Le Soleil en lumière blanche

Structure de l'atmosphère (I)

Ayant compris les mécanismes qui faisaient briller le Soleil et qui conduisirent à la formation de toute la matière, de la poussière interstellaire aux atomes de notre corps (cf. la formation du système solaire, l'astrophysique solaire, le cycle CNO), les astronomes se sont intéressés à son activité principale, celle qu'on observe à sa surface.

La lumière dite "blanche" se rattache à la seule partie visible du spectre qui s'étend de 380 à 700 nm environ, également appelé le "continuum". La spectroscopie nous apprend que cette lumière est composée de différentes longueurs d'ondes combinées par synthèse additive, un principe que tous les peintres et les photographes connaissent bien.

Plus subtilement, en analysant individuellement les différentes longueurs d'ondes de cette lumière, notamment à travers certaines raies spectrales, les astronomes peuvent déduire certaines propriétés de notre étoile. On y reviendra à propos de l'étude du Soleil en hydrogène alpha (y compris en UVE et Ca II K) et en rayons X.

D'où viennent cette lumière et la chaleur du Soleil ? Nous savons que dans le coeur du Soleil se manifestent des réactions de fusion thermonucléaire; il y explose en permanence l'équivalent de milliards de bombes atomiques ! La physique nous apprend que le rayonnement gamma d'intense énergie émit par le noyau se transforme graduellement en énergie de plus faible intensité à mesure qu'il progresse vers la surface. Ce transfert de rayonnement est réalisé par les électrons de la matière qui absorbent et réémettent cette énergie à une fréquence plus basse à mesure que le rayonnement monte vers la photosphère. En profondeur, le Soleil émet principalement un rayonnement gamma, des rayons X et ultraviolets. En surface, ils se sont dégradés pour former cette lumière jaune et ce rayonnement thermique si agréables à ressentir. Il faut environ 10000 ans pour qu'un photon né dans le coeur du Soleil arrive en surface et 8.3 minutes pour qu'il nous parvienne.

C'est dans ce spectre lumineux qu'une première enveloppe gazeuse apparaît, la photosphère du Soleil, épaisse de 500 km. C'est le siège des émissions radioélectriques, infrarouges, ultraviolettes, X et gamma si convoitées.

Dans le monde, une trentaine d'observatoires ont dédié au moins un télescope à l'étude du Soleil. Les trois plus grands instruments sont le télescope solaire Daniel K. Inouye (DKIST) de 4.24 m installé à Maui dans l'archipel d'Hawaï, le McMath-Pierce de 1.60 m installé à l'Observatoire Solaire National américain au Kitt Peak en Arizona et l'Observatoire Solaire de Big Bear (BBSO) de 1.60 m installé en Californie sans oublier les observatoires orbitaux tels que Hinode, SOHO et TRACE. On y reviendra.

A voir : La surface du Soleil aujourd'hui

A gauche, le miroir primaire de l'héliostat de 2.1 m de diamètre permettant de suivre la course du Soleil installé au sommet de la tour de l'Observatoire solaire McMath-Pierce du Kitt Peak (à droite) dont voici une vue rapprochée de l'édifice et de l'héliostat. Documents NOAO.

L'assombrissement en bordure du disque

En 1845, après avoir construit le premier télescope à miroir argenté, Léon Foucault profita de l’invention de Jacques Mandé-Daguerre pour photographier le disque du Soleil sur des plaques d’iodure d’argent, les daguerréotypes et obtint l'image présentée ci-dessous à gauche. Il écrivit à ce sujet : "Le disque du Soleil était presque parfait. On voyait son éclat diminuer progressivement vers les bords. Même les mystérieuses tâches sombres qu’on avait depuis longtemps observées au télescope étaient là." De nos jours, répétant son expérience, nous observons le même phénomène qui confirme l'existence d'une atmosphère gazeuse. Sur place elle prend un tout autre aspect : cette matière s'évapore, devient inconsistante et est classée comme "vide" sur Terre !

Dans cet état particulièrement volatil, la température varie en fonction de la distance au centre. Cet assombrissement apparent du disque du Soleil provient du fait que les rayons lumineux qui nous parviennent ont dû traverser un niveau plus élevé de l'atmosphère solaire, plus froid. En outre, la lumière est émise en oblique et non plus perpendiculairement à sa surface, comme nous le distinguons au centre du disque qui paraît plus brillant.

