L'observation du Soleil

ATTENTION! L'OBSERVATION DU SOLEIL EST DANGEREUSE! OBSERVER LE SOLEIL SANS MOYENS ADEQUATS DE PROTECTION PEUT CAUSER DES DOMMAGES OCULAIRES IRREVERSIBLES, JUSQU'A LA CECITE NE JAMAIS regarder le Soleil à l'œil nu. NE JAMAIS regarder directement le Soleil dans un instrument d'astronomie ni dans un instrument quelconque (appareil-photo, caméra, etc). NE JAMAIS regarder à l'œil nu ou dans un quelconque instrument astronomique, appareil-photo, etc, le Soleil rouge, ou bas sur l'horizon, même si cela est tentant. Observer le Soleil nécessite des TECHNIQUES ADEQUATES! vers la description détaillée de ces techniques. SOYEZ CONSCIENT que, malgré l'emploi de ces techniques le danger, pour l'observateur ou les instruments, ne peut jamais être totalement écarté (les filtres solaires d'ouverture, par exemple, peuvent présenter des trous minuscules dans leur revêtement). voir plus à la description des techniques. Pendant une session d'observation, ne vous préoccupez pas seulement de votre sécurité mais aussi de la SECURITE DES AUTRES. Ne laissez jamais des instruments sans surveillance (particulièrement quand des enfants sont présents), faites un rapide exposé sur les dangers de l'observation du Soleil aux personnes présentes. Il semble bien, enfin, de ne pas utiliser pour l'observation ordinaire du Soleil, les conseils et les techniques qui concernent les éclipses de Soleil (voir une page consacrée à ce sujet)

Comment observer le Soleil en sécurité?

Eléments observables du Soleil. Techniques d'observation

Comment observer le Soleil en sécurité?

Observer le Soleil sans protection adéquate est dangereux: l'oeil sera exposé à la forte intensité de la lumière solaire; il le sera aussi aux radiations ultraviolette et infrarouge de cette lumière, lesquelles sont dangereuses -et leur action nocice passe inapperçue au moment où elle a lieu- pour la rétine. Il faut donc que des techniques appropriées à l'observation du Soleil protégent l'observateur contre ces trois composants de la lumière solaire. La plus récente tendance en matière d'observation du Soleil, sur un autre plan, est de dépasser l'observation visuelle de la photosphère, là où se trouvent les taches solaires, pour s'intéresser à l'activité de la chromosphère, là où se développent les protubérances solaires. Cette tendance requiert cependant des instruments et des techniques avancées et d'un coût élevé. Les techniques visuelles, ainsi, restent encore le moyen habituel d'observer le Soleil. Dans tous les cas, éviter, pour les techniques choisies pour l'observation du Soleil, les expérimentations de dernière minute et procéder à des tests auparavant

->Attention! Certains fabricants peuvent déconseiller l'utilisation de telle ou telle technique avec tel ou tel de leurs instruments. consultez la notice de votre instrument et/ou les conseils du fabricant pour plus détails!

->Attention! Quelle que soit la technique de sécurité que vous utilisez, ne regardez pas continûment le Soleil et faites des pauses pour reposer vos yeux!

La technique par projection Filtres solaires

Le Soleil aux jumelles? Observation à l'œil nu

La technique par projection

Limitations

La technique par projection consiste à utiliser un instrument astronomique pour projeter sur un écran, situé derrière l'oculaire, une image du Soleil. C'est l'image bien connue de l'écran de projection à l'extrêmité d'une lunette. De tels dispositifs peuvent se trouver dans le commerce ou faire l'objet de l'ingéniosité de chacun. La méthode par projection est largement utilisée dans la communauté astronomique. Il existe cependant des limitations. Une opinion générale est que la méthode par projection ne doit pas être utilisée avec des instruments à tube fermé comme les lunettes ou les télescopes de type Schmidt-Cassegrain (Schmidt-Cassegrain au sens strict, Schmidt-Newton, Maksutov-Cassegrain). Le parcours de la lumière peut endommager l'instrument. Les Schmidt-Cassegrain sont particulièrement sensibles car la chaleur peut endommager l'adhésif qui maintient le miroir secondaire. Pour ce qui est des télescopes de Newton, le problème est que la lumière est concentrée par diverses pièces optiques, d'où que la chaleur peut endommager les différentes parties du télescope (le miroir secondaire, par exemple); aussi, beaucoup estiment qu'ils ne faut pas utiliser la méthode par projection avec un Newton. Certains sont d'avis d'utiliser la méthode par projection avec un télescope de type Newton seulement en utilisant un réducteur d'ouverture (c'est-à-dire un bouchon d'ouverture pourvu d'un trou qui réduit l'ouverture de l'instrument, le trou étant habituellement décalé par rapport à l'axe pour éviter l'obstruction du miroir secondaire). Une opinion encore plus générale est d'utiliser un réducteur d'ouverture avec tout instrument de plus de 76 mm (3 pouces). Pour ce qui est des lunettes astronomiques, ce sera à l'observateur de prendre ses responsabilités. Le coût de l'instrument ou son utilisation pour l'observation de nuit seront des facteurs à prendre en compte. Pour ce qui est des oculaires, on doit d'abord s'orienter vers ceux qui donnent un grossissement faible. Par ailleurs, on doit utiliser des oculaires dont les éléments ne sont pas collés. Les meilleurs pour l'observation par la méthode de projection sont les oculaires de type Huyghens et Ramsden. Les oculaires courants, aujourd'hui, sont presque tous du type à éléments collés. La seule solution est alors, pour éviter l'échauffement, de réduire l'ouverture de l'instrument. Il faut enfin savoir que des systèmes simplifiés (type "solarscope", etc), qui utilisent la méthode par projection, sont maintenant disponibles sur le marché

