation du Soleil (G.F.E.O.S), afin que tous les travaux ou observations puissent être publiés et portés à la connaissance de chacun dans leur bulletin respectif : "Pulsar", " l’Astronomie " et " Hélios ".

La S.A.P, tout comme la S.A.F et le G.F.E.O.S, est divisée en commissions qui offrent la possibilité de découvrir diverses disciplines solaires telles que le calcul du nombre de Wolf, la position des taches, les corrélations, la coronographie, la spectroscopie, les cadrans solaires, l’astrométéo..., dans lesquelles tout amateur peut y trouver sa place afin de mener à bien et dans de bonnes conditions l’ensemble des observations et des travaux qui le passionnent.

Les amateurs qui seraient intéressés par ces activités peuvent écrire au siège administratif de chacune de ces Sociétés :
 
 

S.A.P
1 avenue Camille Flammarion
31500 Toulouse
S.A.F
3 rue de Beethoven
75016 - Paris
G.F.E.O.S
Vauroux
37500 - Chinon

La participation à une quelconque de ces activités solaires n’implique pas l’obligation de posséder du matériel sophistiqué de grand diamètre, il suffit de vouloir y participer de façon assidue.

Et même si les premiers résultats diffèrent nettement de ceux des observateurs chevronnés, il faut persévérer et peut être redéfinir un coefficient pondérateur personnel ou simplement corriger sa méthode d’observation, mais avant tout on doit se souvenir que c’est un travail d’équipe.

Nous allons essayer d’aborder quelques unes de ces activités à priori peu engageantes par leurs aspects techniques, mais pas du tout rébarbatives pour tous ceux qui possèdent les pré-requis de la patience et de la curiosité.

Après une approche du positionnement des taches on pourra envisager d'une manière aisée, soit le calcul du nombre de Wolf suivant la formule définie au § 7.1, ainsi que celui de la surface tachée et déterminer le niveau de l’activité du Soleil, soit de suivre et d'étudier le mouvement propre des taches.

Ce chapitre, que l'on aurait pu aussi baptiser " Travaux Pratiques ", fera également mention de programmes collectifs aussi passionnants que les précédents, comme : la mesure du diamètre solaire, le suivi des protubérances et l'utilisation des ondes courtes pour l'étude des phénomènes éruptifs, sans oublier la photographie à haute résolution.

Les autres disciplines solaires ne sont pas oubliées, mais elles sortent du cadre de ce document dont le but premier n'est pas d'en proposer une compilation exhaustive, mais d’inciter les curieux à emprunter un sentier inconnu et à s'enfoncer encore plus loin dans l'Univers, en les invitant à retrouver sous forme de rêveries, toutes ces sensations d'étonnement et d'émerveillement de l'enfance, malheureusement souvent mises en sommeil dans notre monde d'adulte.

10.3.1 - Positionnement des taches

Le suivi du positionnement des taches consiste à repérer et à positionner les taches sur un système de coordonnées, puis à établir une carte de rotation dite de Carrington, dont le quadrillage constitué par des secteurs de même valeur linéaire, représente les méridiens et les parallèles héliographiques.

Le travail peut être réalisé par projection de l'image du Soleil sur un écran ou à l’aide d’un appareil photographique.


Carte d'une rotation de Carrington du Soleil
ou carte planisphère de la chromosphère et des taches

10.3.1.1- méthode par projection

L’examen de la surface solaire est réalisé par projection de l’image du Soleil sur un écran placé perpendiculairement à l’axe optique si possible d’un réfracteur même modeste, et équipé d’une protection au niveau de l’oculaire contre les lumières parasites, pour plonger l'écran dans l'ombre.

Le pointage de l’instrument doit se faire sans chercheur, et uniquement par projection et réduction de l’ombre du tube.

La mise au point de l’image du disque solaire est satisfaisante lorsque les bords sont bien nets et les taches contrastées...s’il y en a.
L’écran est muni d’une feuille de papier millimétré (bleu-gris de préférence pour mieux repérer les taches et les facules) sur laquelle on a préalablement tracé à l’encre de chine un cercle d’un diamètre soit de 114 mm qui correspond au centre du disque à 1 ° héliographique par mm ou de 12 000 km/mm, soit de 139 mm qui permet pour une échelle de 10 000 km par mm une plus grande précision de lecture, et reporté les axes géographiques.

