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2 - LE DESSIN ET LA PHOTOGRAPHIE DU SOLEIL
Presque tous les télescopes sont capables de produire une image correcte du Soleil. Mais pour réussir à obtenir le meilleur travail, il faut que l'observateur respecte quelques règles de base. Le meilleur instrument doit posséder les caractéristiques suivantes :
Peu d'observateurs peuvent disposer de telles conditions, et il faut bien y réfléchir avant de choisir ou de modifier un appareil pour l'observation solaire.
LE Chemin optique
Il doit y avoir aussi peu d'éléments optiques que possible. En observation solaire, les aberrations de l'image et la dispersion de la lumière sont extrêmement néfastes pour la qualité des images et par conséquent pour l'utilité de l'instrument. Les formations solaires présentent souvent un contraste relativement faible et les éclats parasites peuvent littéralement effacer ces détails. Or plus un détail est faible, et plus il est intéressant sur le plan scientifique. Le meilleur système optique est donc celui qui reflète et réfléchit le moins tout en effectuant quand même le travail. Il faut également se rappeler que tous les éléments d'un système optique doivent être de la meilleure qualité pour obtenir un résultat correct. Plus ils sont nombreux, et plus il faut de temps et d'argent pour l'obtenir. Préférons donc simplifier.
LE Diamètre
Des diamètres de 40 mm peuvent être utiles pour des travaux de moyenne résolution, par exemple pour photographier le disque entier.
Si l'on veut effectuer des travaux en haute résolution, il faut utiliser un diamètre permettant une résolution inférieure à 1" d'arc.
Avec des diamètres supérieurs à 75 mm, les performances diurnes sont souvent limitées par l’atmosphère. Les conditions d'observations sont presque toujours meilleures la nuit que pendant la journée.
Le problème est souvent lié à l'échauffement de l'instrument et de son environnement. Une résolution supérieure à 1" n'est atteinte que pendant 1 % du temps d'observation diurne, même sur les meilleurs sites. Par conséquent, un instrument d'un diamètre supérieur à 120 mm sera limité pendant 99 % du temps par le ciel. Ainsi la plupart du temps, ce sont des instruments d'un diamètre inférieur à 150 mm qui accomplissent, au sol, l'essentiel du travail.
La longueur focale
Elle doit être aussi grande que possible.
Les chances d'obtenir des images nettes au foyer augmentent si on travaille avec des rapports d'ouverture plus importants. Une nouvelle mise au point n'est pas nécessaire pour la photographie, ce qui permet d'augmenter le nombre d'images réussies. De plus, le champ est mieux représenté si on utilise des oculaires de longue focale pour projeter l'image du Soleil. Ces oculaires possèdent souvent des lentilles de meilleure qualité que ceux de courte focale. Il faut éviter de projeter l’image du Soleil avec des oculaires à lentilles collées ou ayant subi des traitements anti-reflets coûteux, car un échauffement excessif les endommage très rapidement.
LES Filtres.
Si on utilise un filtre, il est souhaitable que l'observateur connaisse et enregistre la longueur d'onde de meilleure transmission et la bande passante de ce filtre. Si ces paramètres ne sont pas connus, l'observateur doit noter la couleur apparente du Soleil vu à l'oeil nu à travers ce filtre. Si cette observation n'est pas confortable, c'est que ce filtre est dangereux pour les observations.
Certains filtres peuvent transmettre du rayonnement UV ou IR invisible pour l'œil mais pouvant provoquer selon son intensité des dégâts physiologiques importants. Par exemple le mylar est dangereux car il se dégrade rapidement et certains mylars laissent passer trop de rayonnement UV.
Le meilleur système de filtrage est celui qui travaille avant que la lumière n’entre dans le tube, tant pour le visuel que pour la photographie. En effet il empêche un échauffement excessif du système optique.
Il vaut mieux éviter d’observer le Soleil avec un filtre sur l'oculaire. De tels filtres sont souvent fournis d'origine avec le télescope et sont dangereux. Ils ne peuvent être utilisés que si la lumière a déjà été atténuée avant l'oculaire, sur une portion du chemin optique où l'image est encore très défocalisée. Ils ne résistent pas à la lumière concentrée du Soleil.
Il ne faut jamais regarder le Soleil à l'œil nu, que ce soit directement ou au travers d'un instrument.
Il faut 1/10ième de seconde pour que l'œil réagisse à un stimulus, et seulement 1/100ième de seconde suffit pour détruire définitivement la rétine. Même sans instrument, les dégats sont plus lents, mais tout aussi irréversibles. Des expériences effectuées pendant la seconde guerre mondiale ont montré que le seul fait de rester au Soleil sans se protéger les yeux empêchait la vision nocturne pendant plusieurs jours. Si des filtres en apparence normaux laissent passer trop d'infrarouges ou d’UV, ces derniers peuvent à la longue détruire les cellules des appareils ou rendre aveugle. On peut remplacer une cellule, mais pas les yeux ! Il faut donc être sûr de son filtre.
L’Obstruction
Il convient d'éviter d'obstruer le télescope, à cause de la dispersion. En effet tout ce qui se trouve sur le chemin optique étale et diffracte la lumière, diminue la résolution et le contraste des images. S'il est vrai que des travaux de grande qualité peuvent être réalisés avec des télescopes de différents types, il vaut mieux éviter de les obstruer.
LA Monture
La partie mécanique du télescope doit être robuste. Mais en ce domaine, les astrophotographes solaires ont un avantage par rapport aux autres. La lumière est si intense qu'on peut réduire le temps de pose à moins d' 1/30 de seconde, selon le filtre et le film employés. Avec des temps d'exposition aussi courts, on peut atteindre la meilleure résolution sans utiliser de monture équatoriale ou motorisée, même si le Soleil se trouve sur l'équateur céleste (pour un angle de déplacement donné, la longueur de l’arc correspondant est plus grande à l’équateur que vers les pôles). Pour un même système photographique, la résolution dépend de la qualité de la monture.
