LE ROI SOLEIL
Vous pensez que l astronome amateur est un oiseau nocturne, une curieuse espèce qui s active seulement après le coucher du Soleil? Pas du tout! Car toutes les étoiles l intéressent et la plus proche d entre elles s appelle le Soleil! Coucher de Soleil (Roby KIEFFER) Nous vous proposons d aborder ici quelques observations possibles parmi les plus remarquables, toutes accessibles aux astronomes amateurs. Toutes les photos de ce panneau ont été réalisées par des membres actuels ou passés de la Section Astro «La Grande Ourse» à Veymerange. QUELQUES CHIFFRES : ÂGE : 4,57 milliards d années (il est à la moitié de sa vie) DIAMETRE : 1 392 000 km (soit 109 fois celui de la Terre) MASSE : 2 x 10 30 kg (soit 330 000 fois plus que la Terre) TEMPERATURE : Cœur : 15 000 000 C Surface : 6 000 C Couronne : 1 000 000 C DISTANCE A LA TERRE : 149 597 870 km en moyenne COMPOSITION : Hydrogène : 92 % Hélium : 1,8 % Autres : 0,2 % TEMPS NECESSAIRE A SA LUMIERE POUR ATTEINDRE LA TERRE : 8 minutes 19 secondes à la vitesse de 299 792 km/h Schéma de la structure interne et externe du Soleil (source Web) QUE PEUT-ON OBSERVER AVEC DES MOYENS MODESTES? Parmi les phénomènes qu on peut observer en lien direct avec le Soleil, il y a ceux qui concernent le Soleil lui - même : Sa surface Son atmosphère Ceux qui mettent en jeu le Soleil et un autre corps du système solaire : Les éclipses de Soleil Les transits planétaires Enfin, les phénomènes optiques en relation avec l atmosphère terrestre : L arc-en-ciel Le halo et les parhélies Le Soleil à l horizon
L A SURFACE DU SOLEIL LA PHOTOSPHERE Une grue devant le Soleil (R. KIEFFER) C est ainsi qu on appelle la couche de gaz qui constitue la "surface" visible du Soleil car c est de là que s échappent la lumière. Ce n est pas une surface solide comme sur Terre, mais elle semble bien délimitée et parfaitement sphérique du fait de sa faible épaisseur (500 km à peine). La température de cette couche est d environ 6 000 C. C est donc cette "surface" que l on observe avec un filtre solaire classique type Mylar. Celui-ci ne laisse passer que 1/100 000ème de toute la lumière reçue (celle qui est visible par l œil humain) sans favoriser ni éliminer l une ou l autre longueur d onde. On parle donc d observation dans le domaine visible. Observée ainsi, elle apparait lisse et uniforme. Toutefois, elle présente parfois quelques "défauts", qui apparaissent et disparaissent périodiquement : les taches solaires. LES TACHES SOLAIRES Une tache est une région sur la surface du Soleil marquée par une intense activité magnétique. Ce champ magnétique qui induit un ralentissement de l apport de chaleur venant de l intérieur, formant des zones où la température de surface est réduite. La tache atteignant de "seulement" 4 000 C, c est par contraste avec la photosphère, plus chaude, qu elle apparait noire. Le halo plus clair entourant les taches est une zone intermédiaire appelée "pénombre". Le diamètre des taches les plus petites est habituellement plus de 2 fois supérieur à celui de la Terre. Photosphère et tache solaire (André VIDIC) Les taches apparaissent en plus ou moins grand nombre au cours du temps. Le comptage de ces taches à un moment donné permet de calculer "le nombre de Wolf". L étude de la variation de ce nombre dans le temps laisse apparaître un cycle de 11 ans environ, appelé "cycle de Schwabe", ainsi que d autres cycles à plus longue période, lesquels auraient une influence sur le climat de Terre. Taches solaires (Thomas BOULIER) Le graphique ci-dessous montre que le dernier minimum du cycle de Schwabe s est produit fin 2008. Le prochain maximum est prévu pour mars/avril 2013. Evolution du Nombre de Wolf (Moyennes annuelles mobiles) Source des données : GFOES 200 180 160 140 120 100 80 60 40 20 0 1986 1987 1988 1989 1990 1991 1992 1993 1994 1995 1996 1997 1998 1999 2000 2001 2002 2003 2004 2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011
