REPERAGE ET COMPTAGE PRECIS DES TACHES SOLAIRES

Dans la page précédente, vous avez appris à projeter l'image du Soleil directement sur un gabarit avec réseau de coordonnées héliographiques grossières, comportant les parallèles et les méridiens correspondant, équivalant à nos latitudes et longitudes terrestres.

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

Schéma Astrothèque 2000

Le système de coordonnées rectangulaires :

Mais ce réseau héliographique reste assez approximatif et les astronomes amateurs lui préfèrent le système de coordonnées rectangulaires transposé sur une feuille de papier millimétré dont le réseau millimétrique est beaucoup plus serré et donc plus précis : dès que vous serez un peu rodé, c'est cette méthode que vous devrez employer préférentiellement.

Une fois la mise au point de votre télescope soigneusement peaufinée et une fois votre image du Soleil correctement orientée sur l'écran de projection, vous pourrez alors noter la position des taches sur une feuille de papier calque, sur laquelle vous aurez dessiné au préalable un cercle de diamètre égal à celui de l'écran et repéré selon les axes géographiques N-S et E-O. Une fois vos relevés de position réalisés avec votre télescope, vous vous installerez tranquillement à votre table de travail et y superposerez la feuille de calque sur un autre cercle de même diamètre, tracé cette fois sur une feuille de papier millimétré. Vous pourrez ainsi relever très précisément la position de chaque tache observée sur l'écran suivant un système de coordonnées rectangulaires xy formées par les deux axes orthogonaux N-S / E-O, dont l'intersection correspond au centre du disque solaire : c'est ce système qu'utilisent les satellites d'observation du Soleil, comme SOHO.

x est compté positif depuis le méridien central vers le bord Ouest du Soleil x est négatif du méridien central au bord Est
y est compté positif depuis l'équateur vers le pôle Nord du Soleil y est négatif de l'équateur au pôle Sud

Schéma Association des Cheminots Astronomes

Mais il vous faudra effectuer une double correction aux coordonnées rectangulaires des taches dessinées sur la feuille de papier calque. En effet, quand on regarde le Soleil dans le ciel, le plan de l'équateur solaire est vu plus ou moins incliné par rapport à nous : il n'est pas dans le plan de l'orbite de la Terre (écliptique) mais fait un angle de 7,25° avec lui. L'axe de rotation du Soleil semble donc basculer par rapport à nous, suivant l'époque de l'année, de + 7,25° à - 7,25°, en passant par 0° début juin et début décembre, nous permettant de voir alternativement chacun des deux pôles solaires. Ainsi, le centre du disque solaire fait un angle (appelé B0) avec l'équateur, projeté sur le méridien central, dont il faut tenir compte dans la détermination des latitudes. D'autre part, l'axe de rotation du Soleil s'incline par rapport à la direction Nord/Sud "géographique" déterminée plus haut, d'un angle " P " qui varie de + 26,30° à - 26,30°, en passant par 0° début janvier et début juillet.

Il faut donc corriger 2 fois les coordonnées rectangulaires de vos taches :

• correction par rapport à la valeur de l'angle P, qui est l'angle formé par l'axe de rotation du Soleil par rapport à l'axe géographique, lequel peut varier de ± 26°), le pôle Nord étant vers l'Ouest de janvier à fin juin et vers l'Est le reste de l'année
• correction par rapport à la valeur de l'angle B, qui est l'écart de l'équateur du Soleil par rapport au centre du disque du Soleil, lequel peut varier de ± 7 degrés.

Ces corrections ne sont pas anodines : dans l'hypothèse d'un angle B maximal, à + ou - 7 °, une tache peut sembler être dans l'hémisphère Nord alors qu'elle se trouve en réalité dans l'hémisphère Sud, et inversement.