Les vibrations sont vraiment les principaux défauts des montures de télescopes. Des vibrations de haute fréquence peuvent détruire la résolution, même pour un temps de pose de 1/1000ième de seconde. Il est donc essentiel d'empêcher toute vibration sur un appareil destiné à la photo. Un bon système doit permettre aux observateurs d'obtenir de photos du disque entier en 1/1000ième pour un film donné. Il doit en outre permettre de faire rapidement des travaux de haute résolution, des projections, et des photos.
Si la monture utilisée n'est pas équatoriale ou motorisée, il faut pouvoir employer deux systèmes de filtres différents pour le disque entier et la haute résolution, permettant d'obtenir des temps de pose allant de 1/100 ième à 1/1000ième de seconde. Mais si un système permet des temps de pose aussi court, il ne permet pas de faire des observations visuelles.
Il faut faire également attention à ne pas endommager la cellule de l'appareil photo en ne filtrant pas suffisamment. Si le filtre est faible, il faut toujours protéger les yeux pendant la mise au point.
Si le système permet d'obtenir de bons clichés en 1/1000ième de seconde, la monture est un problème secondaire.
Méthodes déconseillées
Une autre méthode pour réduire l'intensité de la lumière sans utiliser de filtre est d'employer un miroir non aluminé. Avec toutefois les inconvénients de construire un appareil spécial et de nécessiter des matériaux ayant un faible coefficient de dilatation thermique (quartz ou au moins pyrex), car la lumière et la chaleur qui n'ont pas été réfléchies sont absorbées par les optiques.
De tels télescopes peuvent posséder des miroirs primaires et secondaires non traités, ce qui permet de réduire suffisamment la lumière au foyer pour la photo (courts temps de pose), mais pas pour l'observation sans filtre. Il suffit alors d'un filtre neutre, noir, de densité moyenne, pour pouvoir observer en toute sécurité.
On peut réaliser de nombreux systèmes de filtrage pour des télescopes ordinaires, par une suite de réflections et de polarisateurs, qui réduisent la lumière juste avant le foyer primaire. Mais ils donnent tous des problèmes thermiques, et ne font qu'ajouter des éléments optiques (en général deux ou trois), qui réduisent la qualité finale de l'image.
Les systèmes à polarisation sont à proscrire car ils laissent passer trop d'infrarouges. De plus, ils laissent rentrer trop de lumière dans le télescope, dont les performances diminuent au fur et à mesure qu'il se réchauffe. Ces systèmes sont néfastes aux miroirs secondaires des réflecteurs.
L'atmosphère est le plus mauvais instrument de l'observateur terrestre. D'une manière générale, tout ce qui se situe entre l'instrument et l'objet astronomique, le Soleil dans notre cas, peut déformer l'image.
Bien que l'atmosphère supérieure puisse également être une source de perturbations, les plus importantes se produisent à proximité de l'observateur. Selon certains auteurs, ce sont les 100 premiers mètres au dessus du sol qui sont responsables de 90 % des perturbations.
Dans les zones montagneuses, il est préférable d’observer sur un sommet assez isolé afin de ne plus se trouver dans une zone d’atmosphère perturbée par la topographie du terrain. En particulier, l’observation sur une pente peut être de très mauvaise qualité à cause de la possibilité d’existence de rouleaux atmosphériques.
En observation solaire, il est nécessaire d'atteindre une résolution de 1" pour réaliser des travaux précis. Or ces conditions ne se produisent que pendant 1 % du temps d'observation. Cela signifie que les observateurs doivent adopter des programmes qui tirent parti de ces bonnes conditions. Les méthodes les plus employées sont les suivantes:
Ces méthodes sont plutôt coûteuses et complexes. Les amateurs peuvent ici faire œuvre utile pour faire une surveillance visuelle et travailler pendant les meilleurs moments.
Depuis ces dernières années, on considère que la turbulence est un phénomène local, horizontal aussi bien que vertical. Verticalement, les perturbations se produisent dans les cent premiers mètres. Horizontalement, la turbulence est conditionnée par la nature de l'environnement, y compris les structures artificielles. Même dans les plus grands observatoires choisis pour leur site, la qualité du ciel au cours de n'importe qu'elle nuit peut varier et être excellente pour un télescope, et en rendre un autre inutilisable. De jour, la variation est encore plus accentuée.
Les observateurs doivent donc essayer d'améliorer leur chance d'obtenir de bonnes images. Par exemple, il faut éviter d'observer à proximité ou au-dessus d'un bâtiment. En particulier lorsqu'un abri de jardin est utilisé comme coupole. Les coupoles elles-même posent des problèmes insolubles à cause de l'échauffement de l'air sur le métal. Il faut également faire attention à ce qu'aucun obstacle (colline, bâtiment, arbre ...) n'augmente la turbulence en s'opposant aux vents.
Dans les zones montagneuses, il est préférable d’observer sur un sommet assez isolé afin de ne pas se trouver dans une zone d’atmosphère perturbée par la topographie du terrain. En particulier, l’observation sur une pente peut être de très mauvaise qualité à cause de la possibilité d’existence de rouleaux atmosphériques due à la descente de l’air turbulent.
La granulation du Soleil est un indicateur de turbulence.
On pourra se reporter au tableau figurant dans la notice des fiches d’observation pour plus de détails.
En suivant ces conseils et les techniques qui sont décrites, un observateur solaire pourra augmenter le pourcentage du temps utile d'observation diurne.
Comme dans toutes les formes de dessins lunaires et planétaires, la meilleure méthode consiste à enregistrer les données dans l'intervalle de temps le plus court possible.
LA POSITION DES GTS SUR LE DISQUE COMPLET
C’est la méthode par projection qui permet le maximum de précision pour le positionnement des groupes de taches. Le diamètre de projection du Soleil peut être de 114 mm, 139 mm ou 180 mm. Ces diamètres correspondent à des normes en usage. L’informatique permet de s’affranchir de la nécessité d’un dessin sur des disques de diamètre précis. Il est facile maintenant de calculer les coordonnées héliographiques d’une tache quel que soit le diamètre utilisé. Il est préférable de choisir un agrandissement de l’image correspondant à un contraste optimum.