Principe, technique

La méthode par projection semble la plus sûre des méthodes car, à aucun moment au cours de la session d'observation, l'œil de l'observateur n'est en ligne avec le Soleil. Le système de base souvent décrit consiste en un support qui, partant de l'extrêmité du tube d'une lunette astronomique ou du porte-oculaire, porte un écran à quelque distance. L'image du Soleil est projetée sur l'écran. Un autre écran est souvent installé au niveau du départ du support de façon à projeter son ombre sur l'écran de projection, ce qui améliore le contraste. L'écran de projection peut être équipé d'un système qui permet de fixer une feuille de dessin. On peut trouver des systèmes de projection tout faits dans le commerce ou on peut mettre à profit ses talents de bricolage. Les systèmes de projection peuvent habituellement s'adapter aux télescopes de type Newton

Précautions supplémentaires

Il faut habituellement laisser une distance suffisante entre l'oculaire et l'écran de projection de façon à ne pas obtenir une image du Soleil trop aveuglante. Si l'instrument a un chercheur, il faut lui mettre son bouchon, s'il en a un, ou enlever le chercheur. Pointez toujours l'instrument le dos au Soleil, en n'utilisant comme aide au pointage que l'ombre de l'instrument. Ne jamais procéder autrement! Conditionnez-vous pour garder présent à l'esprit pendant toute la séance d'observation les dangers du Soleil (on peut, par exemple, avoir inconsciemment le réflexe de regarder le Soleil). Ne pas oublier non plus que la chaleur condensée qui sort de l'oculaire peut occasionner des brûlures ou enflammer des objets! Pensez aussi que les oculaires dont le tube est la plupart du temps en métal peut devenir brûlant. Ne pas le toucher!

Filtres solaires

Les filtres solaires appropriées à l'observation du Soleil sont de deux types: ceux -dont la composition est diverse- qui sont montés sur une monture (ce type de filtre est cher); ceux qui sont faits d'une mince feuille métallique aluminisée et qui doivent être montés par soi-même. Ces deux types de filtres, dans tous les cas, doivent être installés à l'ouverture de l'instrument, là où la lumière entre. Ces filtres se trouvent soit chez les boutiques d'astronomie soit chez certains vendeurs d'optique générale. La couleur de l'image du Soleil obtenue par ces filtres n'a pas la même couleur selon la nature de ceux-ci et certains filtres sont mieux adaptés que d'autres à tel ou tel objet de la surface solaire. En dépit du fait que de tels filtres sont sûrs, ils ne le sont pas complètement. Les conseils habituels sont, d'abord, de vérifier, avant utilisation, l'intégrité du filtre (trous, même minuscules, etc.), ensuite qu'il ne faut n'observer que par brèves périodes, ne portant l'œil à l'oculaire que peu de temps pour éviter toute blessure! Dans tous les cas, en cas d'utilisation d'un filtre solaire approprié, renseignez-vous sur ses qualités et défauts avec le spécialiste qui vous le vend. Un avis est que le meiller filtre solaire en film, à l'encontre du Mylar, est le filtre Astrolar de chez Baaser; il est vendu en feuille et l'observateur doit confectionner lui-même une fixation (style anneau de carton) pour l'installer sur l'ouverture. Notez que cette marque ajoute sur ses produits un avertissement sur le point que, selon les connaissances scientifiques actuelles, leur filtre pourrait ne pas empêcher un type de dommages oculaires dit "réaction phototoxiques" alors que leur filtre protège contre la "photocoagulation" soit les atteintes thermiques de la rétine et qu'ils n'ont jamais eu connaissance de quelconque dommages oculaires dûs à l'utilisation de leur filtre (ils précisent qu'en cas de doute, particulièrement dans le cas d'une sensibilité excessive déjà connue de l'oeil, il est préférable de consulter son ophtalmologiste ou son opticien). Certaines sources précisent que les filtres Mylar au 1/10000ème laissent passer un rayonnement ultraviolet résiduel et qu'un filtre UV doit donc être utilisé; d'autres sources peuvent encore apporter d'autres précisions; DONC PRUDENCE! Et bien peser tous les éléments avant toute utilisation de tout type de filtre solaire. L'avantage des filtres est qu'ils empêchent la chaleur d'entrer dans l'instrument; on peut donc généralement utiliser n'importe quel type d'instrument et n'importe quel type d'oculaire. On doit cependant penser à mettre son bouchon au viseur, ou enlever le viseur. Et, là encore, on ne doit viser le Soleil qu'en tournant le dos et en utilisant l'ombre de l'instrument. Une réflexion intéressante aussi semble être d'utiliser un miroir-diagonal. L'observateur ne se trouve pas ainsi dans l'axe du Soleil et ne met pas l'œil qui n'observe pas à risque. ENFIN, l'utilisation de filtres amène aussi à sérieusement vérifier qu'ils sont bien arrimés à l'ouverture de l'instrument de façon à ce que le mouvement de l'instrument -ou un coup de vent- ne les en enlève pas