Les valeurs de B et de P sont publiées par l'annuaire de l'Institut de Mécanique C éleste et de Calcul des Ephémérides. Un grand nombre de logiciels d'astronomie du commerce vous les donnent également

Dans la pratique, les groupes d'astronomes amateurs spécialisés dans l'observation des taches solaires demandent à leurs adhérents d'envoyer par Internet les relevés des coordonnées rectangulaires des taches solaires sans y apporter la correction en B ni la correction en P : le logiciel du centre serveur s'en occupe automatiquement, ce qui simplifie considérablement le travail de l'amateur

Le système de coordonnées héliographiques de Carrington :

Dans le système de coordonnées rectangulaires (O, x, y), les coordonnées d'une tache solaire évoluent en fonction du temps compte tenu de la rotation du Soleil sur lui-même

Cliquez sur l'image ci-dessus pour afficher une animation de la rotation du Soleil et de ses taches

Animation d'images du satellite SOHO

Richard Carrington, astronome amateur de sa très gracieuse majesté britannique, a mis au point au XIX° siècle un système de coordonnées sphériques (latitude et longitude), de telle sorte que les coordonnées d'une tache solaire ne varient pas en fonction du temps, si l'on suppose que le Soleil tourne comme un corps solide. Nous utilisons d'ailleurs le même système pour désigner un point sur Terre à partir d'une longitude absolue définie à partir du méridien de Greenwich.

L'origine des longitudes du Soleil ne peut évidemment pas être fixée par un lieu solide, comme Greenwich sur la Terre. Il a donc fallu définir l'origine des coordonnées héliographiques par une date. C'est Carrington qui a décidé que le méridien d'origine, de longitude 0°, serait le méridien central vu au télescope le 1er janvier 1854, à 12h00 TU. D'autre part, et par convention, la rotation n°1 est celle qui a commencé le 9 novembre 1853 (par ex : en octobre 2004, nous en étions à la rotation n° 2022). Les longitudes Carrington sont comptées de 0° à 360° dans le sens direct, c'est-à-dire vers l'ouest. De plus, la durée de la rotation, vue de la Terre (rotation synodique), a été fixée aussi par Carrington à 27,2753 jours, soit 13,20° par jour. Elle correspond à peu près à celle des taches situées à 16° de latitude. Connaissant, par les éphémérides ou par un logiciel informatique, les paramètres solaires, on peut déterminer les coordonnées de Carrington d'un point du disque et donc des taches. Quant aux latitudes, elles sont comptées exactement comme dans le système de coordonnées rectangulaires : positivement de l'équateur en direction du pôle Nord du Soleil et négativement de l'équateur solaire en direction du pôle Sud

La base de données solaires de Meudon et de l'observatoire du Pic du Midi, BASS2000, permet d'obtenir en ligne, pour n'importe quelle date et heure, les paramètres solaires, ainsi qu'une grille de coordonnées (calculée pour chaque jour à 08 h TU). L'adresse est la suivante : http://bass2000.obspm.fr/ephem.php. Par exemple, pour le 30 octobre 2004 à 8 h TU, la base nous retourne les éléments suivants (une capture d'écran du site internet BASS2000 est à votre disposition) :

L'angle P est l'angle en projection entre la direction de l'axe de rotation du Soleil et la direction de l'axe de rotation de la Terre (axe Nord/Sud géographique). Cet angle varie au cours de l'année de - 26,3° à +26,3° environ. L'angle B0 est la latitude du centre du disque solaire en coordonnées héliographiques solaires et varie de -7,25° à +7,25° au cours de l'année. L'angle L0 est la longitude du méridien central en coordonnées de Carrington : elle varie en permanence dans le temps avec la rotation du Soleil. Elle décroît d'environ 13,2° par jour.

BASS2000 vous permet également d'obtenir un gabarit avec la grille de coordonnées du jour (à 8 h TU) qui vous permettra de noter avec une excellente précision les coordonnées des taches que vous aurez repérées, une fois votre feuille bien orientée selon l'axe Est-Ouest. Pour un affichage pleine page de cette grille, cliquez sur la vignette ci-dessous.

Sur le schéma ci-dessus, on retrouve :

• les coordonnées rectangulaires (x, y) en secondes d'arc (axes verts; quadrillage bleu, incrément 100 secondes d'arc)
• les coordonnées héliographiques (noires), comportant les méridiens et les parallèles tracés avec un incrément de 10° (l'Est est à gauche, l'Ouest à droite, et le Soleil tourne d'Est en Ouest)
• l'axe Nord/Sud géographique (rouge) qui fait un angle P, ici positif, avec l'axe Nord/Sud solaire

Les matheux se délecteront à transformer les coordonnées héliographiques de Carrington en coordonnées rectangulaires...