Pour le dessin du disque complet, il faut d'abord noter les positions des formations de manière sommaire et rapide, en utilisant des points ou des petits traits courts. Le but est de noter la position en perdant le minimum de temps.
Ultérieurement, l'observateur affine ses notes pour chaque groupe individuellement. Le mieux est de réaliser d'abord un croquis de l'ombre des taches, en respectant la forme et la taille par rapport au disque entier. Ensuite, on délimite d'un trait le contour des pénombres. Pour ce genre de travail, les crayons à pointe fine et à mine douce s'avèrent les meilleurs. Les pénombres ne doivent pas être noircies, mais seulement délimitées par un trait noir.
Enfin, on complète les autres informations de la feuille.
Avec les dessins de taches individuelles et de groupes, la procédure est un peu différente.
Les filaments les plus apparents ainsi que tous les morceaux d'ombres isolés ou les inclusions brillantes dans la pénombre sont précisément représentés.
Il faut particulièrement soigner le croquis des taches qui possèdent des ombres en bordure de la photosphère car des pénombres rudimentaires peuvent se former et se dissoudre en l'espace de quelques minutes. Il en est de même pour des pores plus importants que l'on peut confondre avec de l'ombre.
Ces dessins doivent être accomplis le plus rapidement possible et leur exécution ne doit en aucun cas dépasser 30 minutes. Il est très important que les tailles et les positions relatives des taches entre elles et par rapport au disque entier soient bien représentées. L'erreur la plus commune est de dessiner des taches trop importantes.
Lorsqu'on utilise la méthode de projection, les détails (pores, granulation, etc.) peuvent être mieux visibles en bougeant une feuille de papier blanc sous le disque. Certains observateurs vont jusqu'à construire une table d'observation avec un disque tournant pour voir ces détails. Les deux méthodes donnent d'aussi bons résultats.
LES FACULES
Si l'observateur décide d'inclure dans ses dessins celui des plages faculaires, il convient d'estimer leur luminosité selon une échelle standardisée et trois niveaux, suffisante pour les besoins du groupe.
Tous les observateurs doivent surveiller les éruptions en lumière blanche. Si elles se produisent, il faut réaliser à la fois des dessins par rapport au disque entier et des croquis détaillés. Il convient de noter l'heure (TU), la durée, les intensités relatives, les endroits, les couleurs. Les compte-rendus doivent alors être envoyés immédiatement au responsable.
L’ORIENTATION
Il est nécessaire d’orienter les dessins ou les photographies et de pouvoir évaluer la latitude des GTS pour déterminer l’activité de chaque hémisphère du Soleil.
On peut projeter l'image du disque ou du groupe sur un gabarit. L’équateur terrestre se trouve facilement en arrêtant l’entraînement du télescope et en laissant " défiler " l’image d’une tache le long de l’axe Est-Ouest. C’est le bord ouest du Soleil disparait alors en premier. Il faut rendre le déplacement naturel de l’image parallèle à l’axe du gabarit. Il suffit de lever le télescope vers le Nord pour trouver ensuite l’axe perpendiculaire et c’est le bord sud qui disparaitra le premier.
Certains observateurs préfèreront éviter de laisser rentrer la lumière du Soleil non filtrée dans le tube du télescope pour éviter l’échauffement. On peut alors réticuler un oculaire de faible grossissement, qui permette de voir à la fois le disque entier et les petites taches.
Le réticule peut se composer de trois fils très fins tendus en forme de croix au foyer de l’oculaire. le premier figurant l’équateur terrestre, les deux autres tendus pour former un angle de 30 ° de part et d’autre du précédent. Cet angle correspond en effet aux positions extrêmes que peut prendre l’équateur solaire par rapport celui de la terre. Le défilement s’effectue alors parallèlement au fil central, puis le centre de la croix est amenée au centre du disque solaire.
Si le télescope est en station, l’axe d’ascension droite est parallèle à l’axe des pôles. Dans ce cas, on peut réaliser rapidement l’orientation en manœuvrant cet axe : on vise une tache, puis en déplaçant le télescope sur l’axe d’ascension droite, on oriente l’oculaire jusqu’à ce que le défilement de la tache soit aligné sur l’axe équatorial du réticule. L’axe de déclinaison sert alors à trouver le Nord.
Si on travaille sur des photographies, l’orientation peut s’effectuer par surimpression. On prend deux clichés successifs sur le même négatif après avoir débrayé l’entraînement de la monture de manière à ce que l’image du Soleil se soit décalée vers l’ouest lors de la seconde prise de vue. On obtient alors un négatif contenant les deux disques, l’un décalé à l’est, et l’autre à l’ouest. Il suffit alors de tracer la droite qui rejoint la même tache, ou simplement le bord du Soleil sur les deux disques pour trouver l’axe Est-Ouest (voir schéma à la fin du chapitre).
Si cette orientation est précise, on détermine alors l'orientation héliographique conforménent à ce qui a été indiqué aux § 3.3 et 3.1.6.1. Mais pour éviter de commettre des erreurs dans la détermination des coordonnées héliographiques, il est bon que l'observateur fournisse alors ses deux déterminations. On peut alors situer les GTS par hémisphère.
L’ECHELLE DU CROQUIS
Pour les dessins des taches seules, il faut donner une échelle. Elle peut être obtenue de manière approximative par la méthode du chronométrage. En prenant le bord ou le réticule d'un oculaire comme repère, on laisse dériver la tache, en débrayant éventuellement l'entraînement du télescope. On note la durée de passage derrière le repère. Le temps trouvé en secondes est multiplié par la formule:
15 x cos ( / )
/ représente la déclinaison de la formation ou celle du centre du Soleil.
15 est le rapport 360°/24 heures.