Une précaution additionnelle doit être prise concernant les filtres qui se VISSENT à l'ENTREE DE L'OCULAIRE. NE JAMAIS UTILISER DE TELS FILTRES! Ils sont dangereux. La lumière les chauffe très rapidement et les fend!

Le Soleil aux jumelles?

Pour ce qui est de la méthode par projection, il vous faudra, là encore, décider par vous-même de prendre ou non des risques pour votre paire de jumelles (voir plus haut la méthode par projection). Un système utile est un trépied et un écran porteur d'ombre. On doit laisser son bouchon à un des objectifs. Il semble bien de ne procéder que par courtes périodes de façon à ne pas trop laisser chauffer les jumelles. Les conseils et les pratiques sûres de la méthode par projection s'appliquent (les voir). Pour ce qui est des deux types de filtres, il en existe de spéciaux pour jumelles. Les conseils et les pratiques sûres décrites ci-dessus pour les filtres s'appliquent donc (les voir)

Observation à l'œil nu

LA SEULE TECHNIQUE SURE d'observation est le verre de soudeur (grade 12). Utiliser soit les lunettes de soudeur même, soit le verre. On peut en trouver chez les opticiens ou les vendeurs de matériel de soudure. On peut aussi utiliser à l'oeil nu les filtres solaires pour instrument. Tous les autres filtres bricolés (CD-roms, négatifs de films, radios médicales, etc) ne SONT PAS, POUR L'ESSENTIEL, SURS et la plupart des spécialistes conseillent de ne pas les utiliser. Ne pas les utiliser sans information plus avancées. Des détails (en anglais) se trouvent à Sky & Telescope, par exemple. Pour ce qui des lunettes spécial éclipse de Soleil qui sont distribuées pour ces évènements, il semble qu'on peut aussi les utiliser pour l'observation solaire puisque, par exemple, on peut les utiliser pour l'observation d'un transit de Vénus. Pour plus de sécurité, cependant, renseignez-vous auprès du professionnel qui vous les aura vendues. Ces lunettes spécifiques, de plus, possède une date limite d'utilisation, laquelle doit être respectée. ENFIN, rappelons que si un Soleil rouge, ou bas sur l'horizon, peuvent être une cible tentante, le Soleil, même dans ces circonstances, reste toujours aussi dangereux

Pour ce qui est de la question d'utiliser un verre de soudeur avec un instrument d'astronomie ou des jumelles, la plupart des sources l'interdisent: le pouvoir grossissant va amplifier la lumière solaire au-delà des possibilités filtrantes du verre. Une marque de filtre solaire en feuille métallique pour instruments, cependant, affirme que la protection de son filtre est équivalente à celle d'un verre de soudeur n° 12 (ce qui implique que le verre de soudeur peut bien être utilisé pour l'observation aux instruments). Mais, par contre, un avertissement est ajouté sur le point que, selon les connaissances scientifiques actuelles, leur filtre pourrait ne pas empêcher un type de dommages oculaires dit "réaction phototoxiques" alors que leur filtre protège contre la "photocoagulation" soit les atteintes thermiques de la rétine (plus de détails ci-dessus)

Eléments observables du Soleil. Techniques d'observation

Eléments observables du Soleil

Techniques d'observation

En 800 avt. J.C., les anciens astronomes chinois enregistrèrent dans le Yi-Qing, le Livre des Changements, les premières observations de taches solaires. Au début du XVIIème siècle, Galilée fut le premier à utiliser un instrument d'optique pour observer le Soleil et Kepler émit l'hypothèse d'un vent solaire. Ensuite le minimum de Maunder, jusqu'en 1715 -une baisse d'activité du Soleil, fit que moins de taches furent vues sur le Soleil. La théorie d'un cycle des taches solaires fut d'abord postulée par l'astronome allemand Samuel Heinrich Schwabe vers 1843: il recherchait des planètes hypothétiques en-deça de l'orbite de Mercure et il surveillait les taches solaires qui pouvaient induire en erreur; il découvrit un cycle qu'il estima d'abord à seulement 10 ans. Le magnétisme solaire et l'inversion de celui-ci tous les 22 ans fut découvert par l'astronome américain George E. Hale vers 1908 à partir de la perturbation des lignes spectrales à proximité des taches solaires. Le coronographe, un moyen de reproduire artificiellement une éclipse solaire, fut inventé en 1931 par l'astronome français Bernard Lyot et permit l'étude de la couronne. L'observation du Soleil par les professionnels, de nos jours, se concentre surtout sur l'étude des évènements énergétiques qui peuvent affecter les satellites, les réseaux électriques voire d'autres activités terrestres. L'observation théorique du Soleil en soi reste cependant intéressante. L'observation, simple, des taches solaires, reste une activité passionnante, qui permet de s'intéresser au Soleil en lumière visible

taches solaires vues dans une petite lunette astronomique. image site 'Amateur Astronomy'