Néanmoins, il est recommandé de respecter la dimension standardisée à 114 mm pour simplifier grandement le travail d'analyse des différentes commissions solaires.

L’opération comprend quatre phases :

1 - l’orientation de l’écran

L’orientation de l’écran est obtenue en définissant le sens Est-Ouest géographique par défilement du mouvement apparent du Soleil.

Le papier millimétré est alors orienté de façon à ce que la tache puisse suivre une ligne placée de préférence, au centre du disque, pour limiter les effets éventuels d’une légère concavité ou convexité que l’on peut observer sur les bords du champ des réfracteurs.

On peut également tracer une tangente au cercle, parallèle à l'un des axes, et après orientation de l'écran et arrêt de l'entraînement de l'instrument, on  laisse filer sur le bord de l'image solaire, une petite tache du bord Est vers le bord Ouest.

La détermination de l’orientation Nord-Sud est encore plus aisée, il suffit tout simplement de basculer l’instrument en déclinaison, puis on reprend l’entraînement de l’instrument et on recentre l’image du Soleil sur le cercle de l’écran.

Note sur l'aspect visuel :

En fonction de la méthode d'observation utilisée, l'orientation des pôles solaires peut surprendre bien des gens, voire même des observateurs chevronnés, à savoir :
 

figure 1
vu à l'oeil nu,
le bord EST, est celui qui est le plus à l'est,
figure 2
vu à l'oculaire,
l'image est inversée,
figure 3
vu par projection sur un écran opaque,
l'image est renversée et retournée,
figure 4
vu par transparence sur un écran, l'aspect est normal.

2 - positionnement et dessin des taches

Le positionnement des taches est réalisé sur une feuille de papier calque, sur laquelle on a dessiné au préalable un cercle de diamètre égal à celui de l'écran et repéré des axes géographiques N-S et E-W.

Le cercle de la feuille de calque est superposé sur un autre cercle de même diamètre, tracé sur une feuille de papier millimétré.

Après lecture de la position des taches observées sur l'écran, on reporte chacune des valeurs sur la feuille de papier calque à l'aide des graduations du papier millimétré, suivant le système de coordonnées rectangulaires, formé par les deux axes orthogonaux N-S / E-W, dont l'intersection correspond au centre du disque solaire.
 
 

Mesures des valeurs en x et en y
x positif, du méridien au bord Ouest

x négatif, du méridien au bord Est

y positif, de l'équateur au pôle Nord

y négatif, de l'équateur au pôle Sud


 

Normalement on doit corriger le dessin de la feuille de calque par rapport à la valeur de l’angle P (formé par l’axe de rotation du Soleil par rapport à l’axe géographique) qui peut varier d’environ (± 26 degrés), le pôle Nord étant vers l’Ouest de janvier à fin juin et vers l’Est le reste de l’année, et à celle de l'angle B, qui est l’écart de l’équateur du Soleil par rapport au centre du disque du Soleil d’environ (± 7 degrés).

Ces valeurs sont publiées par l’annuaire du bureau des longitudes.

Toutefois, pour éviter d’introduire des erreurs pouvant être préjudiciables à l’analyse réalisée par la commission solaire, il semble préférable de ne pas tenir compte de ces corrections lors du relevé des coordonnées qui seront introduites automatiquement par le calcul informatique lors du dépouillement.

Néanmoins, dans le cas d'un travail de positionnement et de comptabilisation par hémisphère, la prise en compte de la correction des angles P et B est indispensable, car dans l'hypothèse d'un angle B maxi à (+ ou - 7 °), une tache peut sembler être dans l'hémisphère Nord alors qu'elle se trouve dans l'hémisphère Sud, et inversement.

Il est aussi possible de lire directement les coordonnées héliographiques en utilisant des réseaux sphériques précis comportant les parallèles et les méridiens correspondant, mais le système de coordonnées rectangulaires transposé par un programme d’interpolation est globalement plus précis car le réseau millimétrique est plus serré.