On trouve ainsi la dimension de l'objet en secondes d'arc. Il est souhaitable d'effectuer plusieurs fois ce chronométrage et de retenir la moyenne. Ces mesures doivent être indiquées sur le dessin, montrant les points extrêmes de la mesure, et les résultats en secondes d'arc. Elles seront d'une grande aide à l'utilisateur des données, et rendront les observations plus fiables.
LE NOMBRE DE WOLF
Il s’agit de déterminer le nombre relatif de taches. La définition des taches et des groupes figure au § I du présent manuel. Il est donc utile de déterminer le nombre de Wolf pour évaluer l’importance de l’activité du Soleil au moment de l’observation.
On compte:
Le nombre de Wolf se détermine en appliquant la formule ci-dessous.
W = K (10 G + F)
On peut remarquer que le nombre passe directement de 0 (absence de tache) à 11 (1 groupe de 1 tache). Il ne faut lui appliquer aucune correction (par exemple, cœfficient K de l’observateur par rapport à la moyenne des autres observateurs). Le coefficient est calculé par rapport à une référence. Ceci permet d’obtenir des séries d’observations homogènes dans le temps, quels que soient l’observateur, le lieu d’observation et l’instrument.
LE TYPE DE GROUPES
L’ancienne classification de Waldmeier, dite de Zurich est fournie en annexe. Elle consiste à attribuer un code au groupe en fonction de son aspect général. Dix types de groupes peuvent être ainsi classés. En effet, la séquence se compose de neuf lettres. Si le groupe ne correspond à aucun groupe représenté, on lui attribue la valeur " U ".
Cette classification a été supplanté par celle de Mac Intosh, qui décrit mieux les caractéristiques de certains GTS. Cette classification consiste à attribuer trois codes à chaque GTS selon le tableau fourni en annexe. Le premier concerne l’aspect général du groupe, le second classe la tache principale et le dernier la région intermédiaire du groupe.
Cette classification permet de situer ainsi soixante types de groupes.
Un groupe particulier peut changer de catégorie dans son évolution : Axx-Bxo-Axx par exemple.
Les observations ont montré que les groupes Axx-Bxo sont les plus nombreux (15 % à 20 %). On a ainsi pu établir que les GTS de type Fkc manifestent une importante activité magnétique se traduisant par de nombreuses éruptions.
DETERMINATION NORD SUD GEOGRAPHIQUE
Méthode photographique Méthode visuelle
Défilement et surimpression Projection et oculaire réticulé.
2.4 NOTES GENERALES SUR LA PHOTOGRAPHIE DU SOLEIL
L’étude du Soleil nécessite de nombreuses observations en lumière blanche, avec un complément en lumière monochromatique. Les dessins et les photographies sont complémentaires.
Un programme d'observation à long terme inclut l'enregistrement de l'activité solaire sur le disque entier. Le but de l'étude est double. D'abord ces photos seront utiles tant à l'amateur qu'au professionnel pour déterminer avec précision les latitudes et longitudes héliographiques. Avec ces informations, il est possible d'analyser les mouvements propres, les dérives et l'activité des centres actifs . Ensuite, les chercheurs peuvent effectuer des comparaisons avec des photos similaires en lumière monochromatique et avec des magnétogrammes. Ce genre de travail nécessite des observations du Soleil les plus fréquentes possibles.
Les observateurs occasionnels ne pourront certainement pas collecter suffisamment de données. Une telle discipline se révèle éprouvante à la longue, contrairement à l'observation isolée. Après avoir établi une procédure, il est possible de prendre un cliché du disque entier en quelques minutes seulement.
Les observateurs qui disposent d’un peu de temps devraient considérer la photographie à haute résolution comme le principal domaine de leur activité. Le but est alors d'obtenir une surveillance continue. La meilleure définition ( <1" ) ne dure que pendant une courte période dans la journée, et celle de 2" ne dure guère plus longtemps. La Commission a besoin de photos à haute résolution prises aux meilleurs moments. Ce travail peut être effectué quotidiennement ou seulement le week-end, à l'initiative de chacun.
Tous les observateurs qui effectuent une surveillance photographique devraient fournir un croquis sommaire sur un relevé type indiquant toutes les régions actives et les principales facules visibles dans leur instrument.
Il faut si possible prendre également un cliché du disque entier qu’il est préférable d’agrandir au maximum, le traitement informatique permet en effet de s’affranchir du problème du diamètre.
Ces photographies du disque entier sont nécessaires pour servir de référence aux observations détaillées. Une photo du disque entier doit indiquer précisément les lignes Est-Ouest et Nord-Sud à un degré héliographique près au moins. (Voir le chapitre du manuel consacré au système de coordonnées héliographiques).
En photographie solaire, il faut respecter quelques règles importantes :
Il faut essayer d'utiliser un système de filtrage qui permette de parvenir à des temps d'exposition aussi courts que possible, ce qui diminuera les problèmes soulevés par la monture et la turbulence. Cela peut impliquer deux systèmes de filtrage distincts pour le disque entier et pour la haute résolution.
Les films noir et blanc sont les seuls qui sont utilisés dans les travaux sur le Soleil car ils présentent une définition très nettement supérieure aux films couleurs de sensibilité égale. De plus, la couleur n’apporte rien à la photographie solaire. Le TP 2415 est fortement recommandé, à condition de ne pas le pousser à un contraste trop élevé au développement, afin de garder les bords du disque solaire nets.
La plupart des films noir et blanc à faible sensibilité et donc à haute résolution conviennent pour la photographie solaire, avec les produits à développer appropriés. Le commerçants n'utilisent pas le meilleur produit adapté à chaque film, mais plutôt des produits standards. Pour éviter les déceptions, il vaut mieux effectuer le développement soi-même, ou donner les travaux avec des indications ou des exemples sur le résultat à obtenir. Sinon, le commerçant pourrait se méprendre en attribuant ces clichés inhabituels à des défauts de l'appareil, et essayer de les corriger. On a vu se perdre ainsi de nombreux clichés réussis. Une épreuve de test peut être utile pour montrer le résultat souhaité.