... et réciproquement !!!

Les coordonnées de Carrington servent également au repérage des protubérances qui jaillissent du Soleil : vous trouverez ci-dessous, un coronogramme dans le temps d'un ensemble de protubérances au limbe selon le système de coordonnées de Carrington, spécialement par les astronomes amateurs avec le grand coronographe de l'observatoire du Pic du Midi pour exploiter la base de données Haco.

Coronogramme réalisé par les Observateurs Associés du Soleil au Pic du Midi

La taille et la forme des taches :

Vos systèmes de coordonnées vous permettront également de mesurer précisément la taille des taches et des groupes de taches qui agitent la surface de notre étoile. Ils vont également vous permettre d'analyser très exactement la morphologie des taches solaires. Depuis 1981, cette morphologie fait l'objet d'une identification rigoureuse selon la classification de Mac Intosh, qui reprend en l'approfondissant la classification de Waldmeier décrite à la page précédente. La classification de Mac Intosh analyse :

• la forme générale des taches
• la forme de leur pénombre
• la forme de la pénombre de la plus grosse tache d'un groupe
• la répartition des taches au sein d'un groupe

Classification de la forme générale des taches :

Type A	Tache simple ou groupe de taches sans pénombre et sans structure bipolaire. A ne pas confondre avec une "tache voilée" qui est une tache solaire sans ombre. A ne pas confondre avec les pores qui sont des aires sombres plus larges que les espaces intergranulaires normaux et qui ont une durée de vie inférieure à 15 minutes. Les vraies ombres ou taches sans pénombre persistent plusieurs jours.
Type B	Groupe de tache bipolaire sans pénombre.
Type C	Groupe bipolaire dans lequel une des principales taches présente une pénombre.
Type D	Groupe bipolaire, les deux taches ayant une pénombre, l'une d'entre elle étant structurée. Le groupe s'étend au maximum sur 10° héliocentrique, soit 120 000 km.
Type E	Groupe bipolaire étendu, les taches principales sont entourées de pénombre et présente une structure complexe. De petites taches se trouvent entre les grandes taches. Le groupe s'étend sur une longueur de 10° à 15°.
Type F	Groupe bipolaire très vaste ou groupe de taches complexes s'étendant sur au moins 15° (180000 km).
Type H	Tache unipolaire avec une pénombre dont le diamètre est supérieur à 2.5° (30000 km). Cette tache est visible à l'oeil nu. Les taches principales sont presque toujours les taches rémanentes d'un ancien groupe bipolaire. Les groupes de la classe H sont classés D compacts lorsque la pénombre excède 5° en longitude.

Schéma Thierry Lombry / Luxorion

Classification de la forme de la pénombre :

Type x	Pas de pénombre. La largeur de l'aire grise bordant la tache doit excéder 3" pour être classifiée comme pénombre. Cette largeur semble être la plus basse limite physique observée. Evitez de les confondre avec les aires de granulation grise qui apparaissent souvent parmi les groupes de petites taches et confondus avec de la pénombre.
Type r	Pénombre rudimentaire entourant partiellement les plus grandes taches. Cette pénombre est incomplète, irrégulière sur les pourtours et granuleuse plutôt que filamenteuse. Elle est très étroite, de l'ordre de 3", et plus brillante que la pénombre normale, elle peut être en train de se former ou décliner.
Type a	Pénombre petite et symétrique. La plus grand tache est mature et présente une pénombre sombre et filamenteuse de forme circulaire ou elliptique avec de petites irrégularité sur le bord. L'ombre est soit unique ou forme un amas compact et proche du centre de la pénombre. Le diamètre nord-sud de la pénombre n'excède pas 2.5°. Les taches dont la pénombre est symétrique évoluent très lentement.
Type s	Pénombre petite et asymétrique et quelquefois complexe, avec de fines structures filamenteuses. La pénombre des grandes taches présente un contour irrégulier ou est visiblement allongée (pas circulaire) avec deux zones d'ombres à l'intérieur. Son diamètre nord-sud est inférieur à 2.5°. Les taches asymétriques changent d'aspect de jour en jour.
Type h	Pénombre grande et symétrique, même structure que "s" mais diamètre nord-sud supérieur à 2.5°
Type k	Pénombre grande et asymétrique, même structure que "a" mais diamètre nord-sud supérieur à 2.5°. Lorsque l'extension longitudinale de la pénombre est supérieur à 5°, il est presque certain que les deux polarités magnétiques sont présentes dans la pénombre et le groupe de cette classe (Dkc, etc).

