Dossiers Pour la Science

Les éclipses de Soleil

par Pierre Guillermier et Serge Koutchmy

Spectacle naturel extraordinaire, les éclipses restent un moyen unique d’étudier la couronne, l’atmosphère chaude qui ceinture le Soleil.

ENCADRÉS :

Le 11 août 1999, vers midi, le Soleil disparaîtra durant deux minutes, révélant la couronne qui entoure le disque solaire. Si la compréhension des mouvements de la Lune et de la Terre a apaisé les peurs ancestrales, nous restons émus lors de ces rares instants où le Soleil prend un aspect insolite et terrifiant. Les éclipses sont des spectacles grandioses qui attirent des milliers de passionnés sur les sites d'observation privilégiés par le passage de l'ombre de la Lune en plein jour.

Les éclipses de Soleil résultent du passage de la Lune entre le Soleil et la Terre. L'ombre de la Lune se projette alors sur la Terre, créant une tache d'ombre qui se déplace à quelques milliers de kilomètres par heure. En un lieu donné de la Terre, il se produit une éclipse totale tous les 370 ans : le spectacle est rare. Une seule fois au cours du XXe siècle, l'ombre d'une éclipse totale de Soleil a traversé la France : le 15 février 1961 (en 1912, il y eu une éclipse presque totale). L'éclipse du 11 août 1999, la dernière du millénaire, se produira, en France, au milieu de la journée : le Soleil sera donc haut sur l'horizon. Les circonstances de cet événement ont été calculées depuis longtemps à la seconde près et, au sol, au kilomètre près.

Révélatrices de l'extraordinaire précision de la mécanique céleste, les éclipses totales de Soleil dévoilent aussi des parties du Soleil autrement inaccessibles : la chromosphère et la couronne, atmosphères ténues de gaz chauds qui se déversent en permanence dans le milieu interplanétaire (voir L'éclipse du 11 juillet 1991). Certes, avec les sondes spatiales ou les instruments de radioastronomie, on observe la couronne en continu, mais de nombreux astrophysiciens considèrent encore que les éclipses sont des moments privilégiés : ce sont des instants où les parties de la couronne révélées diffèrent de celles observées par les sondes.

Après avoir examiné les conditions d'une éclipse de Soleil, nous détaillerons les phénomènes que l'on observe du sol et, notamment ceux que l'on doit attendre lors de l'éclipse du 11 août prochain. Enfin, nous verrons comment l'étude des éclipses nous renseigne sur les mécanismes de chauffage de la couronne et sur l'élaboration des structures observées.

Les conditions géométriques

L'orbite de la Lune autour de la Terre est une ellipse. Au cours de son mouvement autour de la Terre, la Lune vient se placer à l'opposé du Soleil par rapport à la Terre, et elle est alors entièrement éclairée : c'est la pleine Lune. À l'inverse, lorsque la Lune se trouve entre la Terre et le Soleil, on ne voit plus sa face éclairée : c'est la nouvelle Lune. En éclairant une planète, le Soleil produit un cône d'ombre entouré de pénombre. Lorsque la Terre passe dans le cône d'ombre ou de pénombre de la Lune, il se produit une éclipse de Soleil : de la Terre, on ne voit plus du tout le Soleil (cône d'ombre) ou bien on n'en voit qu'une partie (cône de pénombre). Ainsi, les éclipses de Soleil se produisent au voisinage de la nouvelle Lune, lorsque la Lune est entre la Terre et le Soleil.

Pourquoi n'y a-t-il pas d'éclipse de Soleil à chaque nouvelle Lune, à peu près tous les mois? Parce que l'orbite lunaire est inclinée de cinq degrés environ par rapport au plan de l'orbite de la Terre autour du Soleil (l'écliptique). L'orbite de la Lune coupe donc l'écliptique en deux points opposés nommés noeuds. Tantôt la Lune est au-dessous du plan de l'écliptique, tantôt au-dessus : elle n’intercepte alors pas la lumière du Soleil.