Les photos du disque entier doivent présenter un contraste suffisamment uniforme pour montrer nettement les détails (ombre et pénombre ) jusqu'au bord du disque. En tout cas, il faut réduire le plus possible la déformation de l'image par rapport aux conditions initiales ainsi que les problèmes postérieurs à la prise de vue. L’idéal serait de travailler directement sur le négatif avec un microscope équipé d’un micromètre. Cela supprime ainsi des sources d’erreur.
Pour photographier des détails isolés sur le Soleil, il est nécessaire de parvenir à une résolution supérieure à 1", ce qui est difficile car il faut s’affranchir au maximum de la turbulence. La rotation de la sphère céleste est de 15" par seconde à l'équateur et de 13,8" à une déclinaison de +- 23°. On pourrait donc en déduire qu'une pose inférieure à 1/15 s permettrait d'obtenir la résolution recherchée, si tout va bien par ailleurs. Mais les conditions sont rarement aussi bonnes. Alors on réduit les problèmes en diminuant les temps d'exposition bien en-dessous de ces limites, en utilisant des films à grain fin et une monture stable.
Avec ces temps d'exposition, il n'est pas nécessaire de disposer d'une monture équatoriale ou motorisée. Mais elle doit alors être stable comme un rocher. Si on peut obtenir des vitesses inférieures à 1/100 s, une solide monture azimutale peut convenir. Les observateurs qui veulent construire un télescope solaire doivent considérer avec intérêt les montures à fourche courte qui empêchent de regarder vers le nord, zone inutile pour l'observateur solaire. Ce type de monture est encore plus stable.
Voici donc les principales règles pour se lancer. Il ne faut pas s'enliser dans les préparatifs ou le bricolage. Un peu de préparation et de bricolage peuvent être nécessaires, mais nombre d'observateurs potentiels y passent tout leur temps. On peut par la suite tenir compte d'autres facteurs. Par exemple, il est bon que l'observateur en lumière blanche élimine de la fenêtre spectrale les radiations extrêmes UV et IR.
Les filtres bleus ou rouges peuvent souvent améliorer la prise de vue de détails différents que ceux que l'on obtient sans eux. Les filtres bleus permettent de mieux accentuer les plages faculaires, les ponts lumineux, et les sursauts de luminosité autour des taches. Les filtres rouges atténuent ces formations mais peuvent montrer d'autres détails.
On peut réduire le flux lumineux par plusieurs réflexions sur des optiques non traitées. Selon certains auteurs, trois réflexions suffisent pour permettre l'observation visuelle. Mais il semble que les UV et les IR ne soient pas filtrés suffisamment et ce système n'est donc pas conseillé, à moins d’ajouter les filtres nécessaires. Pour la photographie solaire il serait le plus neutre, mais l'échauffement des optiques est la principale source de problèmes.
Lorsqu'on utilise un système de filtrage peu énergique et valable seulement pour la photographie, il ne faut pas oublier de se protéger les yeux lors de la mise au point, par exemple des filtres pour souder à l'arc. La densité dépend de chaque système particulier.
Une autre condition à prendre en compte est le type d'appareil photo utilisé. L'idéal est d'utiliser un appareil réflex dont le miroir est amovible. Un tel système permet d'éliminer les vibrations dues à la remontée du miroir lors de la prise de vue, tout en permettant de voir l'image avant. Toutefois, la mise au point peut s'avérer délicate en l'absence de verre de visée adapté à l'astronomie. D'autres appareils photo permettent d'obtenir des négatifs de format plus grand. Mais avec le risque de vibrations lors du chargement des plaques, et le coût important de tels formats.
Il est donc conseillé d'utiliser un appareil réflex motorisé et du film au format 35 mm. Le moteur permet de libérer les mains de l'observateur. Pour éviter les vibrations dues au miroir, il faut employer des temps d'exposition les plus proches possible du 1000ième de seconde et remonter le miroir juste avant de déclencher.
La température peut agir sur la sensibilité du film. Pour éviter ces difficultés, trouver un système pour garder l'appareil photo à température constante, ou bien exposer de petites portions de films, découpés au préalable en chambre noire. On peut alors adapter l'exposition ou le tirage en fonction de la température. Eventuellement, une procédure sera mise au point pour déterminer systématiquement la correction à effecter par rapport au standard.
Répétons une remarque qui a déjà été formulée dans d'autres chapitres: les observateurs doivent être attentifs aux éruptions en lumière blanche. Si une telle éruption se produit, il faut prendre autant de clichés que possible, quelle que soit la turbulence, avec un éventail de temps de pose autour de la normale. Conserver les bons clichés et noter les temps de pose; envoyer les comptes rendus immédiatement au responsable.
Ne jamais sous-estimer les dangers de l'observation solaire. Les histoires de filtres qui tombent du télescope ou éclatent au cours d'observations sont trop courantes. Ne relachez pas un instant votre vigilance. En cas de doute sur un système de filtrage, ne pas l'employer ! Il est plus facile d’augmenter le filtrage que de remplacer des yeux.
2.5 LA PHOTOGRAPHIE DU DISQUE ENTIER
Pour bien faire, il conviendrait de prendre un cliché du disque entier tous les jours d'observation. La résolution serait alors de plusieurs secondes d'arc et on pourrait utiliser un filtre spécial bon marché pour ce genre de travail. Si possible, ce filtre devrait permettre des temps d'exposition aussi proche du 1/1000ième seconde. De tels filtres ne sont pas propres à l'observation visuelle sans filtrage supplémentaire.
Le but de ce genre de photo est de servir de document de référence, pour montrer par exemple l'état du Soleil entier juste avant et après un travail de haute résolution.
Il faut mentionner précisément l'orientation Nord-Sud et Est-Ouest sur tous les clichés. Il est possible de le faire en alignant les bords de l'appareil photo sur ces axes. Il faut alors laisser dériver le Soleil en prenant une tâche ou son bord comme repère.