Schéma Thierry Lombry / Luxorion

Classification de la forme de la pénombre de la plus grosse des taches d'un groupe :

Type x	Pas de pénombre (classe A ou B)
Type r	La plus grande tache est partiellement entourée d'une pénombre rudimentaire, en formation ou déclinant.
Type a	Pénombre petite et asymétrique, elliptique ou circulaire. Il y a soit une ombre unique ou un amas d'ombres reproduisant la symétrie de la pénombre. Le diamètre nord-sud est inférieur à 2.5°
Type s	Pénombre petite et asymétrique au contour irrégulier. Le diamètre nord-sud est inférieur à 2.5°
Type h	Pénombre grande et symétrique. Le diamètre nord-sud est supérieur à 2.5°.
Type k	Pénombre grande et asymétrique. Le diamètre nord-sud est supérieur à 2.5°.

Schéma Thierry Lombry / Luxorion

Classification de la répartition des taches au sein d'un groupe :

Type X	Non définie pour les groupes unipolaires
Type o	Ouvert. Peu ou pas de taches entre la tache de tête (leader) et la tache de queue (follower); le groupe apparaît divisé clairement en deux parties. Les taches intérieures sont de très petites dimensions.
Type i	Intermédiaire. De nombreuses taches se trouvent entre la tache de tête et la tache de queue, mais aucune d'entre elle n'a de pénombre mature.
Type c	Compact. L'aire comprise entre la tache de tête et la tache de queue du groupe de taches est parsemé de grosses taches dont l'une présente une pénombre. Dans le cas extrême d'une distribution compacte, le groupe entier est enveloppé dans une pénombre continue.

Schéma Thierry Lombry / Luxorion

La classification de Mac Intosh peut être résumée au moyen du dessin ci-dessous :

Schéma Thierry Lombry / Luxorion

Remarquons qu'au fur et à mesure que le cycle undécennal de Schwabe progresse, la classe et le nombre des taches augmentent. Plus on approche du maximum du cycle, plus les groupes de taches auront tendance à se diriger vers l'équateur (cf plus loin : diagramme en papillon) et deviendront plus complexes.

Schéma Thierry Lombry / Luxorion

Ainsi, l'analyse minutieuse de la morphologie des taches vous donnera une indication précieuse pour identifier à quel moment du cycle de Schwabe se trouve le Soleil

Le nombre de Wolf :

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

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

Photo NASA

Si vous avez les yeux en face des trous, vous devriez réussir à dénombrer 15 taches réparties en 2 groupes et 1 tache isolée. Il vous suffit ensuite d'appliquer la formule suivante : W = k (10 g + t) où : "W" est le nombre de Wolf, "g" le nombre de groupes de taches, "t" le nombre de taches et "k" un coefficient correcteur dépendant de votre type de télescope et de votre expérience d'observateur. Et hop, le tour est joué...enfin... en principe... Car l'estimation du nombre de Wolf n'est pas toujours aussi facile, notamment lorsqu'il y a plusieurs ombres dans une même pénombre ou bien lorsque un ou plusieurs groupes de taches sont situés dans une zone étendue puisque ce nombre de taches est multiplié par le chiffre 10. Une tache isolée constitue, à elle seule, un groupe mais en cas d'hésitation il faut considérer la distance angulaire séparant deux groupes de taches : si la distance est supérieure à 10 degrés, on est bien en présence de deux groupes distincts et dans le cas contraire, on a affaire à un seul groupe.