Pour qu'il y ait une éclipse de Soleil, il faut que deux conditions soient réunies : la Lune doit être nouvelle et elle doit être au voisinage d'un noeud. Or, la ligne des noeuds est orientée vers le Soleil tous les six mois environ (voir La ligne des noeuds). Ainsi, tous les six mois il se produit une éclipse de Soleil, car, à la période de passage du Soleil au voisinage d’un noeud, il y a au moins une nouvelle Lune. Au même passage, on peut même avoir une seconde éclipse, car, à la lunaison suivante, le Soleil ne s’est parfois pas trop éloigné du noeud.

Chaque année, on observe de la Terre au moins quatre éclipses, dont nécessairement deux de Soleil et deux de Lune (les éclipses de Lune se produisent à la pleine Lune, lorsque la Terre est entre la Lune et le Soleil) ; le nombre maximum d'éclipses par an est de sept et, dans ce cas, il y aura encore deux éclipses de Soleil et deux éclipses de Lune ; pour les trois éclipses restantes, toutes les combinaisons sont possibles.

Éclipse pratique

Outre cette périodicité annuelle, on peut calculer la période de retour des mêmes conditions d’une éclipse, c’est-à-dire quand la Lune sera au même noeud de son orbite avec la même phase. C’est la période entre deux éclipses identiques. La période de retour de la Lune au noeud ascendant de son orbite est de 27 jours 5 heures et 5 minutes. La période de lunaison, qui s’écoule entre deux phases identiques de la Lune, est égale à 29 jours 12 heures et 44 minutes, c’est par exemple la période entre deux nouvelles lunes. Cette période est supérieure à la période précédente, car, après un tour de la Lune, la Terre a tourné autour du Soleil, de sorte qu’environ deux jours supplémentaires sont nécessaires pour que la Lune retrouve sa position par rapport au Soleil. Le retour des mêmes conditions favorables à une éclipse se fera pour un multiple commun à ces périodes : c'est 223 lunaisons, soit 18 ans 10 jours (ou 11 jours si cette période s’étend sur cinq années bissextiles) et 8 heures. Cette période n'est pas un nombre exact de jours, et, la fraction de jour étant d'environ un tiers de jour (8 heures), les mêmes éclipses se reproduisent 18 ans et 10 jours après, mais avec un décalage en longitude d'environ 120 degrés.

Au cours de ce cycle, nommé Saros, on observe en moyenne le même nombre d'éclipses. Toutefois, en raison des irrégularités du mouvement de l'orbite lunaire, la succession du type des éclipses n'est pas conservée. Durant un Saros, il y a en moyenne 84 éclipses (42 de Soleil et 42 de Lune), qui se répartissent, pour les éclipses de Soleil, de la façon suivante : 14 éclipses partielles et 28 éclipses totales. On distingue des Saros pauvres, avec un petit nombre d'éclipses (78 éclipses), et des Saros riches, avec un grand nombre d'éclipses (94 éclipses).

Coïncidence cosmique

Lors d'une éclipse totale, le Soleil, caché derrière la Lune, disparaît. Ce phénomène est dû à une coïncidence : la Lune est 400 fois plus petite que le Soleil, mais elle est également 400 fois plus proche, de sorte que, vu de la Terre, leur diamètre apparent sont voisins. Les variations de diamètre apparent de ces deux astres résultent des variations de distance entre la Terre et le Soleil, ainsi qu'entre la Terre et la Lune (le diamètre apparent du Soleil est compris entre 31' 31'' et 32' 35'', tandis que celui de la Lune est compris entre 29' 22'' et 33' 31'').

Dans son mouvement autour de la Terre, la Lune peut donc occulter totalement le Soleil un bref instant. L'éclipse est alors totale. Lorsque le diamètre apparent de la Lune est légèrement inférieur à celui du Soleil, il subsiste un anneau de lumière solaire autour du disque noir de la Lune : l'éclipse est annulaire. Lorsque le disque solaire n'est que partiellement masqué, l'éclipse est partielle.

Cette coïncidence est d’autant plus extraordinaire qu’elle est unique dans l’espace et dans le temps. Unicité spatiale, car la Terre est la seule planète du Système solaire sur laquelle les éclipses totales de Soleil existent. Unicité temporelle, car, en raison de l’éloignement progressif de la Lune dû à la dissipation par les marées, nous vivons les quelques millions d’années de l’histoire de la Terre où la distance Terre-Lune est exactement celle nécessaire au recouvrement total de l’astre du jour par la Lune. Il y a des millions d’années, la Lune, trop proche, cachait la couronne et, dans des millions d’années, trop éloigné, notre satellite ne cachera plus la totalité du disque solaire.