Eléments observables du Soleil

La photosphère: les taches; autres éléments

->Un rapide résumé de l'activité solaire. Les taches solaires sont des lieux d'intenses champs magnétiques. Ces champs empêchent que le plasma solaire -le gaz, chargé électriquement, du Soleil- de "fuir" -dans l'espace. Lorsque la pression de celui-ci devient trop importante, les champs magnétiques des taches solaires "craquent". Lorsque cette "explosion" a lieu près de la surface, on parle de "flare", qui est un évènement essentiellement en termes de radiation (ultra-violet, rayons-X, particules de haute énergie). Lorsque le champ magnétique est étiré dans la couronne du Soleil, on parle d'"éjection coronale de masse" (en anglais: "coronal mass ejection" (CME)), qui déverse des milliards de tonnes de matériau solaire dans le système solaire. pour plus de détails sur le Soleil, en théorie, voir le tutoriel "Le Soleil"

voyez des illustrations d'évènements solaires dans différentes longueurs d'ondes (sauf le visible) (bien que les caractéristiques solaires ne soient pas illustrées dans le visible, ces images pourront utilement vous aider à déchiffrer les vues provenant de sites de satellites solaires ou à mieux comprendre les principales facettes de l'activité solaire)

La photosphère est la surface du Soleil la plus accessible aux amateurs. Commençons par les taches solaires. Les taches solaires sont ces taches sombres qui apparaissent sur la surface du Soleil. Les taches sont des régions dont la température (12850° C) est plus basse que les régions environnantes et elles semblent donc plus sombres. Les taches sont également des régions magnétiques; ces champs magnétiques, pense-t'on, empêchent la chaleur qui vient des couches inférieures du Soleil d'atteindre la surface. Aussi, le plasma solaire devient plus froid, donc plus lourd, et il s'enfonce (à la vitesse de 4800 km/h!). Cet enfoncement maintient entre elles les lignes magnétiques de même polarité (les taches solaires fonctionnent souvent par paires, chaque tache marquant alors la base d'une boucle magnétique et ayant une polarité; des champs magnétiques de même polarité au sein d'une même tache la détruirait). Une tache solaire a une zone sombre -l'"ombre"- et une zone moins sombre, qui entoure la précédente -la "pénombre". Les taches solaires peuvent être isolées mais elles se présentent souvent en groupes. Ces groupes contiennent une tache importante, et des taches plus petites associées; ou une paire de taches et des taches plus petites avec de plus petits points en arc ou en ligne. On appelle ces groupes de taches des "régions actives". Ces régions évoluent: lorsqu'un groupe comprend deux taches importantes, la tache de l'Est est la première à disparaître alors que celle de l'Ouest devient plus petite et plus ronde, pouvant durer, parfois, des semaines. D'une façon générale, les taches solaires durent d'un certain nombre d'heures à des mois (pour les plus importantes) avec une moyenne de deux semaines (avant qu'elles ne disparaissent ou que la rotation solaire ne les entraîne au-delà du limbe). Comme le Soleil tourne sur lui-même, une activité d'observation intéressante pour les amateurs consiste à suivre le mouvement apparent des taches sur le disque solaire

cliquez vers une vue de comment les taches solaires se forment. site 'Amateur Astronomy'

Les autres éléments que l'on peut observer à la surface du Soleil sont les facules, les granules et les "pores". La plupart du temps, on les observe à proximité du limbe. Les facules sont aussi des régions d'activité magnétique; elles sont essentiellement le signe que, là où elles se trouvent, se trouvait un groupe de taches. Lorqu'on les observe sur le limbe est, par contre, elles peuvent annoncer l'émergence d'un groupe de taches, en provenance de la face cachée du Soleil. Les granules sont des éléments que l'on voit sur toute la surface du disque; ce sont le sommet des cellules convectives du Soleil, ces éléments, reliés à la couche inférieure et qui font remonter, par convection, la chaleur et la matière. Les granules ont des formes de cellules de type biologique, d'une taille de 1000 km (620 miles). On ne peut pas les observer facilement car, vus de la Terre, ils ne font que quelques secondes d'arc. Ils ont une durée de vie courte, de l'ordre de 20 minutes. Des études récentes montrent que les granules ont des formes de coussin et que les facules, de façon intéressante, semblent être des accumulations de champs magnétiques contre les murs des granules (d'où que l'on comprend mieux que les facules sont vues plus facilement près d'un limbe car, là, les murs des granules sont vus obliquement; au centre du disque solaire, au contraire, les facules sont vues du dessus). Les "pores", enfin, sont de petits éléments, qui peuvent apparaître et disparaître en quelques minutes, ou qui peuvent se développer en taches solaires. Les pores ont une taille apparente d'à peu près 2 secondes d'arc. Une caractéristique générale du Soleil, d'un point de vue observationnel, est que la luminosité du disque solaire faiblit vers les limbes (c'est ce qui donne aux images classiques du Soleil, cette belle sensation de sphéricité). On appelle ce phénomène l'"assombrissement du limbe'. L'assombrissement du limbe est le fait que le centre du Soleil semble légèrement plus brillant que le limbe; ce qu'on attribue à la direction de l'observateur: aux alentours du limbe, on voit la partie supérieure, plus froide et moins lumineuse de la surface visible du Soleil (ou la haute photosphère) alors qu'au centre, on voit la base, plus chaude et plus brillante de celle-ci