 3 - le repérage des taches

Les groupes de taches (G.T.S) sont numérotés dans le sens Ouest - Est, avec au moins deux chiffres pouvant être éventuellement complétés d’une lettre, par exemple :

n° 22a  ®  signifie groupe n° 2, tache n° 2, détail a.

Ainsi chaque G.T.S apparaissant au bord du disque est identifié par un numéro qu’il garde durant tout le temps de son passage.

A la fin de la rotation synodique définie par Carrington (voir § 7.1), on repart sur une nouvelle numérotation qui évite d’avoir à écrire, des nombres de plus en plus grands.

4 - La fiche d’observation

L’exploitation de ces relevés est réalisée à partir de fiches d’observations qui récapitulent les caractéristiques de chaque observation : nom de l'observateur, date, heure en TU, type d'instrument, diamètre d'ouverture, F/D, grossissement utilisé, turbulence, transparence de l'air, humidité, pression, vent (sens et force), température, valeurs des angles P et B, numéro de la rotation solaire, diamètre du disque solaire projeté, lettre du groupe suivant la classification de Waldmeien, numéro des G.T.S, ainsi que les coordonnées rectangulaires des taches (en x et y).

Pour mieux identifier les taches individuelles et des groupes de taches, on pourra se reporter avec profit au tableau de classification établi par l’astronome suisse Max Waldmeien.


Classification des taches solaires d’après M.Waldmeien

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).

10.3.1.2- méthode photographique

On peut photographier le papier millimétré en conservant les principes d’orientation de l’écran et de positionnement des taches de la méthode par projection, mais il est aussi possible de photographier directement le disque solaire.

Suivant le type de monture la procédure de repérage des axes géographiques diffère :
 


Il est alors possible en laboratoire de repérer la direction Nord-Sud géographique en traçant la corde commune des deux images solaires.

Il ne reste plus qu’à y faire passer un cercle de diamètre 114 mm ou 139 mm et de projeter l’image solaire des autres négatifs de la pellicule sur le papier photographique, repéré au préalable à l’aide d’un trait de crayon à papier, des indications Nord et Sud.

Après développement et séchage du papier photographique, on gomme le crayon, ce qui fait apparaître un trait blanc représentant l’axe Nord-Sud géographique.

Cette technique est très commode même pour les montures équatoriales puisqu’elle se suffit d’une seule exposition pour une séance de prise de vue.

10.3.2 - Calcul du nombre relatif de taches

La classification de Waldmeien sera d’un grand secours, néanmoins sous une apparente facilité, la détermination des différents types de G.T.S est un sujet à caution.

La définition d’une tache n’est pas aisée surtout s’il y a plusieurs ombres dans une même pénombre, mais la décision est encore plus dure à prendre dans le cas d’un ou plusieurs groupes de taches situés dans une zone active 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.

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.

Avec cette méthode de calcul, il ne faut pas vouloir compter à tout prix des taches que l’on ne voit pas.

Le coefficient pondérateur noté " k ", a été établi pour tenir compte du diamètre de l’instrument, du lieu de l'observation et de l’observateur lui même, afin de mieux comparer les relevés et, éventuellement seulement, d’y apporter une correction, car il faut se rendre à l’évidence que la détection d’une tache de type A avec une petite lunette est très difficile, voire impossible.

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 relatif de taches de l'année en cours, plus connu sous l’appellation de " Nombre de Wolf " est déterminé après collationnement et traitement statistique des résultats.

10.3.3 - Calcul de la surface tachée et activité du Soleil

Par rapport au calcul du nombre de Wolf, ce programme de la mesure de la surface apparente des taches peut sembler relativement plus facile.

Il est vrai que la difficulté de l’identification des taches et des groupes de taches est éliminée, néanmoins la mesure de la surface réelle implique la détermination des coordonnées héliographiques de chaque tache, ainsi que l’application d’un facteur correctif, pour compenser l’imprécision des mesures effectuées sur les taches observées près du bord, en raison de l’accentuation de l’effet de perspective due à la sphéricité du Soleil.

L’utilisation d’un disque de diamètre de 114 mm tracé sur un papier millimétré donne une surface d’environ 10 000 mm 2 qui permet d’estimer la surface apparente de la tache en millimètres carrés.