Les éclipses résultent ainsi d'un singulier jeu d'ombre et de lumière. La Lune, éclairée par le Soleil, projette un cône d'ombre et de pénombre ; lorsque ces cônes coupent la surface terrestre, ces régions du Globe voient une éclipse de Soleil, totale là où passe le cône d'ombre, partielle là où passe la pénombre (voir Le cône d'ombre de la Lune).

Combien de temps une éclipse dure-t-elle? Cela dépend de l'alignement des astres, de leur distances et de la vitesse de la Lune sur son orbite, laquelle est minimale à l'apogée (lorsque la Lune est au plus loin de la Terre) et maximale au périgée (lorsque la Lune est au plus près). La durée maximale d'une éclipse de Soleil, c'est-à-dire la durée maximale pendant laquelle une partie de la Terre intercepte l'ombre ou la pénombre de la Lune est comprise entre 5h 15 pour une éclipse au périgée et 6h 15 pour une éclipse à l'apogée.

En un lieu donné de la Terre, la durée d'une éclipse totale, c'est-à-dire la durée pendant laquelle le Soleil est complètement masqué, varie selon les positions relatives des astres. Cette durée est longue lorsque la Terre est le plus loin du Soleil (le diamètre apparent du Soleil est alors le plus petit) et que la Lune est au plus près de la Terre (son diamètre apparent est alors le plus grand). Dans ce cas, l'ombre formée est maximale, et la phase de totalité dure 7 minutes et 30 secondes.

La trajectoire de l'ombre et celle de la pénombre lunaire sont des courbes de plusieurs milliers de kilomètres de longueur. La tache d'ombre a, au plus, un diamètre de 262 kilomètres et se déplace à la vitesse de 3 380 kilomètres par heure près des pôles et à la vitesse minimale de 1 706 kilomètres par heure à l'équateur. Le déplacement d’Ouest en Est de la tache résulte du fait que la vitesse de la Lune sur son orbite (3 600 kilomètres par heure), d’Ouest en Est, est bien supérieure à la vitesse de rotation de la Terre sur elle-même, d’Est en Ouest (un point à l’équateur faisant un tour, soit 40 000 kilomètres, en 24 heures, sa vitesse est d’environ 1 600 kilomètres par heure). Ainsi, la tache d'ombre décrit sur le Globe terrestre, une bande dont la ligne médiane est la ligne de centralité. De part et d'autre de la bande d'ombre, la pénombre touche une zone d'environ 3 000 kilomètres de largeur.

Aujourd'hui, la prédiction des éclipses est faite à l'aide de modèles qui décrivent bien les mouvements de la Terre et de la Lune. On prédit très précisément les dates et les lieux des prochaines éclipses (voir Les éclipses totales de Soleil). Toutefois, de petites irrégularités du mouvement de la Terre empêchent les prédictions des lieux au-delà de plusieurs siècles (voir Éclipses et chronologie, par Denis Savoie).

Le scénario de l’éclipse

Une éclipse totale est marquée par trois périodes. Durant la première période, la Lune masque partiellement le Soleil, puis, durant quelques minutes, c'est la totalité. Enfin, durant la dernière période, la Lune rend au Soleil son aspect circulaire.

Le premier contact, qui marque le début de l'éclipse, est l'instant où l'on distingue une infime fraction de la Lune devant le Soleil. En pratique, à l'aide d'un filtre solaire, on observe une fine échancrure noire sur la bordure du Soleil. Durant une heure environ, la Lune masque de plus en plus le disque solaire. Ce changement est essentiellement dû au déplacement orbital de la Lune autour de la Terre. Après que 50 pour cent du Soleil a été masqué, la baisse de luminosité devient sensible, mais lente. Avec la diminution de la surface solaire non masquée, les ombres apparaissent plus contrastées, et les reflets du Soleil sur l'eau sont plus étincelants qu'à l'habitude. La baisse de luminosité fait apparaître le ciel d'un bleu intense et profond.