La chromosphère: filtres et instruments H-alpha

Une tendance récente en matière d'observation du Soleil réside en l'utilisation de filtres H-alpha ou d'instruments H-alpha. Ces nouveaux outils permettent d'observer la chromosphère, cette couche très dynamique du Soleil, située juste au-dessus de la photosphère. C'est là que les éléments du champ magnétiques, les plages lumineuses autour des taches solaires, les filaments sombres du disque, les protubérances solaires ou les éruptions sur le disque peuvent s'observer. Les filtres H-alpha ne permettent le passage que d'une bande étroite, de rouge profond, des longeurs d'onde visibles. Cette bande est celle de l'émission de l'hydrogène. L'hydrogène est chauffé dans la chromosphère car la température y est trois fois plus élevée que dans la photosphère. L'hydrogène devient rouge (d'où le nom de la couche: "chromosphère", du grec "chromos", "couleur"). Un obstacle au développement de l'emploi de ces techniques nouvelles est le coût élevé des filtres et des instruments H-alpha (même si certains, des types les plus récents -filtres et instruments- tendent à devenir plus accessibles). Les "protubérances" et les "filaments sombres" sont un seul et même phénomène. Comme ils ont une température relativement basse (10000-100 000° K) par rapport à la couronne solaire (vers 1 500 000° K), ils semblent sombres vus sur le disque mais, quand ils sont vus sur le noir de l'espace, ils apparaissent lumineux. Ces protubérances et filaments sont des tubes magnétiques, en forme d'arches, remplis de gaz chaud et qui maintiennent en altitude, par le biais des forces magnétiques solaires, du gaz chaud et dense. Ces éléments, de temps à autre, s'effondrent et explosent. Des jets émanent de la base, des courants de plasma retombent vers la surface et des tourbillons complexes se voient aussi. Une protubérance qui explose produit des ponts impressionnants, immenses, de matière incandescente sur le limbe du Soleil. Mais les protubérances, le plus souvent, restent suspendues -à une altitude relativement faible- pendant des jours voire des semaines puis elles retombent doucement vers la surface. Les plus grandes des protubérances peuvent durer pendant des mois. Les protubérances sont souvent associées à des éjections coronales de masse. Un filament peut aussi flotter de façon calme pendant des jours avant de disparaître au lieu de retomber en pluie ou il peut relâcher son matériau dans l'espace, ce qui constitue aussi une éjection coronale de masse. Les filtres et instruments H-alpha permettent également d'observer les aires blanches, autour des taches solaires, que l'on appelle des "plages". D'autres outils avancés, tels les "coronographes" permettent de "bloquer" le disque du Soleil (recréant une éclipse artificielle) et autorisent l'observation de la couronne solaire mais ils ne semblent accessibles qu'aux amateurs avancés

Techniques d'observation

la rotation du Soleil (18-23/04/2015) site 'Amateur Astronomy'

Du fait du coût important des outils d'observation de la chromosphère, nous ne décrivons ici que les techniques d'observation visuelle de la photosphère. Nous commencerons par donner quelques données utiles pour cette observation

Données utiles à l'observation de la photosphère

La durée moyenne de rotation du Soleil sur lui-même est de 27.275 jours. La rotation du Soleil sur lui-même est "différentielle": la vitesse de rotation varie selon la latitude; le Soleil tourne plus rapidement aux latitudes élevées (30 jours au-delà de 40° de latitude nord ou sud) et plus lentement plus on se rapproche de l'équateur (25 jours). Le cycle solaire a été régulièrement surveillé depuis près de 250 ans. La rotation du Soleil sur lui-même s'appelle, dans le monde anglo-saxon, la "rotation de Carrington" (de Richard Carrington, qui l'étudia). On a enregistré les rotations du Soleil depuis 1853 et, depuis, cette date, chaque rotation du Soleil sur lui-même porte un "numéro de Carrington". Autre précision intéressante: l'inclinaison de l'axe des pôles solaires -l'inclinaison de l'axe des pôles par rapport à l'écliptique ou, de façon plus technique, l'angle de l'axe des pôles du Soleil par rapport à une perpendiculaire au plan de l'écliptique- est de 7,25°; cela fait que l'on voit une plus grande partie de l'hémisphère nord du Soleil en septembre, et une plus grande partie de son hémisphère sud en mars. On conserve des données sur les taches solaires (et donc les cycles) depuis 1611 et l'utilisation des premiers instruments optiques en astronomie