L ATMOSPHERE DU S O L E I L Chromosphère pendant l éclipse de 1999 (Roby KIEFFER) LA CHROMOSPHERE La chromosphère est la basse atmosphère du Soleil. C'est une fine couche de gaz rosée, d une épaisseur de quelques milliers de km, transparente pour la lumière visible, située entre la photosphère et la couronne solaire. Elle n'est observable dans la partie visible du spectre électromagnétique que lors d'une éclipse totale de Soleil ou à l'aide d'un coronographe. Mais on peut également l observer dans une longueur d onde correspondant à une raie de l hydrogène appelée Hα, grâce notamment à une lunette de type Coronado. La chromosphère est loin d être uniforme. Sa frontière extérieure est surmontée d une multitude de pics verticaux, appelés spicules, qui ont une durée de vie d une dizaine de minutes. Il s agit de jets de gaz éjectés de la chromosphère à 20 km/s. L un des phénomènes les plus spectaculaires est la formation de protubérances. Il s agit de gigantesques colonnes de gaz qui naissent près de la surface et peuvent s étendre sur des centaines de milliers de kilomètres. Les protubérances sont observables soit au-delà du disque solaire, sous forme de longues flammes brillantes, soit sur le disque, où elles apparaissent très sombres par contraste avec le fond brillant et on les appelle alors aussi "filaments". Protubérances en Hα (dessus : A. BURY A. DEGROTTE - A. VIDIC dessous : R. KIEFFER) Spicules et filaments en Hα (André VIDIC) En continuant à nous éloigner du Soleil on atteint la limite externe de la chromosphère, à quelques milliers de kilomètres de la surface. Après cette limite, la température se met soudain à augmenter de manière vertigineuse : nous sommes entrés dans la couronne solaire. LA COURONNE SOLAIRE La couronne est la partie de l'atmosphère du Soleil située audelà de la chromosphère et qui s'étend sur des millions de kilomètres en se diluant dans l'espace. La température de la couronne est extrêmement élevée : de 20 000 C à la frontière de la chromosphère, elle atteint plus d'un million de degrés. Les mécanismes nécessaires pour chauffer la couronne solaire sont encore mal connus. Elle est constituée de gaz fortement ionisés, ou plasma, d'une densité extrêmement faible. Ce plasma émet notamment du rayonnement dans l'extrême-ultraviolet. Dans le visible, la couronne (comme la chromosphère) ne peut être observée que lors d'éclipses totales de Soleil ou en utilisant un coronographe, car son rayonnement est très faible comparé à celui de la photosphère. Couronne lors de l éclipse de 1999 (Roby KIEFFER)
L E S ECLIPSES DE SOLEIL Une éclipse solaire se produit lorsque les 3 astres sont alignés dans l ordre suivant Soleil / Lune / Terre. Puisque le rapport distance Terre-Soleil/Terre-Lune et le rapport diamètre Soleil/diamètre Lune sont approximativement les mêmes, les tailles apparentes du Soleil et de la Lune depuis la Terre sont approximativement identiques. Mais parce que les orbites de la Lune et de la Terre sont des ellipses, les tailles apparentes du Soleil et de la Lune varient légèrement, d où l existence de 4 types d éclipses. Les 4 types d'éclipses solaires 1. Lors d une éclipse totale, le Soleil est entièrement occulté par la Lune. Le disque solaire intensément lumineux est caché par la silhouette noire de la Lune. La totalité est observable uniquement sur l'étroit parcours de l'ombre portée de la Lune sur la surface terrestre. Elle a une durée très courte (7min 40s au maximum). Diamant - Eclipse totale de 1999 (Roby KIEFFER) Baily, lorsqu'il ne reste qu'un seul spot lumineux. La couronne solaire et la chromosphère sont bien visibles pendant la phase de totalité. Les perles de Baily, phénomène optique observable peu de temps avant et après la totalité, est causé par les irrégularités du relief lunaire. La lumière du soleil brille à travers les vallées, entre les montagnes lunaires. Pendant quelques secondes, des spots lumineux apparaissent sur le limbe, comme des perles disposées sur un collier. Le diamant qui peut être observé juste avant la disparition du disque solaire, ou juste après sa réapparition, est un cas particulier de perle de 2. Lors d une éclipse annulaire, le Soleil et la Lune sont parfaitement alignés avec la Terre, mais la taille apparente de la Lune est légèrement inférieure à celle du Soleil. C'est-à-dire que le Soleil apparait comme un anneau très brillant entourant le disque lunaire. Eclipse partielle de 2003 (Karine KIEFFER-DEMANGE) 3. Lors d une éclipse partielle, le Soleil et la Lune ne sont pas parfaitement alignés et la Lune n'occulte qu'en partie le Soleil. Ce phénomène peut être généralement observé sur une grande partie de la Terre en dehors de la bande d'ombre d'une éclipse totale ou d'une éclipse annulaire. Couronne - Eclipse totale de 2004 (Jean-Marie WIECZOREK) Composition - Eclipse annulaire de 2006 (André VIDIC) 4. Une éclipse hybride est l'état intermédiaire entre une éclipse totale et une éclipse annulaire. C'est une sorte de mélange ou de transition, entre les deux. Si en certains points géographiques terrestres elle est annulaire, sur le reste du parcours elle est totale. Les éclipses hybrides sont assez rares.