Une autre méthode consisterait à mettre une marque un peu avant le foyer (en cas de méthode par projection), ou sur le film si la photo est prise au foyer. Si l'orientation géographique est correcte, il serait utile d'indiquer le Nord/Sud héliographique avec une précision supérieure à un degré sur le disque.
Il faut prendre au moins un cliché dans l'éventail de temps de pose entourant le temps normal. Par exemple, si le meilleur temps de pose avec un système donné est le 1/250ième de seconde, il faut aussi prendre des clichés au 1/125 ième et au 1/500ième car de tels clichés peuvent mieux montrer que le cliché intermédiaire certains détails : plages faculaires, luminosités autour des taches, etc... En cas d'activité inhabituelle du Soleil, ces photos prennent toute leur importance.
Les photos doivent être envoyées au responsable dès que possible. Les photos seront agrandies au maximum. Le contraste des épreuves doit être suffisant pour discerner des détails sur les taches du bord aussi bien que du centre (ombre et pénombre), ainsi qu'un bord net pour les mesures précises de position.
Il faut donc prendre soin au développement. Il est préférable d'orienter les photos avec le Nord en haut et l'Est à gauche.
2.6 LA PHOTOGRAPHIE A HAUTE RESOLUTION
En photographie solaire à haute résolution, le plus important est de garder à l'esprit les trois conseils déjà donnés auparavant :
des temps d'exposition courts.
des émulsions à grain fin.
une monture stable.
Pour ce genre de travail il vaut mieux utiliser un système de filtrage peu énergique, trop faible pour l'observation, pour conserver des temps de pose courts. Il faut donc ajouter un filtre supplémentaire pour la mise au point et le centrage.
Le temps de réaction de l'œil au stimulus est de 1/10ième de seconde, alors qu'il suffit d' 1/1000ième de seconde pour endommager définitivement la rétine par la lumière solaire concentrée au foyer. La rétine ne possède pas de nerf pour transmettre la douleur, et les brûlures peuvent se produirent sans que l'observateur n'y prête attention. La vision directe est détruite et la vision périphérique peut rester intacte...
Le but principal de la photographie à haute résolution est d'enregistrer l'activité des centres actifs avec une définition supérieure à 1". Les conditions qui permettent une telle résolution ne se produisent que rarement au cours d'une journée, et parfois jamais.
La granulation est un bon indicateur de turbulence. Si elle est bien visible, la résolution est de 1". Si la granulation est moins nettement visible, la résolution est de 2" à 3".
Si les conditions d'observation sont moins bonnes, on ne doit continuer à travailler que si on observe des changements rapides à la surface du Soleil. Ces observations, même de mauvaise qualité, peuvent être les seules disponibles et feront l'objet d'un rapport qu'il ne faut pas bacler. Toutes les rubriques des fiches d'observation seront complétées pour fournir aux chercheurs autant de données que possible.
Un autre type de photographie à haute résolution est celle de la structure interne des ombres des taches. Il est possible de le faire en surexposant par un facteur 5 avec un diaphragme qui occulte l'extérieur de l'ombre. Ce diaphragme est le mieux placé entre le télescope et le système de projection (au foyer de l'oculaire dans un système par projection, par exemple).
Ainsi que nous l’avons déjà expliqué, les ombres sont composées de points brillants et de grains sombres. On connaît peu de choses dans ce domaine et on a besoin d'observations. Cependant, il faut être un astrophotographe très expérimenté pour obtenir de bons résultats. Ce genre de photographie nécessite des optiques parfaites, exemptes de poussière et de saleté.
Une autre recherche pour le photographe solaire est l'étude du développement des petits groupes. On sait peu de choses sur les étapes précoces du développement des groupes. En surveillant les groupes de ces pores, surtout s'ils sont associés à des plages faculaires brillantes, il est possible d'observer le cycle entier de la vie d'un groupe, en l'espace d'un mois ou deux. Les chances de succès d'un tel projet sont faibles, mais les résultats seraient très intéressants.
De même, la simple surveillance des plages faculaires brillantes et sans pores serait encore plus significative, mais les risques de succès encore plus faibles. Le but serait de fixer les étapes de la naissance des pores.
Le tirage des épreuves de photos à haute résolution doit se faire au format 12,5/17,5 (ou mieux 20/25). Le champ entier doit être tiré au cas ou une formation non incluse dans le groupe principal devrait être étudiée. On peut même laisser visibles les trous du négatif.
Comme pour la photographie du disque entier, il est nécessaire d’orienter les clichés.
2.7 L'OBSERVATION DE L’ACTIVITE FACULAIRE
Tous les instruments d'amateur conviennent pour ces observations. Toutefois une lunette ou un télescope d'au moins 100 à 120mm de diamètre semble le minimum pour observer convenablement ces phénomènes. Si l'on veut étudier la structure des facules, l'idéal est de disposer d'un instrument possédant un diamètre d'au moins 150 ou 200mm.
Pour la photographie, un filtre WRATTEN vert ou violet paraît convenir si l'on utilise bien sûr en plus un filtre en verre aluminé pleine ouverture de 1/1 000ième de transmission. Précisons qu'aujourd'hui ce type de filtre existe pour tous les diamètres de lunette ou télescope.
Les facules photosphériques ne peuvent être observées qu’en bordure du limbe. La difficulté de leur l’observation est due à leur manque de contraste par rapport au reste de la photosphère et à la turbulence atmosphérique. En effet, le contraste d'un objet brillant sur un fond déjà clair est moins net que pour un objet sombre. Il est difficile de départager les groupes observés les uns par rapport aux autres et de comptabiliser la totalité des facules présentes sur l'astre. Mais l’étendue des plages faculaires varie en fonction de l’activité solaire. Il est donc intéressant de suivre l’évolution des formes et du nombre de facules pourvu que l’on conserve toujours le même instrument d’observation.
Conformément au tableau donné en annexe, on classe les facules en cinq types:
Les observations ont montré que les facules de type c sont les plus nombreuses (environ 50%), suivies par celles de type a (25%) puis par celles de type b (12%). Les types d et e sont moins fréquentes et ces dernières apparaissent pratiquement toujours en dehors de taches.