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

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

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

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

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

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

Le cycle undécennal de Schwabe :

En procédant selon cette méthode rigoureuse, vous pourrez effectuer la même étude statistique du nombre de Wolf que les astronomes qui ont ainsi mis en évidence des variations régulières du nombre de taches, suivant le cycle de 11 ans découvert en 1840 par l'astronome Heinrich Schwabe. Ces variations sont très étroitement corrélées à l'intensité de l'activité de notre Soleil ainsi que le montre le document ci-dessous

Source : National Oceanic and Atmospheric Administration

Le cycle de Schwabe, également appelé "cycle undécennal", montre que tous les 11 ans, l'activité du Soleil connait un pic maximal d'activité. En octobre 2004, nous en sommes aujourd'hui au 23ème cycle solaire, le 1er cycle étant, par convention, celui qui a commencé en 1745 et s'est achevé en 1755. La mise en évidence de ce cycle est aisée à partir des nombres de Wolf mensuels : tous les ans, les astronomes du SIDC calculent le nombre relatif de taches de l'année en cours, plus connu sous l'appellation de "Nombre Relatif de Wolf"

Schéma Sunspot Index Data Center, Bruxelles

Observatoire de Paris - DASOP/LPSH

Le maximum du cycle 23 a eu lieu durant l'été 2000 et l'activité solaire décroît régulièrement depuis cette date

Schéma Sunspot Index Data Center, Bruxelles

La loi de Spörer du déplacement des taches :

Quelques années après la découverte du cycle de 11 ans par Schwabe, Richard Carrington en 1859 puis Spörer en 1874 mirent en évidence une particularité du déplacement des taches solaires : en effet, les premières taches d'un nouveau cycle apparaissent toujours dans une bande située entre 30° et 40° de latitude, appelée la "zone royale", alors qu'en fin de cycle, les nouvelles taches ont plutôt tendance à apparaître à proximité de l'équateur solaire. Cette lente migration du point de naissance des taches est, elle aussi, étroitement corrélée au cycle de 11 ans, et donc au nombre de taches et à l'activité solaire, notamment l'activité d'éjection de matière solaire dans l'espace (éjections de masse coronale et éruptions solaires). L'analyse sur plusieurs cycles solaires des points d'apparition des taches solaires donne un diagramme caractéristique, en forme d'ailes de papillon

En orange : le diagramme en papillon. En bleu : les éjections de matière solaire

Les variations des cycles de l'activité du Soleil :

En examinant d'un peu plus près le cycle undécennal de l'activité de notre étoile estimée d'après le nombre de Wolf, les astronomes se sont aperçus que la longueur des cycles varie, ainsi que leur maximum et minimum, de même que la durée de la montée et de la descente.

Les variations de la longueur du cycle sont plus grandes si la longueur est estimée entre deux maximums que si elle est calculée entre deux minimums. La longueur du cycle est en général déterminée entre deux minimums car ceux-ci sont plus stables que les maximums (lorsque l'activité est à son maximum, les variations du nombre de Wolf sont très importantes). La longueur du cycle ainsi calculée varie entre 9 et 13,6 ans. En lissant cette longueur au moyen d'un filtre mathématique, Gleissberg a découvert que la longueur des cycles avait eu une tendance nette à décroître de 1745 à 1875 pour remonter ensuite.

Par ailleurs, plus la montée du cycle est rapide et plus le nombre de Wolf maximum sera grand. En moyenne, la durée de l'ascension vers le maximum d'activité solaire est de 4,4 ans, celle de la descente vers le minimum est de 6,5 ans. De plus, une activité importante implique en moyenne un cycle court alors que les cycles solaires longs sont représentatifs d'un faible activité des taches solaires. Gleissberg montra en 1852 que la variation de la longueur du cycle (ou du nombre maximal de Wolf) était systématique et qu'elle évoluait avec une période comprise entre 80 et 90 ans (cycle de Gleissberg). Ces caractéristiques des cycles peuvent permettre de prédire le niveau de l'activité solaire, cycle après cycle.

Schéma Sunspot Index Data Center, Bruxelles

Ce type de prédiction pourra peut-être un jour déboucher sur des prévisions de l'évolution du climat de la Terre, sujet très disputé actuellement ainsi que vous le découvrirez page suivante.

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