Une à deux minutes avant la totalité, les ombres volantes apparaissent : ce sont des stries sombres et claires qui courent sur le sol (on les distingue mieux sur une grande surface lisse, tel un mur). Ces ombres résultent de la turbulence de la haute atmosphère : lorsque seul un point de Soleil nous éclaire, sa lumière parvient d'une direction bien définie. La direction des rayons lumineux est alors très sensible à la turbulence atmosphérique : le paysage se couvre de moires furtives, analogues aux reflets que l’on perçoit sur le fond d’une piscine agitée par le vent.

Entre 40 et 20 secondes avant la totalité, la lumière émanant du fin croissant solaire est arrêtée par les hauts cratères lunaires, mais de la lumière passe encore à travers les vallées lunaires. Le bord de la Lune ressemble alors à un collier de diamants solaires, nommés grains de Baily, du nom de l'astronome anglais qui décrivit le premier ce phénomène, en 1836.

Entre 20 et 10 secondes avant la totalité, venant de l'horizon Ouest, un mur d'obscurité qui s'élève jusqu'au ciel se précipite sur le site d'observation à une vitesse supersonique. L'ombre de la Lune vous enveloppe, c’est l'un des instants les plus spectaculaires d'une éclipse. Cinq à trois secondes avant la totalité, le dernier rayon de lumière fait apparaître une anneau de lumière fantomatique. La chromosphère rose et surtout les protubérances commencent à apparaître. Enfin, la Lune recouvre complètement le disque solaire : c'est le début de la totalité (ou le deuxième contact).

C’est seulement lors de cette phase de totalité qu’il est possible (et même recommandé) de regarder l'éclipse à l'oeil nu en toute sécurité, et c’est pendant ces précieux instants que l’on étudie la couronne solaire. Les protubérances, condensations de gaz en mouvement, portées par le champ magnétique solaire, sont alors observables, avec des jumelles par exemple. Ces langues rouges sont souvent visibles juste avant le début et juste après la fin de la totalité, car, au milieu de la totalité, pour des éclipses longues (totalité de plus de cinq minutes), le disque lunaire apparent peut être suffisamment vaste pour masquer la plupart des protubérances.

Dès que la vision est adaptée à la semi-obscurité de la totalité, la couronne apparaît, ressemblant à une fleur aux pétales blancs avec un capitule noir. La couronne est un gaz très chaud (plasma) perturbé dans le champ magnétique solaire. D'une éclipse à l'autre, l'aspect de la couronne varie : au minimum d'activité du cycle solaire de onze ans, la couronne paraît symétrique par rapport à l'axe des pôles solaires, tandis que, lorsque le Soleil est au maximum d'activité, la couronne est irrégulière.

Au milieu de la phase de totalité, le site d'observation est au centre du disque d'ombre créé par la Lune. L'illumination de l'horizon est telle que l'on semble assister à un lever de Soleil sur 360°, comme si le Soleil se levait de toutes les directions en même temps. Le ciel peut-être suffisamment noir pour qu'apparaissent les planètes et les étoiles les plus brillantes. Lorsque la Lune laisse entrevoir un rayon lumineux, c'est la fin de la totalité (troisième contact). Une protection oculaire (filtre) est de nouveau indispensable. Le scénario du premier au deuxième contact se déroule à l'envers du troisième au quatrième contact, instant où le Soleil retrouve son aspect habituel.

Éclipses et physique solaire

Paradoxalement, alors que les éclipses cachent le Soleil, elles révèlent aux astrophysiciens plusieurs aspects de sa physique. C'est grâce aux éclipses que l'on a découvert la chromosphère et la couronne solaire. La couronne solaire, atmosphère externe de notre Soleil, constitue un objet d'étude important, car elle est l'un des principaux acteurs des relations Soleil-Terre ; la météorologie de l’espace, qui examine l’effet de l’activité solaire sur l’espace circumterrestre, nécessite une bonne compréhension des mécanismes physiques qui se déroulent au sein de la couronne, en particulier pour prévenir les dommages aux satellites de télécommunications.