Nous distinguons d'une part les plages faculaires étendues des facules en forme de point qui, sur la classification, se trouvent dans les types d et e. Pour ces dernières ce seront, par exemple, les facules polaires dont la latitude est d'au moins 50° et qui sont sans aucun doute les plus difficiles à repérer. D’autre part, nous séparons les facules associées à un groupe de taches (FA) et celles qui ne le sont pas (FS). Ces distinctions qui peuvent paraître quelque peu complexes s'avèrent en réalité très commodes car elles gomment certaines erreurs dues aux facules plus ou moins bien vues.
Lorsque l'on veut étudier les facules, plusieurs possibilités s'offrent aux amateurs. On peut, tout d'abord, effectuer un calcul basé sur le même principe que l'indice du nombre de Wolf pour tenter de déterminer l'importance de la mesure de l'activité faculaire.
Ensuite, on peut tout comme pour les groupes de taches mesurer les positions héliographiques des plages faculaires. Toutefois, ce " travail " paraît très difficile pour des amateurs lorsqu'il s'agit de mesurer des plages de type d ou e (voir tableau annexe).
Enfin, certains amateurs tentent de calculer la surface occupée par les facules selon les mêmes méthodes que celles utilisées pour les taches.
A) L’indice de l’activité faculaire :
Cet indice se calcule en deux étapes
FT = FS + FA
avec FT pour le total du nombre de plages faculaires, FS pour le total de celles qui ne sont pas associées à des taches et FA pour celles qui le sont.
On trouve ensuite le nombre relatif de facules :
RFA = 10 FT + FI
FT pour le total du nombre de plages faculaires et FI le nombre de facules individuelles.
B) La mesure de la surface des plages faculaires :
On peut effectuer la mesure de la taille d'une plage faculaire à l'aide de la photographie de celle-ci puis de la totalité du disque solaire. De cette façon, on pourra recueillir les mesures de la plage étudiée par extrapolation mathématique.
Il est possible d’obtenir ces mesures par l'utilisation de la méthode dite de projection (Cf. supra). Pour ce faire on se fabriquera cercle d'un diamètre de 114 mm tracé dans une feuille de papier millimétré. Une simple lecture suffit à donner les mesures souhaitées.
Enfin, il faut signaler que l'on peut plus loin dans cette étude. Mais déjà ces mesures de surface des plages faculaires sont d'une certaine utilité pour examiner l'évolution des facules et donc mieux les comprendre.
C) La mesure de la clarté ou de la luminosité des facules :
L'idéal est bien sûr de pouvoir effectuer des mesures photométriques, ce qui n’est pas à la porté des astronomes débutants. Toutefois, avec de l’expérience, un amateur observateur régulier peut très bien tenter de déterminer la luminosité des facules, surtout à partir d’observations par projection. A cet effet, on emploiera l'échelle suivante:
Cette échelle est identique à celle utilisée pour la mesure des éruptions en lumière blanche. Toutefois, il faut néanmoins préciser que ce travail est très subjectif et variera suivant l'habitude, les conditions atmosphériques, le site d'observation ou encore l'acuité visuelle de l'observateur.
2.8 L'OBSERVATION DES PONTS LUMINEUX
Une petite lunette de 60 mm suffit pour commencer à apercevoir les pont lumineux qui traversent habituellement les taches. Toutefois, un bon instrument est nécessaire pour bien en distinguer les détails. La netteté et la turbulence restent les principaux obstacles pour ce genre d’observation à haute résolution.
Observer les ponts de lumière que l'on appelle aussi ponts lumineux revient à étudier les changements morphologiques des groupes de taches solaires. Il ne faut pas confondre ces phénomènes avec les éruptions solaires qui peuvent se produire en lumière blanche ou encore avec les facules. La distinction n'est pas très difficile à opérer. Les éruptions changent fortement d'aspect et de luminosité en l'espace d'une poignée de minutes, alors que les modifications affectant l'apparence des ponts de lumière varient de quelques heures à plusieurs jours.
Les ponts lumineux sont fréquemment associés à l'amorce du déclin d'un groupe de taches et semblent parfois se manifester avec des facules en dehors de tout groupe de taches. Les ponts de lumière se trouvent au sein des groupes de taches. Lorsqu'un pont divise l'ombre d'une tache, on compte alors deux taches. L'étude de ces ponts offre donc un intérêt immédiat pour le calcul du nombre de Wolf.
Pour les définir brièvement on peut dire qu'il s'agit de lignes de torsion présentant différentes configurations que l’on peut classer en trois catégories distinctes :
Ces ponts peuvent passer d’un type à un autre. Ils possèdent en commun le fait d’être composés de granules et d’affecter les formes de l’ombre (pour les " courants ") et de la pénombre des taches. La taille de leurs grains est plus petite de celle des autres granules de la photoshère normale. Elle est toutefois semblable à celle des grains qui entourent immédiatement les taches.
L'évolution des ponts de lumière est en principe étroitement liée avec celle des groupes de taches solaires. Les ponts commencent le plus souvent à se former dans la pénombre d'une tache plutôt de type C, c’est à dire de préférence au sein de taches circulaires, après le maximum d’activité du groupe et avant sa stabilisation en tant que type J avec un diamètre de l’ordre de 30000 km. Dans la poursuite de son développement, la tache de forme arrondie va s'ovaliser et s’allonger. De la photosphère émerge alors brusquement la poussée violente d'un pont isolé qui peut mettre de quelques heures à plusieurs jours pour finir, dans un grand nombre de cas, à diviser la tache dans laquelle il se situe en deux blocs.
Mais il arrive aussi, exceptionnellement, que la tache mette plusieurs semaines pour se fragmenter. C'est en particulier le cas dans les groupes de type E ou F. Quand les groupes de taches atteignent leur activité maximale, la luminosité des ponts de lumière se renforce progressivement. La dissociation finale des taches s'effectue de façon différente suivant le type de leur groupe.