A gauche, un daguerréotype du Soleil obtenu par Léon Foucault en 1845. A droite, mesure de l'assombrissement du disque du Soleil en fonction de la distance au centre. Voir le texte pour les explications. Documents Musée des Arts et métiers/CNAM et T.Lombry.

Comme l'avait noté Léon Foucault, observé à bonne distance, l'intensité (I_θ) du disque du Soleil dépend de la distance au centre, autrement dit de l'angle d'observation (θ) par rapport à la normale. La formule suivante que nous devons à Sir Eddington permet de calculer l'intensité lumineuse relative d'un point du disque en fonction de l'angle au centre :

I_θ = I_o * 3/5 [cos (θ) +2/3]

Si on se base sur la valeur maximum que peuvent enregistrer les pixels d'une caméra CCD ou d'un APN qui s'élève à 255 et correspondant au blanc pur, au centre du disque du Soleil, l'intensité lumineuse atteint 184/255 soit 72%. Aux 2/3 du centre ou du rayon du Soleil soit sous un angle de 45°, elle tombe à 148/255 soit 58% de son éclat pour atteindre seulement 74/255 soit 29% sur le bord du Soleil qui est donc 2.5 fois plus sombre que le centre (ces valeurs peuvent varier jusqu'à 2% en fonction du capteur photosensible, du traitement d'image et de la présence ou non de plages faculaires).

Sur le plan scientifique, comme nous l'avons expliqué à propos de la dynamique du Soleil calme, cet assombrissement centre-bord permet de fixer la profondeur optique de l'atmosphère visible du Soleil, autrement dit de délimiter la surface du Soleil à 5000 Å par la relation τ₅₀₀₀ = 1. Si τ > 1 le milieu est opaque et si τ < 1, il est transparent. On peut ainsi fixer le niveau 0 de la photosphère et en même temps sa température effective (~5773 K soit ~5500°C à la base de la photosphère).

Notons qu'on observe un phénomène d'assombrissement similaire sur le disque des planètes présentant une atmosphère, en particulier sur le pourtour du disque de Vénus et de Jupiter (et plus faiblement sur Saturne, Uranus et Neptune dont la taille apparente est plus petite).

Les taches sombres

Observations historiques

Galilée compte certainement parmi les premiers astronomes européens ayant découvert les taches sombres sur le disque du Soleil, un jour du mois d'octobre 1610. Toutefois, la date de la découverte des taches solaires est controversée car d'autres observateurs contemporains de Galilée revendiquent également ces observations, tels Johann Fabricius (décembre 1610), le Père Scheiner (mars 1611) ou Thomas Harriot (1611), ce dernier parvenant pour la première fois en 1612 à déterminer la période de rotation du Soleil grâce à l'observation des taches sombres.

Sinon, mis à part les légendes et les traditions folkloriques évoquant la vision de taches sur le Soleil (chez les Égyptiens, les Aztèques précolombiens et chez les populations du Zambesi en Afrique notamment), les toutes premières observations authentifiées remontent à l'Antiquité. Selon A.H. Sayce, on a découvert sur des tablettes babyloniennes remontant à 3000 ans ce qui serait le compte-rendu des observations du Soleil (cf. Sayce, "Babylonian Litterature", 1877) mais le texte ne fait pas clairement allusion à des taches sombres. En revanche, selon J.C.H. Hsü (cf. Hsü, "The Mendes Collection of Shang Dynasty Oracle Bones", 1972), on retrouve la mention des taches sombres dans des annales chinoises remontant au XII^e siècle avant notre ère. Une édition du "Livre des changements"^[1] (Hi king) datant de 800 avant notre ère les mentionne également.

On suppose que les Grecs les ont également observées. On doit d'abord écarter les observateurs hypothétiques comme Anaxagore mentionné par quelques historiens mais démenti par d'autres. En effet, comme d'autres observateurs il aurait pu observer les taches sombres car au V^e siècle avant notre ère le Soleil était dans un cycle d'activité maximale, mais rien ne prouve qu'il les observa. En revanche, le philosophe grec Théophrastes (371-287 avant notre ère) décrit dans les fragments qu'il nous reste de son livre "Signis Tempestatum" (Des Signes du Temps, traduit en anglais en 1916) différents "météores" parmi lesquels peut être les taches solaires à trois reprises : "Si le Soleil a une marque noire quand il se lève, ou s'il sort de nuages c'est un signe de pluie" (section "Signe du Ciel") ; "Si le Soleil se lève avec une chaleur brûlante mais ne brille pas brillamment, c'est un signe de vent. Si le Soleil a une apparence creuse, c'est un signe de vent ou de pluie... des taches noires sur le Soleil ou la Lune indiquent aussi une pluie, des taches rouges du vent" (section "Signe de Vent"); " Si le Soleil monte brillamment mais sans chaleur brûlante et sans montrer un signe spécial sur son orbe, il indique un beau temps" (section "Signes de Beau Temps").