Deux systèmes officiels donnent le nombre des taches solaires. Cette donnée peut être utile pour calibrer ses observations. Le "Boulder Sunspot Number" ("nombre des taches solaires de Boulder"), quotidien -que l'on peut trouver au NOAA Space Environment Center- utilise une formule, créée en 1848, par Rudolph Wolf. La formule se fonde sur des données recueillies auprès de nombreux observatoires: R=k(10g+s); où R est le nombre de taches, g le nombre des groupes de taches, s le nombre total de taches individuelles de tous les groupes, k un facteur d'ajustement (généralement <1) qui rend compte des conditions d'observation et des types d'instruments utilisés. Le "International Sunspot Number" ("nombre international des taches solaires"), quotidien, belge est publié par le "Sunspot Index Data Center"; il est vers 25% plus faible que le précédent. D'une façon générale, on admet que le nombre de taches solaires que l'on peut voir sur le Soleil par la technique par projection, avec un petit instrument, s'obtient approximativement en divisant l'un ou l'autre des nombres officiels ci-dessus par 15. Ces deux comptes officiels se trouvent sur divers sites. Le Boulder Sunspot Number se trouve, par exemple, chaque jour, sur le site SpaceWeather.com. Pour ce qui est de notre site, une page consacrée au Soleil se trouve à partir de la page "Evènements du mois"

Il est bien connu que l'activité du Soleil fonctionne sur la base d'un cycle de 11 ans: l'activité du Soleil s'accroît jusqu'à un maximum puis elle décroît jusqu'à un minimum. Au début du cycle, les régions de taches solaires apparaissent aux latitudes hautes mais en faible nombre (elles disparaissent au bout de quelques semaines). Le cycle avançant, de nouvelles -et souvent plus grandes- taches apparaissent plus fréquemment et à des latitudes de plus en plus basses; certaines sont plus grandes que la Terre et peuvent durer parfois pendant des mois. L'activité a lieu dans les deux hémisphères solaires et, après 5 à 6 ans, les taches atteignent presque l'équateur (on est alors au maximum solaire). Ensuite, le nombre des taches commencent de faiblir jusqu'à quasiment disparaître. Le cycle reprend alors aux latitudes hautes. Le concept de cycle solaire a été découvert vers 1850 par un astronome allemand, Heinrich Schwabe. Dans le premier cas, les taches solaires et les facules sont très nombreuses (il y a de l'ordre de 200 taches par mois); puis peu ou pas de taches solaires sont observées (il n'y a plus que quelques dizaines de taches par mois et il peut se passer des jours ou des semaines sans que l'on n'en voit aucune). Au début du cycle solaire de 11 ans, les taches solaires se trouvent à des latitudes élevées, puis, lorsque le cycle progresse, les taches reviennent à des latitudes plus basses (c'est ce qu'on appelle, dans le monde anglo-saxon, l'"effet papillon" -the "butterfly effect"- l'enregistrement cumulé des taches d'un cycle prenant, finalement, une forme d'ailes de papillon). Un cycle solaire, en fait, peut durer de 10 à 13 ans et l'amplitude des cycles varie. Parfois, des "double-pics" ont lieu et on les considère comme des "mini-cycles", qui durent 2 ans (un premier pic a lieu, suivi d'une baisse d'activité puis le second pic a lieu). Une autre curiosité est que les hémisphères du Soleil n'ont pas forcément leur pic en même temps. On a découvert, en 2015, un nouveau cycle solaire d'une durée de 330 jours. Au cours de ce cycle l'activité solaire s'accroît et diminue, ce qui semble être fonction des changements dans deux bandes de forts champs magnétiques qui se trouvent dans chaque hémisphère du Soleil. Ce cycle explique la "Gnevyshev Gap", cet décalage d'un an voire plus entre le pic du maximum des taches solaires dans le cycle de 11 ans et le pic du maximum des flares et des éjections coronales de masse. Une bande étant située dans l'hémisphère nord et l'autre dans l'hémisphère sud, elles mélangent leurs champs magnétiques, ce qui produit plus de taches solaires, de flares ou d'éjections coronales. Chaque band, de plus, connaît aussi des variations quasi annuelles de magnétisme. Ces bandes pourraient également tirer des champs magnétiques depuis les profondeurs. La variation des bandes peut déstabiliser de façon spectaculaire la couronne solaire. pour plus de détails sur quel est le cycle solaire actuel, voyez notre page 'Last Sun' page (avec données en français)!

cliquez vers une vue de l'effet papillon qui affecte la localisation des taches solaires. NASA