Avec Q, angle au centre passant par la tache et le centre du disque solaire, la correction apportée à la surface apparente de la tache donne la surface réelle, soit :

L’aire des taches est exprimée en millionièmes du disque solaire. Dans les anciens annuaires astronomiques Flammarion, les chiffres de la surface des taches, notés en coefficients de Wolf, doivent être multipliés par le chiffre 15 pour exprimer la surface en millionièmes du disque solaire.

L’activité du Soleil peut être exprimée par la relation :

10.3.4 - Mesure du mouvement propre des taches (MMPTS)

L’observation de la surface solaire montre que les groupes de taches font l’objet d’un phénomène de déplacement en longitude et en latitude, de valeur variable suivant la latitude, et avec un mouvement plus rapide pour la tache de tête que celle de queue.

Dans un cas, le mouvement apparent qui est la résultante entre la rotation différentielle du Soleil pour la latitude moyenne de la tache et le mouvement propre de la tache (déplacement apparent en longitude et en latitude par rapport à la rotation moyenne de la latitude considérée) s’additionne à la rotation différentielle, et dans l’autre il s’en soustrait.

A titre indicatif et suivant la latitude, on relève au niveau des taches et des filaments, les valeurs moyennes de déplacement journalières :

Ces valeurs sont confirmées par les mesures utilisant l'effet Doppler, mais avec du matériel amateur, la faible largeur des raies obtenues limite la précision de cette méthode, tandis que l'utilisation de réseaux de coordonnées sphériques ou cartésiennes donnent aisément une résolution de un demi - degré héliographique.

Par l’étude du mouvement propre des taches et des irrégularités de la rotation observées à différentes altitudes, on peut essayer de mettre en évidence des résultats relatifs à diverses anomalies ou interactions, qui caractérisent des zones de formation des taches, qu'elles soient convectives ou subconvectives.

Cette recherche sur le MPTS a été menée au cours du cycle 21 (1976-1986) par un groupe d'une trentaine de personnes, profitant ainsi de l'effet statistique pour compenser la faible précision des mesures individuelles (0,3° héliographique).

L'effet statistique montre, qu'en prenant en compte plusieurs mesures réalisées par seulement 4 observateurs différents, on double pratiquement la précision, car plusieurs mesures sont moins dispersées que chacune des mesures prise indépendamment, d'où l'intérêt d'être le plus nombreux possible dans ce genre d'activité.

Ce programme consiste à choisir les séries de mesures effectuées sur une même tache durant 3 jours consécutifs au minimum.
L’analyse des relevés du MPTS de chaque observateur fait l’objet d’une procédure classée en quatre étapes :

1 - relevés individuels

Les mesures des mouvements propres sont effectuées par chaque observateur au moyen de réseaux de coordonnées sphériques ou cartésiennes et rassemblées dans des tableaux reprenant pour chaque structure : la latitude et la longitude dans le système de Carrington, ainsi que la date et l’heure de l’observation.

2 - récapitulation

Les tableaux de mesures de chaque observateur sont regroupés sous forme de tableaux récapitulatifs pour des périodes aussi longues que possible.

3 - synthèse au niveau d’un groupe d’observateurs

Les caractéristiques des taches ou des groupes de taches les plus intéressantes au niveau cinématique sont reprises dans un tableau de synthèse sur un intervalle de temps le plus long possible en vue de réaliser ultérieurement un traitement statistique.

4 - Traitement des éléments du tableau de synthèse

Pour l’étude des mouvements propres on considère tout d’abord l’évolution des écarts de longitude [O-C] correspondant à la différence entre la longitude de Carrington [O] et celle de la structure calculée pour chaque observation [C], en prenant comme latitude de référence une valeur moyenne entre l’instant initial (T1) et l’instant de la mesure (T2).

Une analyse plus fine pourra alors être réalisée pour déterminer un éventuel accroissement de longitude par rapport à la valeur de départ [O1 - C1].

10.3.5 - Mesure du diamètre solaire

Dès la fin du XVII ième siècle, la mesure du diamètre solaire a été effectuée par l’Abbé Picard et Philippe Lahire à l’observatoire de Paris en vue de déterminer les dimensions et la forme de l’orbite terrestre.