Plus tard, on retrouve des mentions similaires dans les versets 822-824 de "Phaenomena" (Les Phénomènes) d'Aratos de Soles dit Aratus (315-240 avant notre ère). Bien que les Grecs avaient la réputation d'être de fins observateurs, l'étude du cycle solaire du IV^e siècle avant notre ère montre que l'activité solaire était très faible et qu'il est improbable que Théophraste ait observé des taches sombres à l'oeil nu (leur dimension étant trop petite). En revanche, on les mentionne aussi dans quelques versets de "Georgiques" ou le "Travail de la terre" de Virgile (70-19 avant notre ère).

A gauche, dessin du Soleil et de deux immenses taches sombres observées à l'oeil nu par le moine bénédictin Jean du monastère de Worcester (John of Worcester) en Angleterre le 8 décembre 1128 publié dans son livre "Chronicle of England" (repris dans "The Chronicle of John of Worcester, 1118-1140"). Document U.Oxford, MS 157, Folio 380. A droite, dessin d'un groupe de taches sombres réalisé par l'astronome et physicien américain Samuel P. Langley (l'inventeur du bolomètre) en décembre 1873 grâce à une lunette de 33 cm de diamètre (13") installée à l'Observatoire d'Allegheny près de Pittsburgh en Pennsylvanie. Ce dessin fut publié dans l'ouvrage "Le Ciel" d'Amédée Guillemin (1877, Pl.IV, p96) et repris dans "Astronomie Populaire" de Camille Flammarion (1880, p369, Fig. 163) et "Le ciel et l'Univers" de l'abbé Th.Moreux (1928, Fig. 52, p61).

Ensuite, il y eut des observations à l'époque médiévale. Comme on le voit ci-dessus à gauche, nous possédons une représentation réalisée par le moine bénédictin Jean du monastère anglais de Worcester (John of Worcester) qui fut l'un des moines qui signa les "Chronicles of England" (cf. "The Chroniques de John de Worcester, 1118-1840"). Son dessin date du 8 décembre 1128 (du calendrier julien). L'auteur écrit : "le samedi 8 décembre, il est apparu du matin jusqu'au soir deux sphères noires contre le soleil. La première était dans la partie supérieure et grande, la seconde plus bas et petite, et chacune était directement opposée à l'autre comme le montre ce diagramme"^[2]. Etant donné qu'il dessina la pénombre (voir plus bas), on en déduit que la taille de ces deux groupes de taches était probablement supérieure au groupe observé en avril 1947 qui s'étendait sur 320000 km soit plus de 7' (le Soleil mesurant 31 à 32' de diamètre selon l'époque).

Visibilité des taches solaires à l'oeil nu

Quelle taille doit présenter une tache solaire pour être visible à l'oeil nu (avec un filtre solaire) ? Compte tenu de la dimension de la pupille humaine en plein Soleil (1.5 mm de diamètre) et d'une longueur d'onde de travail de 500 nm, on estime que le pouvoir séparateur de l'oeil ayant une acuité visuelle de 20/20 est d'environ 70". Sachant qu'en utilisant un filtre solaire le diamètre de la pupille augmente, le pouvoir séparateur peut descendre à 60" soit ~1/30 du diamètre du Soleil. Sachant que 1" correspond à des détails de 725 km au centre du Soleil (et à la résolution d'un petit instrument d'astronomie de 110 mm de diamètre), il faut qu'une tache sombre atteigne une longueur de 50000 km pour être visible à l'oeil nu. Les taches sombres de cette dimension ne sont pas trop rares (3%) surtout près du maximum du cycle solaire (voir page suivante).