L E S TRANSITS P L A N E T A I R E S D E V A N T L E SOLEIL Un transit planétaire est un phénomène astronomique qui se produit lorsqu'une planète s'intercale entre l'observateur et le Soleil. La planète paraît alors se déplacer devant le disque solaire. C est un phénomène assez rare et seules deux planètes peuvent nous l offrir : Vénus et Mercure, car elles seules se trouvent entre le Soleil et la Terre. Une météo capricieuse a malheureusement empêché les membres de la Grande Ourse d observer le transit de Vénus du 6 juin 2012. Pour profiter du prochain, il faudra attendre l année 2117! Par chance, celui du 8 juin 2004 était bien visible depuis Veymerange et nous étions présents. Transit de Vénus du 8 juin 2004 (André VIDIC) La planète était déjà visible avec une simple paire de lunette spéciale éclipse, sans instrument optique. Dans un télescope modeste, le spectacle était grandiose. Avec un instrument de plus grand diamètre et lorsque le disque noire de Vénus était proche du bord du disque solaire, on pouvait observer un phénomène appelé "goutte noire". On a pu même détecter la présence de l atmosphère de Vénus! Effet "goutte noire" et atmosphère vénusienne Transit du 8 juin 2004 (Thomas BOULIER) Mercure étant plus éloigné que Vénus mais aussi et surtout bien plus petit, ses transits sont moins spectaculaires. Mais ils sont plus fréquents! En effet, on en dénombre environ 13 par siècle. Le 7 mai 2003, les astronomes de Veymerange ont profité d un ciel dégagé pour réaliser Entrée et sortie - Transit de Mercure du 7 mai 2003 (photos Roby KIEFFER montage André VIDIC) le montage ci-contre, avec les moyens de l époque (caméra optique et imprimante thermique). Aujourd hui, la photo numérique et l informatique faciliteraient grandement le travail Les prochains passages sont prévus pour le 9 mai 2016 et le 11 novembre 2019 Nous serons prêts! Et vous?
L E S PHENOMENES OPTIQUES A T M O S P H E R I Q U ES L ARC-EN-CIEL Il est dû à la diffraction de la lumière dans les gouttelettes d eau liquide des nuages, qui agissent comme un prisme. Les couleurs vont du violet à l intérieur vers le rouge à l extérieur, de façon continue et couvrant tout le spectre. Parfois on distingue, au dessus de l arc primaire, un arc secondaire dont les couleurs sont inversées. La bande sombre située entre les 2 arcs est appelée «bande d Alexandre». Arc-en-ciel (Roby KIEFFER Composition de 2 images) LE HALO ET LES PARHELIES Ils sont produits par la diffraction, réfraction, réflexion ou dispersion de la lumière par des cristaux de glace que l on trouve en suspension dans certains nuages ou lors du brouillard glacé. Il est possible de voir ces phénomènes lumineux en hiver, lorsque le Soleil est bas sur l'horizon. Un parhélie est une partie du phénomène de halo solaire. Il consiste généralement en Halo solaire (Jean-Marie WIECZOREK) l'apparition de deux images lumineuses, aux couleurs du spectre solaire, placées de part et d'autre du Soleil. Mais il arrive qu'un seul des deux parhélies soit visible. Parfois il est suivi d'une queue de lumière blanche pouvant être si brillante qu'elle donne l'impression de réplique du Soleil, d où les noms de "faux Soleil" ou "double Soleil" rencontrés quelques fois. Il existe de nombreux autres phénomènes optiques (voir le schéma ci-contre) et certains sont rarissimes. Leur apparition va dépendre de la forme et de la position des cristaux, de l'agitation atmopshérique, etc Parhélie (André VIDIC) Parhélies (Karine KIEFFER-DEMANGE Composition de 2 images) DEFORMATION DE L IMAGE DU SOLEIL A L HORIZON A l horizon, la lumière traverse "en rase-motte" les différentes couches d air de l atmosphère. Les différences de température entre celles-ci provoquent la diffraction plus ou moins prononcée de la lumière, ce qui donne l impression d un Soleil aplati et même parfois "en escalier".