Mais l'apparition de ponts de lumière dans une tache ne signifie pas forcément que celle-ci va se séparer en deux parties distinctes l'une de l'autre. En effet, d'après les observations on a pu constater que beaucoup de ponts lumineux accompagnent des groupes de taches sans qu'il existe un lien quelconque entre leur arrivée, l'âge et l'activité des groupes de taches. La plupart des ponts lumineux apparaissent lorsque les groupes de taches solaires entrent dans une phase de dissociation révélatrice d'une période d'instabilité.
Les types de ponts insulaires qui se constituent dans la pénombre vont se renforcer de plus en plus, bien souvent en l'espace d'une seule journée, pour occuper toute la surface de la tache. Après la dissociation les taches se transforment rapidement en groupe de type J pour finir par disparaître.
2.9 L'OBSERVATION DES ERUPTIONS EN LUMIERE BLANCHE
Les éruptions en lumière blanche se produisent à l'intérieur et autour des groupes de taches en dégageant d'importantes quantités d'énergie sur toute la bande du spectre électromagnétique. Elles sont souvent accompagnées par l'éjection de particules subatomiques à des vitesses diverses. L'entrée de ces particules dans l'atmosphère provoque des perturbations dans les émissions radio et des aurores. L'éruption peut durer de quelques minutes à quatre heures, mais en général elles durent entre dix et vingt minutes. Les éruptions les plus énergétiques ont tendance à durer plus longtemps, surtout dans le domaine des rayons X. Mais en lumière blanche et en H-alpha cette relation n'est pas aussi évidente.
On voit le mieux ces éruptions en lumière monochromatique, dans les raies Ha ou H et K du calcium. Etant donné qu'on observe leurs raies d'émission tandis que le reste du Soleil est vu en absorption, le contraste est le meilleur. Dans certains cas, l'éruption est assez forte pour être vue en lumière blanche avec un petit télescope. Mais on pense que ce type de phénomène (ELB) est plutôt rare.
Dans la partie visible du spectre, on classe les éruptions en fonction de leur taille, en degrés héliographiques :
et en fonction de leur luminosité :
Ainsi, une éruption 2B est brillante et s'étend sur une surface comprise entre 5,1 et 12,4 ² à la surface du Soleil. Une SF est donc une faible pré-éruption, de type très courant.
L'observation des ELB nécessite un équipement et des précautions spéciales. Les optiques doivent être en très bon état et propres pour que la dispertion ne réduise pas le contraste. L'ouverture du télescope doit être au moins égale à 20, afin de réduire l'effet de la turbulence diurne. Selon les études de certains chercheurs, la résolution n'atteint la seconde d'arc que pendant 1% du temps d'observation diurne. Il vaut donc mieux obturer son télescope pour obtenir une ouverture de 20, même en réduisant le pouvoir séparateur pour améliorer la stabilité de l'image. Celle-ci est plus importante que la résolution pour détecter les éruptions. Le filtre ne doit laisser passer qu'une faible partie du spectre solaire, contenant de nombreuses raies d'absorption de 3933,9 Å et 3968,7 Å ( H et K du calcium), 4340,6 Å (Hg ), 4861,5 Å (ligne F ou Hb de l'hydrogène), autour de 5180 Å (triplet du magnésium), ou la raie 6562,8 Å (C ou Ha de l'hydrogène). Ces raies qui sont normalement vues en absorption sont en émission au cours des éruptions. En observant dans ces régions du spectre et en réduisant le plus possible la bande passante du filtre, le contraste est amélioré et on peut augmenter ses chances de voir une éruption. L'idéal serait de disposer d'un filtre interférentiel à bande passante étroite, inférieur à l'Å, comme le filtre Ha , sauf que celui-ci ne permet pas de voir les ELB. Il faut donc conserver suffisamment du continuum de lumière blanche tout en améliorant le contraste.
Un télescope spécialement conçu pour la détection des éruptions solaires peut consister en un Newton ouvert à 6 dont aucun des miroirs n'est traité et muni d’un filtre possédant une bande passante de 160 Å centrée sur 4300 Å. Une demi douzaine de ces éruptions ont pu être détectées en 1988 avec ce système.
Le but du programme est la détection des ELB. Les astronomes tentent de comprendre la fréquence de ces phénomènes énergétiques et les relations entre ces éruptions et les autres parties du spectre électromagnétique. La méthode d'observation est simple:
Dès le premier jour de ce type d'observation, vous constaterez la vitesse des changements qui interviennent dans ces groupes évolués. Les pénombres et même les taches se formeront, se morcèleront et disparaîtront sous vos yeux. Réalisez que le Soleil est l'astre le plus actif de notre système solaire, et que les éruptions de matière que nous observons en sont les phénomènes les plus énergétiques.
Tout d'abord, les ELB sembleront de discrets points brillants dans un pont lumineux, ou une zone d'ombre. Le pont lumineux peut être une craquelure fine comme un fil ou une large intrusion de photosphère. Les observations montrent qu'au cours des quelques minutes précédent une éruption, le pont lumineux devient plus brillant que la photosphère de presque une magnitude. Les points brillants discrets peuvent devenir beaucoup plus larges et alors être pris pour une région brillante importante, s'il s'agit d'une éruption importante. Toutes les conditions doivent être notées, spécialement en cas de variation de luminosité ou tout autre changement dans un groupe avant l'éruption.
Si vous pensez avoir observé une éruption, utiliser la classification du début de ce chapitre pour la décrire. Bien entendu, cela suppose que vous connaissiez suffisamment le champ apparent de votre télescope pour évaluer des tailles.
Il faut être sûr d'observer toutes les dix minutes étant donné que ces éruptions évoluent souvent pendant des périodes très courtes.
Amusez-vous bien, mais restez prudent en prenant toutes les précautions pour protéger vos yeux des radiations infrarouges et ultraviolettes néfastes. Et faites preuve de votre " flair " pour observer les éruptions !
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