Spectroheliographe - rotation differentielle du soleil

Rotation differentielle solaire

Introduction

En 1611, Galilée observe systématiquement les taches solaires et en déduit la rotation solaire. Scheiner, bénéficiant d'une vingtaine d'années de mesures, montre vers 1630 que les taches proches de l'équateur mettent moins de temps pour traverser le disque solaire que les taches se trouvant à des latitudes plus élevées (ce qui n'était surement pas très bien vu à cette époque). Il faudra attendre 1863 pour l'établissement de la loi de rotation différentielle par Carrington. Il adopte également une période de rotation sidérale moyenne du soleil égale à 25.38 jours et un système de coordonnées dont le méridien origine correspond au méridien central du 1er janvier 1854 à 12h TU.

Un moyen de mesurer la rotation solaire consiste donc à relever la position des taches solaires à des dates successives. On constate ainsi un mouvement de l'Est vers l'Ouest. C'est ce qu'on appelle la méthode des traceurs (fig. 1).

fig. 1 - mise en évidence de la rotation solaire (01 au 06 août 2003)

L'utilisation d'un spectrohéliographe (ou d'un filtre spécifique type H-alpha ou CaII) permet d'observer des structures caractéristiques de la chromosphère et de la basse couronne : plages, réseau chromosphérique, filaments, etc). Certaines de ces structures sont plus fréquentes et couvrent une zone plus large en latitude que les taches solaires. Elle présentent donc un interêt pour mesurer rapidement et jusqu'à de hautes latitudes la rotation solaire.

Observant aussi souvent que possible le Soleil, j'ai eu envie de voir ce qu'il était possible de faire en la matière pour un amateur. Voici rapidement exposée la méthode que j'emploie :

Les images du soleil, orientées dès l'acquisition, sont tout d'abord corrigées géométriquement (plus d'infos), le rayon et le centre du disque solaire sont déterminés.
Les paramètres P, Bo et Lo (respectivement angle de position de l'axe solaire, latitude héligraphique et longitude héliographique du centre du disque solaire) sont interpolés dans les éphémérides de la SAF.
Différentes méthodes sont possibles pour mesurer la position des traceurs :
soit on plaque une grille de coordonnées (disque de Stonyhurst) sur l'image et on lit directement les coordonnées par rapport au méridien central (fig. 2), soit on mesure les coordonnées x et y de chaque traceur par rapport au centre et on calcule la longitude et la latitude correspondantes avec un peu de trigonométrie (fig. 3), soit on projette toute l'image sur un système de coordonnées rectangulaires. Cette dernière solution se prête très bien au traitement informatique (fig 4). Le trait blanc vertical indique la position du méridien central au moment de l'observation. En pratique, seule la zone comprise entre +/-60 degrés de latitude et +/- 80° de longitude par rapport au méridien central est conservée. L'échelle est de 4 pixels par degré héliographique dans les 2 directions.

Fig. 2 - grille de coordonnées Fig. 3 - coordonnées rectangulaires

Fig. 4 - projection cylindrique et calage en longitude (image du 05 août 2003, CaII)

Chaque jour, du fait de la rotation solaire et de la révolution de la Terre autour du Soleil, la longitude du méridien central (système de Carrington) diminue de 13.2° environ. Il s'ensuit que la portion de Soleil observée est décalée progressivement vers la gauche du planisphère. Ceci est illustré par la figure 5 qui montre 4 observations successives espacées de 2 jours (06 au 12 Août 2003, CaII).
En plaçant les planisphères les uns au dessus des autres, les taches et autres éléments caractéristiques apparaissent disposés verticalement et semblent donc - à première vue - se trouver à une longitude constante.
Il faut maintenant entrer dans le détail et remarquer que, même sur une aussi breve echelle de temps et de résolution, on peut déjà détecter des changements de longitude pour quelques taches. La petite facule contre la ligne verte le 06 août s'en écarte légèrement vers la gauche les jours suivants. Un mouvement de sens opposé apparaît pour la facule située à droite de la ligne rouge et près de l'équateur. Il y a donc des choses qui se baladent à la surface du Soleil qui vont plus vite que la moyenne près de l'équateur et qui ralentissent quand on va vers les pôles. Pour rendre ces déplacements plus évident, il est nécessaire d'utiliser un grand nombre d'images à une échelle plus grande mais empiler ainsi des planisphères devient vite mal commode et inefficace.

Fig. 5 - séquence de planisphères

Les taches ou autres traceurs se déplaçant peu en latitude, on peut découper des bandes de quelques degrés de latitude dans chaque planisphère et les empiler comme précédemment. On obtient ainsi un document bien plus compact à manipuler et qui favorise la détection visuelle des déplacements longitudinaux. La figure 6 reprend une bande de 10° (-30 à -20) et l'on constate aisément la dérive de la facule sans l'aide d'une ligne verticale.

Fig. 6 - séquence de bandes de 10° en lat.

Concrètement, la projection cylindrique est réalisée après chaque traitement des spectrohéliogrammes, c'est à dire après chaque observation, et pour 3 longueurs d'onde si possible (voir les archives). En 2003 par exemple, j'ai obtenu 96 planisphères dans la raie du Calcium ionisé, sur les 6 mois où je peux observer (avril à septembre). Le découpage et l'empilement des bandes de latitude est réalisé automatiquement sur tout ou partie des observations annuelles par un programme spécifique.
Pour la mesure de la rotation différentielle j'ai retenu une largeur de bande de 6° de latitude, ce qui donne au final 20 planches de 1500x5000 pixels à examiner pour couvrir la zone de -60 à +60° de latitude. En voici un tout petit bout (fig. 7).

Fig. 7 - Séquence de bandes de 6° de latitude centrées sur -15°, taille normale

Je me suis focalisé pour l'instant sur des petits point brillants (5 à 10") du réseau chromosphérique, bien visibles en CaII, hors des régions actives où apparaissent les groupes de taches (plus d'infos). Ils sont abondants vers l'équateur mais assez rare aux hautes latitudes et leur durée de vie semble varier de moins de 1 jour (inutilisables) à 2 jours, quelques fois plus. Le repérage des points est fait visuellement en tenant compte du voisinage afin de ne pas mesurer n'importe quoi. La dispersion des vitesses est assez grande mais la loi de rotation différentielle est assez bien cernée du fait du grand nombre de vitesses mesurées.

Pour la petite histoire, les études de ce type, menées par des professionnels, ont permis - entre autres choses - de montrer que les différents traceurs de rotation ont tendance à avoir des plages de vitesses qui leur sont propres, ce qui s'expliquerait par un ancrage magnétique à différentes profondeurs sous la photosphère.