Cependant, dans un article intitulé "Viewing sunspots" publié dans la revue "Sky & Telescope" en août 1989 (Vol.78, p289), le physicien et auteur Alan M. MacRobert déclara avoir observé à l'oeil nu des groupes de taches sombres mesurant seulement 22 à 26" avec la pénombre soit entre 16000 et 19000 km, ce qui reste un mininum record.

Description

Les taches solaires sont en fait l'une des principales activités du Soleil avec les éruptions et autres protubérances. C'est aussi la seule étoile sur laquelle nous pouvons étudier en détail un tel phénomène. Les taches sombres apparaissent toujours entre 35°N et 35°S de latitude solaire et se propagent jusqu'à l'équateur (loi de Schperer), dans une ceinture dénommée "la zone royale". En reportant l'emplacement et la surface couverte par les taches dans un graphique, au fil des décennies une figure en forme de papillon se dessine, témoignant de l'évolution du cycle solaire, phénomène que nous détaillerons un peu plus loin.

Si le diamètre d'une tache solaire type est de l'ordre de 10000 km soit autant que la Terre, exceptionnellement une tache solaire peut s'étendre sur quelque 320000 km ou plus de 7' soit 25 fois le diamètre de la Terre en période d'activité maximale ! Cette dimension aux proportions astronomiques fut observée le 3 avril 1947, où un grand groupe de taches sombres s'étendit pratiquement sur l’équivalent de la distance Terre-Lune ! Plus récemment, nous pûmes observer des groupes de taches assez vastes, notamment en septembre 2000 (AR 9169 mesurant 200000 km de longueur, voir plus bas) et en septembre 2017 (AR 2674 de 240000 km) qui furent associés à des éruptions solaires suivies d'aurores. On y reviendra.

A télécharger : Règle solaire (gabarit préparé par Guy Buhry de Astroblue1)

Gabarit de Stoneyhurst - Evaluer la longueur des taches solaires

A gauche, la tache solaire AR 10805 photographiée le 5 septembre 2005 grâce au télescope Richard Dunn de 76 cm équipé d'une optique adaptative du NSO installé au pic de Sacramento (NSOSP). Cette tache avec sa pénombre s'étend sur 2.5 fois le diamètre de la Terre. Voici un gros-plan des filaments dans la pénombre. A droite, l'effet Wilson près du limbe ouest du Soleil. La position la plus à gauche représente une tache sombre au centre du disque. A mesure qu'elle s'approche du limbe, la pénombre et l'ombre deviennent plus étroites. Le côté de la pénombre face au centre du disque s'amincit plus que la face proche du limbe. En dernière position, la pénombre rejoint l'ombre ce qu'on appelle l'état de contact. A mesure que le Soleil continue à tourner sur son axe, finalement l'ombre disparait aux regards tandis que la pénombre s'amincit encore au point que la tache sombre disparaît avant même de passer sur l'autre hémisphère du Soleil. Document T.Lombry.

La tache solaire se présente comme une zone sombre appelée ombre entourée d'une pénombre aisément discernable dans les taches arrivées à maturité. Fait insoupçonné mais remarqué depuis plus d’un siècle^[3], la tache solaire est en fait une zone de dépression dans la photosphère. Comme on le voit ci-dessus à droite, ce phénomène peut être mis en évidence lorsqu'une tache se trouve très près du limbe (à quelques minutes d'arc), où son ombre située plus bas que la photosphère disparaît avant sa pénombre et avant qu'elle passe réellement sur l'autre face du Soleil. Il s'agit de l'effet Wilson découvert en 1769 par Alexander Wilson. En raison du sens de rotation du Soleil, cet effet est plus facile à observer sur la partie ouest du limbe du Soleil.

Alors que la surface du Soleil atteint environ ~5772 K (~5500°C), une tache sombre peut présenter une température minimale de 3710 K (3437°C) au niveau de la photosphère, la rendant plus sombre que les régions avoisinantes par un effet de contraste. Cette différence nous permet de dire par un calcul simple qu'une tache solaire est entre deux et dix fois moins brillante que le reste de la surface solaire, mais elle atteint tout de même la magnitude -24 ce qui reste 4 fois plus brillant que la pleine Lune !

Val-u-Sun : Participez, c'est de la Science !