->Vues plus avancées à propos du cycle solaire de 11 ans
. la longueur d'un cycle solaire varie, en fait, entre 9 et 14 ans. Les astronomes ne savent pas encore exactement pourquoi
. le cycle de 11 ans pourrait être lié à un système de deux courants souterrains du Soleil, l'un dans l'hémisphère nord, l'autre dans l'hémisphère sud, lesquels transportent, en profondeur (vers 200 000 km -124 000 miles), un champ magnétique des pôles à l'équateur puis de l'équateur aux pôles, cette fois plus près de la surface. Le trajet total s'effectue en 40 ans (avec une durée qui peut éventuellement varier entre 30 et 50 ans), à la vitesse d'1 m/s (1 yard/s). Ces courants ont comme effet de ramener les "déchets" magnétiques des taches solaires vers les pôles et de les y faire sombrer. Le champ magnétique du Soleil redonne naissance à du champ magnétique, par le biais qu'il fait qu'il remonte à la surface au niveau de l'équateur et qu'il y donne naissance aux taches solaires. La vitesse à laquelle se déroule le circuit influence les cycles solaires qui suivent. Lorsque la vitesse est rapide, cela donne un cycle intense (d'ailleurs, il est impressionnant de penser que des taches que l'on a observées en 1986-1996 seront régénérées et réapparaîtront en 2010-2011!). Les cycles solaires importants, par contre, sont en général plus rapides que les cycles plus faibles, leurs premières taches apparaissant tôt -et donc, conséquemment, le pic du cycle. Les taches d'un nouveau cycle solaire apparaissent quand ces courants souterrains du Soleil atteignent les 22° de latitude. Ce mouvement interne du Soleil, dit aussi, en anglais le "Meridional Flow" (le "flux méridional"), transporte donc, dans chaque hémisphère, les restes magnétiques des taches solaires, inversant la polarité solaire tous les 11 ans. Le flux apparaît à l'équateur. Il sombre aux pôles. Sa vitesse est habituellement de 32 km/h (20 miles/h) mais, depuis 2004, il est passé à 48 km/h (30 miles/h) et, depuis, il est resté à cette valeur. On doit noter que cette accélération a lieu alors que le Soleil a connu son plus bas minimum depuis 100 ans et que tout laisse à penser que le prochain cycle solaire sera faible. Cela pourrait, d'ailleurs contredire les théories qui pensent qu'un rythme rapide du mouvement amène plus de taches solaires et inversement, il donnerait raison à ceux qui pensent le contraire. Cette plus faible activité solaire pourrait ralentir le réchauffement global, produire moins d'aurores boréales et causer moins de danger pour les satellites
. pendant un cycle solaire court, le système des courants décrits ci-dessus, par ailleurs, est rapide et il y a une forme d'"embouteillage" aux pôles. De tels champs magnétiques ainsi amplifiés donnent naissance à un fort cycle solaire non au cycle immédiatement suivant mais à celui qui suit. D'autre part, pour la première fois depuis la fin du XIXème siècle, la vitesse du système des courants a été observée ralentissant à des vitesses basses jamais vues jusqu'alors, de l'ordre de 0,75 m/s dans l'hémisphère nord et 0,35 m/s dans l'hémisphère sud. Cela permet aussi d'établir des prévisions quant à ce que sera le cycle suivant le cycle qui suit le courant
. du fait de la vitesse de rotation différentielle du Soleil sur lui-même, les champs magnétiques que le système des circuits que l'on vient de décrire transporte, deviennent emmêlés et pliés lorsque le circuit passe à l'équateur; les champs magnétiques, là aussi, s'"embouteillent"; c'est ce qui fait que le plasma solaire, lorsqu'il est re-transporté vers les pôles, est le théâtre de flares et d'éjections coronales de masse. Toute énergie qui n'est pas dissipée de cette façon et qui réussit à revenir aux pôles, sert de base énergétique au cycle solaire qui suit. Il faut 2 cycles solaires pour que le circuit, parti des pôles, établisse des champs magnétiques souterrains entre les pôles et les latitudes moyennes et il faut 2 cycles de solaires pour que la même opération s'effectue entre les latitudes moyennes et l'équateur (et retour). Tout cela fait que le cycle solaire (en fait surtout sa force magnétique) dépend de ces mouvements à grande échelle et que les caractéristiques d'un cycle solaire peuvent ainsi dépendre d'évènements survenus 40 ans auparavant
. une étude de 2004 fait état d'une méthode qui pourrait permettre de prédire le minimum d'un cycle. David Hathaway, du Marshall Space Flight Center de la NASA et Bob Wilson pensent, sur la base des 8 derniers cycles, qu'un minimum solaire, habituellement, suit de 34 mois le premier jour sans taches observé après le maximum. Ils ont trouvé aussi que, lors des derniers cycles, l'activité solaire s'est intensifiée rapidement après le minimum, amenant le pic du maximum à survenir seulement 4 ans après
. pour ce qui est des prochains cycles solaires, le cycle 24 commencera par une augmentation de l'activité solaire fin 2007 -ou début 2008- soit un an plus tard que l'on avait prévu auparavant et il comportera 30 à 50% de taches solaires, de flares et d'éjections coronales de masse de plus que la moyenne. Le cycle 25, lui, dont le maximum est prévu pour 2022, sera sans doute, au contraire, le plus faible depuis des siècles. Tous les indices de prédiction vont dans le même sens de ce que le cycle 24 sera très puissant, y compris la méthode qui corrèle l'index des tempêtes géomagnétiques à la Terre avec la force d'un cycle solaire. Cet indice permet de dire ce qu'un cycle solaire sera d'ici 6 à 8 ans du moment où on le considère (avec une corrélation de 94%). Et, là aussi, selon cet indice, le cycle 24 est annoncé comme important et peut-être comme le plus important depuis que l'on a commencé de collecter les données solaires, il y a 400 ans. Le cycle 24 aura son maximum en 2010 ou 2011, le nombre des taches solaires atteignant alors 160 par mois (plus ou moins 25) (NB: ces passages sur le cycle 24 sont invalidés du fait que ce dernier est un cycle faible, le plus faible sans doute depuis longtemps. voir plus de détails à Last Sun)