La couronne, un million de fois moins brillante que la photosphère (la surface du Soleil), est difficile à voir. En principe, on devrait l'observer en bloquant la lumière du disque solaire avec son pouce, ou à l'aide d'un coronographe (une sorte de pouce artificiel), mais la lumière diffusée par l'atmosphère terrestre est trop intense pour que la couronne soit entièrement observable. Le «pouce lunaire», offert de temps à autre aux astronomes, est une magnifique occasion d'observer la couronne dans son intégralité.

Les physiciens ont tiré de précieux enseignements des éclipses totales. Même aujourd’hui, alors que les sondes spatiales et les radioastronomes observent en continu la couronne dans des gammes étendues du spectre électromagnétique, une éclipse totale de Soleil permet un instantané de l'intégralité de la couronne solaire, dans le domaine visible, à un coût bien inférieur à celui des expériences spatiales.

Constituée de gaz très peu dense, la couronne solaire est divisée en deux parties : la couronne interne, qui s'étend jusqu'à deux rayons solaires au-dessus du bord, et la couronne externe, qui s'étend au-delà, jusqu'à une dizaine de rayons solaires (le rayon du Soleil est d'environ 700 000 kilomètres). Cette couronne a trois caractéristiques principales : elle est très chaude (plus de un million de kelvins), elle est structurée, vraisemblablement en raison de la présence d'un champ magnétique, et elle émet des particules (la couronne est entièrement renouvelée tous les trois jours). Comment la couronne atteint-elle ces températures extrêmes, alors que la surface solaire est à une température de 5 000 kelvins? Quelle est l'origine des structures et de l'émission de particules sous la forme d'un vent qui se propage jusqu'aux confins du Système solaire? Telles sont les grandes questions de la physique solaire.

Chauffage par les ondes

Depuis longtemps, les astronomes pensent que le chauffage de la couronne résulte de la dissipation d'ondes magnétohydrodynamiques engendrées dans l'atmosphère solaire. Pour comprendre comment ces ondes sont formées, comment elles se propagent et quels sont les mécanismes de dissipation, les astronomes examinent les émissions de la couronne dans le domaine visible.

La couronne solaire contient quantité d'atomes ionisés. Ces atomes émettent un rayonnement caractéristique, et ces raies révèlent la composition de l'atmosphère solaire. Malheureusement, l'émission dans le domaine visible est dominée par une composante diffuse, dont l'origine est tout autre que l'émission coronale : la composante F, visible sous la forme d'une auréole assez blanche, est en fait due à la lumière solaire diffusée sur les petites poussières du milieu interplanétaire.

L’«atmosphère interplanétaire» gêne l'observation de la couronne. Par chance, l'émission de la composante F est très homogène et surtout constante dans le temps, de sorte que l'on sait aisément la soustraire. Cette composante retranchée, la couronne de plasma apparaît avec ses riches structures et ses raies peuvent alors être étudiées.

Quand on mesure l'émission d'une raie, on enregistre sa largeur, caractéristique de l'agitation thermique qui règne dans le milieu. À l'aide d'hypothèses sur l'équilibre thermodynamique des ions, on calcule par ailleurs la vitesse d'agitation due à la température. On constate alors que ces raies sont plus larges que ce qu'elles devraient être : autrement dit, une partie de l'agitation des ions de la couronne n'est pas due à l'agitation thermique, mais à un mouvement d'ensemble. Ce mouvement d’ensemble est engendré par des ondes magnétohydrodynamiques qui se déplacent en même temps que le champ magnétique solaire (on nomme ces vitesses «non thermiques»).

Lors d'une éclipse, on étudie les structures formées par ces ondes. La vitesse des ondes magnétohydrodynamiques varie en raison inverse de la densité du gaz où elles se propagent. Aussi, comme la densité de la couronne décroît très rapidement avec l'altitude, la vitesse de ces ondes devrait croître, d'où une augmentation attendue des vitesses non thermiques dans la largeur des raies d'émission. Cette augmentation n'a pas encore été observée, mais, lors de la prochaine éclipse, notre équipe de l'Institut d'astrophysique de Paris tentera de vérifier cette hypothèse.