Vous êtes libre 5 à 10 minutes ? Réinterprétez les dessins

d'observation des taches solaires produits depuis 70 ans environ à l'ORB

A gauche, apparition d'un grand groupe de taches sur le limbe est du Soleil le 18 septembre 2000. Cette région active fut cataloguée AR 9169. Ce groupe mesurait alors quelque 150000 km mais atteignit 200000 km quatre jours plus tard soit plus de 15 fois la Terre ! A droite, dessin exécuté le 21 septembre 2000 par L.Gilman, UCLA au télescope solaire de 4.5 m. Ci-dessous, une photographie du même groupe réalisée par Ray Gralak le 21 septembre 2000 au foyer d'une lunette Astro-Physics de 155 mm f/6 (exposition de 0.1 s sous filtre Mylar, caméra CCD SBIG ST8E). Selon le SWPC, ce groupe fut classé Eki, Fkc, Ekc et finalement Dko lorsqu'il fut près du limbe. Sa dimension maximale atteignit 22° héliocentriques. Sur la photo ci-dessous, la double tache de gauche et sa pénombre sans les petites taches alentours s'étendent sur 100000 km soit 12 fois le diamètre de la Terre ! Une autre photo est disponible sur le site de SOHO.

Si on observe l'ombre des taches solaires avec un filtre coloré on peut découvrir des différences de contraste qui peuvent durer de 10 à 15 minutes. On peut également observer des piqûres lumineuses et un peu floues d'une dimension de 150 à 200 km dont l'éclat est voisin de celui de la photosphère. L'ombre peut également contenir des points plus brillants que les piqûres dont la durée de vie est de quelques heures. Ces points brillants peuvent former un réseau long de 5 à 10° héliocentriques et accompagner les ponts lumineux dans la phase initiale de leur développement.

Quant à la pénombre qui entoure les taches arrivées à maturité, nous verrons qu'il ne s'agit pas simplement d'une zone sombre mais d'une région constituée de filaments clairs et sombres dont la largeur individuelle n'excède pas 200 km soit 0.2-0.3". Délaissée de l'attention des amateurs car de petite dimension, observée à haute résolution, la pénombre des taches révèle des structures dynamiques très intéressantes à étudier. L'ombre comme la pénombre des taches sont évidemment encore plus intéressantes à observer en hydrogène alpha. On y reviendra.

La facule est une zone très brillante qu'on distingue facilement sur le pourtour du disque, plus contrasté que le centre, car moins lumineux. Sur le plan photographique, c'est un sujet malgré tout peu contrasté en lumière blanche qu'il n'est pas toujours facile de mettre en évidence, sauf à fort grossissement comme on le voit ci-dessous à gauche. La facule se forme dans le réseau intergranulaire (dans les "canyons" entre les granules) et se développe dans la région de transition entre la photosphère et la chromosphère. Il s'agit de cellules convectives mesurant jusqu'à 40000 km de longueur qui évoluent en permanence et dont la durée de vie est de quelques minutes. La facule contient souvent des points brillants appelées les granules faculaires.

Aspect des facules et des plages faculaires (les zones claires). A gauche, en lumière blanche telle qu'elles apparaissent dans la photosphère et à droite en hydrogène alpha telle qu'elles apparaissent environ 2000 km plus haut dans la zone de transition entre la chromosphère et la couronne. L'image de gauche représente la région active AR 12192 photographiée le 18 octobre 2014 par Philippe Tosi au moyen d'une lunette Istar Optical de 208 mm f/8.8 équipée d'une Barlow 3x, d'un hélioscope d'Herschel Baader et d'un filtre vert (540 nm). La photo fut prise avec une caméra CCD Skynyx 2.1M et résulte de l'empilement de 180 images. A droite, une photo prise en Hα le 20 août 2002 par Peter Ward avec une lunette Astro-Physics EDFS de 130 mm f/8 équipée d'une Barlow et d'un filtre Coronado SolarMax 90. La grande tache sombre à gauche est la région active AR 0069, celle de droite AR 0085. Les structures sombres filiformes sont des filaments, en fait des protubérances vues de haut plutôt que de profil.

Durant le cycle des taches solaires, les facules gagnent de l'espace sur les taches rendant la surface solaire légèrement plus brillante (0.1%) à l'approche du paroxysme de son activité, phénomène qui influence la "constante solaire".

Les facules marquent les zones de concentration des lignes du champ magnétique solaire. Elles peuvent donc apparaître en présence ou en absence de taches sombres. Notons que la contrepartie des facules au niveau de la chromosphère est appelée une plage faculaire. On y reviendra.

Prochain chapitre

Soleil calme et Soleil actif