En effet, pour un observateur terrestre, la diamètre angulaire du soleil varie en fonction de la saison et donc de la position de la Terre sur l'écliptique.

Ce programme de la mesure du diamètre solaire consiste à mesurer les temps de passage du premier et du deuxième bord solaire sur différents diamètres allant du diamètre polaire au diamètre équatorial.

Plusieurs techniques instrumentales sont possibles, on peut citer :

La campagne de mesures réalisée par Jean Rösch de 1993 à 1995 (environ 30 000 mesures sur 18 mois) montre que le diamètre équatorial est supérieur de 17 km au diamètre polaire.

Ce faible écart qui pourrait être à l'origine de la perturbation du mouvement orbital des planètes sera probablement intégré dans le calcul de la prévision des positions planétaires lors la publication des éphémérides préparées par le Bureau des Longitudes.

La prise en compte de cet élément devrait également améliorer la prévision de la trajectoire des futures sondes spatiales.

En ce qui concerne le programme de mesures s’adressant aux amateurs, il suffit d’un instrument même modeste, muni d’un fil placé verticalement, pour déterminer la durée du passage au moyen d’un chronomètre.

Une précision de l’ordre de la demi - seconde est suffisante, toutefois pour rendre les valeurs utilisables dans un programme collectif, il est exigé une certaine assiduité imposant une mesure par semaine sur une période de 3 ans, effectuée par le même observateur et avec le même instrument.

L’observateur doit fournir les renseignements relatifs aux mesures qui devront être réalisées au voisinage du méridien : date, heure, instrument, agrandissement et temps de passage du premier et du deuxième bord solaire sur un écran de projection.

Ces indications font l’objet d’une analyse ultérieure par la commission solaire en vue de déduire les diamètres et leurs éventuelles variations au cours du temps.

10.3.6 - Suivi des protubérances

Trois programmes collectifs d’observation des protubérances sont proposés aux amateurs :

Chacun de ces programmes devrait permettre de caractériser les protubérances et de les utiliser comme traceurs des phénomènes internes invisibles à l’observation.

La technique utilisable par l’amateur fait appel au filtre monochromatique (§ 10.2.3.3) de bande passante inférieure à 1 Å pour observer aussi bien le bord que la surface solaire.

Les documents essentiellement photographiques sont tirés au diamètre 114 mm et complétés des indications suivantes : heure TU, position en latitude et dimensions du champ, durée de l’événement, technique utilisée (longueur d’onde, bande passante et temps de pose), résolution spatiale, type de programme et estimation de la vitesse des mouvements.

10.3.7 - Photographie à haute résolution

Le Soleil est attirant par ses taches et ses facules susceptibles de montrer une évolution spectaculaire en l’espace de quelques heures, voire en quelques minutes pour les phénomènes éruptifs animés d'un mouvement rapide et, qui semblent si aisée à figer sur une pellicule.

La forte luminosité permet d’utiliser des vitesses d’obturation élevées même avec des filtres absorbants sans avoir besoin d’une monture équatoriale, mais en pratique la haute résolution solaire demande quand même un savoir faire, tout comme la photographie planétaire ou du ciel profond.

Des relevés statistiques indiquent que seulement 1 % des bonnes photographies atteignent une résolution de 1’’.
Au-delà les clichés dont la résolution n’est que de 2 à 5’’ ne sont pas exploitables au niveau de la qualité photographique mais demeurent plus que suffisants pour aborder le suivi de l’activité solaire.

Pour débuter, on peut se contenter d’une simple lunette de 60 mm qui résout tout de même 2 secondes d’arc, à condition de la doter d’une monture stable.

En fait, sauf en spectroscopie, il est inutile d’envisager un instrument de diamètre important qui n’apportera que peu d’avantage, surtout si la turbulence locale ne permet pas d’atteindre la résolution que l’on serait en droit d’espérer avec un plus grand diamètre.
L'utilisation d'un hélioscope de préférence en cervit, associé à un atténuateur n'est pas recommandé, mais possible.

Pour s'en convaincre, il suffit d'examiner le cliché solaire du Père Josset, obtenu avec une lunette munie d'un hélioscope de marque Zeiss, et paru dans le livre " La photographie astronomique d'amateur ", aux publications Photo Cinéma de Paul Montel.
Par la suite, quand le débutant n'aura plus de secret sur les techniques de filtrage et du temps de pose, il pourra aborder cette discipline en toute sérénité et la haute résolution ne sera plus très loin, avec tout de même du matériel et un site de qualité.