Comment ces ondes se dissipent-elles? Vraisemblablement en raison de la viscosité magnétique : le plasma est stratifié en densité, de sorte qu'il y a dissipation par «frottements magnétiques», analogue à la dissipation par frottement mécanique. On ignore encore où le plasma se magnétise, c'est-à-dire quand le rayon des particules qui tournent dans le champ magnétique solaire devient inférieur à la distance moyenne entre deux collisions ; lorsque le plasma est magnétisé, c’est le champ magnétique qui régit le mode de propagation des ondes.

Aucune bonne mesure n’a pu encore être faite lors d'éclipses, et les observations au coronographe de Lyot (à l'Observatoire de Sacramento Peak, au Nouveau-Mexique notamment) ne portent que sur la partie la plus interne de la couronne ; elles indiquent toutefois que la zone d'observation intéressante est située relativement loin du Soleil (à plus de un rayon solaire de la surface), zone révélée lors des éclipses totales. Ainsi, tout récemment, les données du spectromètre de diagnostic coronal (CDS) à bord de l’observatoire spatial soho ainsi que d’autres expériences, ont montré des comportements différents des types d’ions du plasma (selon leur masse et leur charge).

Structures ultra-fines

Les structures qui apparaissent dans la couronne émanent de la chromosphère et de la région de transition entre la chromosphère et la couronne. À l'aide d'une caméra CCD, lorsque le recouvrement de la chromosphère par la Lune est bon, on distingue la hauteur des structures dans ces régions où la température est intermédiaire entre la faible température de la photosphère et la température élevée de la couronne. Dès la fin des années 1960, on distinguait des structures chromosphériques avec une résolution meilleure que deux secondes d'angle ; on obtient aujourd'hui des résolutions bien supérieures.

Ainsi, avec un télescope de 20 à 30 centimètres de diamètre équipé d’une petite caméra CCD, nous espérons une coupe de la région de transition entre la chromosphère et la couronne.

Outre l’image observée purement statique, les techniques modernes abordent la dynamique aux petites échelles, comme cela avait été tenté au foyer du télescope CFH de 3,60 mètres de diamètre, à Hawaii, lors de l'éclipse totale de 1991. En superposant plusieurs images, cette observation a révélé dans la couronne un enchevêtrement de structures (voir La meilleure résolution jamais obtenue). La plupart des structures ont une forme de boucle.

Lors de la même éclipse, l'observation de raies émanant de l'hydrogène a révélé pour la première fois de petites structures froides, très proches de la surface, au comportement parfois complètement nouveau. La plus petite structure mesurée avait une taille de 0,4 seconde d'angle, et sa durée de vie était de l'ordre d'une quarantaine de secondes seulement. Ces échelles de taille et de temps sont vraisemblablement proches des échelles où la turbulence domine, c’est-à-dire où les vitesses non thermiques sont grandes devant la vitesse propre du vent solaire. Autrement dit, avec quelques progrès dans la résolution, nous serons capables de voir directement la turbulence!

La dynamique à très petite échelle

Peut-on observer des phénomènes encore plus rapides, c'est-à-dire des structures qui varient en moins de 40 secondes? Le bord Est du Soleil, lors de l'éclipse de 1991 a été observé à l'aide d'un caméra CCD. Nous avons enregistré 6 100 images durant 210 secondes, soit près de 30 images par seconde. La résolution spatiale était de l'ordre de 0,7 seconde d'angle, et un filtre permettait de soustraire les émissions qui émanaient des régions froides.

Sur ces images, nous avons suivi un nuage de particules, un «plasmoïde». Ce petit nuage, dont les dimensions ne dépassent guère trois secondes d'angle, a un comportement complexe, impossible à décrire par une simple trajectoire balistique : il serait soumis à d’importantes forces magnétiques. Lorsque la vitesse de propagation d’une perturbation de pression, telle ce nuage, est supérieure à la vitesse du son (qui dépend de la température locale), un choc se forme et des effets dissipatifs ralentissent le nuage. Or, la vitesse typique du nuage est de l’ordre de 100 kilomètres par seconde, ce qui est sans doute inférieur à la vitesse du son aux températures coronales, mais est du même ordre de grandeur que la vitesse du son à la température présumée du petit nuage. Ainsi, ce nuage devrait être ralenti.