Les effets du magnétisme solaire sur la Terre -ainsi les aurores- pourraient atteindre leur minimum 8 mois seulement après le minimum d'un cycle solaire. Les facteurs du phénomène pourraient se trouver dans la vitesse du vent solaire et la force et la direction des champs magnétiques portés par lui (le "champ magnétique interplanétaire", en anglais "Interplanetary Magnetic Field" ou "IMF"). Les trous coronaux, quand ils ne sont pas confinés aux pôles contribuent également et augmentent la direction sud de l'IMF, donc sa capacité à se connecter à la magnétosphère. Les fluctuations du champ magnétique interplanétaire sont connues sous le nom d'ondes Alfvén lorqu'elles proviennent du centre des trous coronaux. Ce sont ces trois facteurs -un champ magnétique interplanétaire faible, une vitesse plus faible du vent solaire et de plus petites ondes du fait de l'emplacement des trous coronaux- qui constituent les meilleurs facteurs pour un minimum géomagnétique

Techniques

L'utilisation de filtres solaires permet la meilleure observation possible des éléments de la photosphère du Soleil (la technique par projection permet théoriquement de voir tous ces éléments). La technique de projection est la mieux adaptée au suivi des taches solaires lors de leur déplacement apparent du fait de la rotation du Soleil sur lui-même (les amateurs avancés, avec une technique de projection bien réglée, peuvent accéder aussi aux détails des taches solaires et aux autres détails de la photosphère, tels les facules)

La technique habituelle que l'on utilise avec la technique de projection est de dessiner sur l'écran de projection. On peut pré-dessiner ou pré-imprimer un cercle correspondant au disque projeté du Soleil et le fixer sur l'écran de projection. Une autre idée intéressante consiste à photographier l'image projetée du Soleil (ou des détails de cette image). Pour ce qui est des coordonnées solaires, les amateurs doivent savoir qu'elles dépendent de si l'on considère le mouvement des taches sur le disque solaire ou le mouvement du Soleil sur le fond du ciel. Par rapport au ciel de fond, l'usage est de considérer que le Nord du Soleil pointe vers le pôle céleste nord et que l'Ouest du Soleil (dit aussi le "limbe précédant" ou "limbe meneur") est la partie du Soleil qui pointe vers l'horizon ouest, dans la direction vers où le Soleil se dirige dans son mouvement. Dans ce système, l'Est du Soleil (ou "limbe suiveur") est la partie du Soleil qui pointe vers l'horizon est, à l'opposé de la direction précédente. Pour ce qui est du mouvement apparent des taches solaires sur le disque, les coordonnées solaires sont alors les coordonnées solaires réelles, c'est-à-dire celles qui sont établies par rapport à l'axe des pôles, avec un équateur, des longitudes et des latitudes. Le Soleil tourne sur lui-même comme le fait la Terre et la plupart des planètes: d'ouest en est (ou dans le sens contraire des aiguilles d'une montre), vu depuis au-dessus du pôle nord

cliquez vers une vue de Est-Ouest rotationnel et céleste. site 'Amateur Astronomy'

Lorsque l'on observe le Soleil avec la technique par projection, l'usage est d'utiliser le système de coordonnées tel que décrit ci-dessus par rapport au fond du ciel. Une fois l'image solaire projetée sur l'écran, on pointe un repère (une tache solaire, par exemple); on laisse l'image solaire se déplacer puis on pointe de nouveau le repère. La ligne entre les deux points donne l'axe Est-Ouest (ou l'axe limbe suiveur-limbe meneur). La perpendiculaire est l'axe Nord-Sud. Nord et Sud se déterminent en déplaçant légèrement l'instrument (par le côté de l'optique, ou de l'ouverture) en direction du Nord géographique de l'observateur: à l'opposé d'où le Soleil se déplacera avec l'angle le plus important sera le Nord du Soleil (voir le schéma ci-dessous)

Une fois ainsi déterminé le premier système de coordonnées du Soleil, le second système est utilisé pour faire une synthèse de plusieurs observations et faire apparaître, par exemple, le mouvement apparent des taches solaires à partir de plusieurs observations et pour bien estimer la rotation du Soleil sur lui-même: on prend tout simplement une même tache à deux ou trois jours d'intervalle, ce qui permet de déterminer, dans le système des coordonnées de la rotation du Soleil sur lui-même, l'axe Ouest-Est (et la perpendiculaire est l'axe Nord-Sud). Il est préférable de prendre des positions proches du centre du disque du Soleil pour éviter les distorsions causées par les effets de perspective proches, par exemple, des limbes

L'observation par le biais de filtres solaires est semblable, visuellement et photographiquement, à l'observation de tout autre objet planétaire