Il semble que les meilleurs clichés soient généralement obtenus 2 heures après le lever du Soleil et également vers 12 heures TU (Temps Universel), car l'épaisseur de l'atmosphère est plus réduite, mais il ne faut pas oublier que la turbulence diurne limite la qualité de la photo et qu’un petit coin de campagne atténuera mieux l’échauffement du sol qu’un ensemble couvert de béton ou d’asphalte, et que le succès provient des rares et brefs instants où la turbulence atmosphérique laisse apercevoir tous les détails accessibles à son instrument.

Conseils pour la prise de vue :

Il est évident que les amateurs disposant d'un filtre monochromatique sont favorisés, mais il ne faut pas oublier l'association de filtres colorés qui permet à peu de frais, de photographier le Soleil dans des longueurs d'onde comme les raies H et K du calcium ionisé (voir § 10.2.3.3).

10.3.8 - Utilisation des ondes courtes entre 10 et 20 MHz

Les phénomènes éruptifs généralement observés dans les longueurs d’onde, soit de la raie H (a) de l’hydrogène, soit des raies H et K du calcium, peuvent être également détectés au moyen des radiocommunications sur ondes courtes réalisées entre deux points très éloignés de la Terre.

En fonction du degré d’ionisation de l’ionosphère qui joue le rôle d’un miroir, les radiocommunications sur ondes décamétriques entre 10 et 20 MHz sont assurées par l’intermédiaire des couches D et F (voir § 9).

Si de nuit on observe une absence de propagation sur ces fréquences, au lever du Soleil et en période d’activité normale la propagation des ondes radio est assurée par réflexion sur la couche F après avoir traversé la couche D où elles subissent une légère absorption, alors que vers le coucher du Soleil elles disparaissent progressivement jusqu’à extinction totale, sauf autour du mois de juin sous nos latitudes.

Les flux de rayons X et UV émis lors des puissantes éruptions solaires augmentent brutalement et fortement le degré d’ionisation de la couche D, provoquant ainsi l’absorption presque totale des signaux radio sur ondes courtes et par suite leur évanouissement pour une durée de quelques minutes pouvant atteindre, voire dépasser, une heure, mais qui ne doit pas être confondu avec les fadings bien connus des amateurs de radio. Le signal ne revenant à son niveau initial que très lentement.

On observe également que le phénomène d’évanouissement s’accompagne d’un renforcement des ondes plus longues par réflexion spéculaire sous la couche D d’autant meilleure que la densité des ions est plus importante, ce qui a été mis à profit par certains observateurs pour détecter en temps réel les éruptions puissantes.

Cependant, ces constatations de modification de la propagation des ondes ne sont pas toujours aussi simples car on observe une grande diversité des phénomènes avec des renforcements sans évanouissement et d’évanouissements sans renforcement notable qui doivent probablement dépendre de changements dans l’altitude et l’épaisseur de la couche ionisée D.

Cette méthode de détection nécessite quand même du matériel spécialisé pour réaliser un système de surveillance automatique indispensable au suivi des quelques phénomènes très intéressants à exploiter.

Il suffit de repérer un émetteur travaillant toute la journée dans les fréquences indiquées de 10 à 20 MHz, mais suffisamment éloigné du récepteur pour que la transmission des signaux soit "ionosphérique" et de le connecter à un dispositif automatique d’acquisition par exemple sur micro ordinateur ou de déclenchement d’un signal lumineux ou sonore.

On peut ainsi déterminer un taux d’évanouissement sur une période donnée (mensuelle ou annuelle) en vue de comparaison avec d’autres indices.

Les résultats de ces enregistrements, pondérés si nécessaires, peuvent être comparés à d’autres chiffres classiques de l’activité solaire.

Toutefois, l’interprétation du nombre de Wolf par rapport à cet indice d’évanouissement peut être sujet à caution en raison de l’origine du phénomène éruptif qui dépend plus de la morphologie du groupe que du nombre de taches.

Suite

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