À l'Institut d'astrophysique de Paris, Olivier Bouchard et Cécile Delannée ont analysé le phénomène, mais n'ont pu conclure sur la nature de cette structure : s'agit-il de tourbillons de gaz relativement «froid» (50 000 kelvins) ; d'un nuage de particules qui posséderait son propre champ magnétique, indépendant du champ de la couronne environnante ; d'une onde de propagation ; des éléments d’une boucle coronale «invisible» qui se serait cassée par reconnexion de lignes de champ magnétique? Toutes les possibilités sont concevables.

La résolution est améliorée par les caméras CCD : avec des temps de pose courts, le traitement des images améliore grandement la résolution, limitée par la turbulence de l'atmosphère terrestre. Ces expériences, qui profitent des progrès de l'imagerie moderne, apporteront des moissons de nouvelles découvertes sur la formation des structures et sur le chauffage de la couronne, mais l'imagerie permet aussi de progresser sur le vent solaire.

La perte de masse

La masse du Soleil diminue continuellement. Cette perte de masse résulte de particules émises par le Soleil, transportées dans la couronne et éjectées dans le milieu interplanétaire. Ce vent solaire émane des structures coronales. Nous avons vu que la couronne interne est très finement structurée en boucles, mais, à partir de 0,3 à 0,5 rayon solaire de la surface, on distingue des lames coronales ou des feuillets.

La topologie de ces feuillets échappe encore à l'observation, et seules les modélisations numériques permettent pour l'instant d'appréhender leur structure tridimensionnelle (voir Mesures du champ magnétique). Lors d'éclipses, il est néanmoins possible de profiter du fait que ces structures coronales tournent de manière quasi rigide (à l'échelle de quelques heures) pour photographier les structures à grande échelle, à une heure trente d'intervalle par exemple (depuis deux points éloignés de la ligne de centralité, comme Hawaii et le Brésil pour l’éclipse de 1991), et visualiser ainsi leur forme.

Au cours des éclipses de 1991 et de 1994, les observateurs ont ainsi vu des feuillets très minces, avec parfois des plis qui s'expliquent bien par des effets de projection : une structure coronale fine vue par la tranche apparaîtrait mince. C'est peut-être la raison des structures très effilées observées dans la couronne.

Les progrès techniques offrent ainsi de nouvelles possibilités pour l'imagerie. Des films d’excellente résolution et suffisamment sensibles sont aujourd’hui disponibles. La numérisation peu coûteuse des clichés et l’utilisation des ordinateurs de bureau équipés de logiciels de traitement d’image font des merveilles. Ainsi, certains amateurs obtiennent des résultats étonnants, mais ces travaux demeurent qualitatifs : l’analyse scientifique requiert une bonne calibration de la lumière reçue et de sa polarisation (l'orientation du champ électrique).

Les caméras CCD avec de nombreux pixels (2 000 * 2 000) ont été utilisées pour la première fois lors de l'éclipse de 1998, aux Caraïbes, mais leur usage semble pour l’instant plus judicieux pour la spectroscopie des raies coronales que pour l'imagerie, car leurs détecteurs, plus sensibles que les films, sont précieux pour exploiter une observation de la couronne nécessairement courte. Dès l’éclipse de 1999, on devrait néanmoins assister à une confrontation sur l’imagerie entre tenants du film et partisans de la caméra CCD.

Au XIXe siècle, les premières photographies d’éclipses montrent que les protubérances et la couronne sont d’origine solaire, et non lunaire comme beaucoup d’astronomes de l’époque le pensaient. Au XXe siècle, les astronomes précisent la nature de la couronne et réalisent l’importance des phénomènes dynamiques. Gageons qu’au XXIe siècle, ils élucideront les mécanismes de chauffage et d’accélération des particules dans la couronne, grâce notamment aux observations d’éclipses totales de Soleil simultanément du sol et de l’espace.


Pierre Guillermier, physicien nucléaire et astrophotographe amateur, est passionné de physique solaire. Serge Koutchmy, spécialiste du Soleil, est directeur de recherche au CNRS (Institut d'astrophysique de Paris).


POUR EN SAVOIR PLUS :


N° 259 mai 1999
© Pour la Science (1999)