L’observation du Soleil

Qu’est ce que le Soleil ? Le Soleil est une étoile, sphère de gaz chauds qui produit en son cœur de l’énergie et rayonne dans l’espace. Il est composé de 90% d’Hydrogène et de 10% d’Hélium ; il existe beaucoup d’autres éléments plus lourds en trace, comme les métaux que l’on trouve sur Terre, mais à l’état gazeux. Une étoile particulière, qui a permis l’apparition de la vie sur Terre ! Au centre, des réactions thermonucléaires de fusion transmutent l’Hydrogène en Hélium en produisant de l’énergie. Celle ci traverse lentement l’étoile pour atteindre les couches superficielles où elle est émerge sous forme d’ondes électromagnétiques. Le Soleil rayonne surtout en Ultra Violet (UV), lumière visible (VIS) et Infra Rouge (IR) ; cependant ses émissions couvrent tout le spectre électromagnétique, des rayons γ et X aux ondes radioélectriques. L’atmosphère de la Terre joue le rôle d’un filtre en nous protégeant des rayons dangereux. L’observation du Soleil a commencé en 1610 avec la lunette de Galilée. En lumière blanche, on découvre la photosphère à 5750 K, surface visible parsemée de taches sombres dont le magnétisme sera identifié bien plus tard. L’observation intrigante des taches occupa beaucoup les astronomes aux XVIIème et XVIIIème siècles. Au dessus de la photosphère se trouve la chromosphère (8000 K); elle n’apparaît qu’avec une technique spécialisée, la spectroscopie. C’est la raison pour laquelle elle ne devint accessible qu’au XIXème siècle. Au delà de la chromosphère, une atmosphère très diluée et chaude, la couronne (2 millions K), diffuse la lumière du disque et émet en UV. Elle raccorde le Soleil au milieu interplanétaire dans lequel baignent les planètes. Il a fallu attendre les instruments du XXème siècle pour l’étudier en dehors des éclipses totales, notamment avec l’avènement des télescopes en orbite. Modèle en couches concentriques du Soleil : seule l’atmosphère (photosphère, chromosphère, couronne) est observable ©OP 5 Le spectre électromagnétique Le Soleil émet des ondes électromagnétiques d’énergies très différentes. Celle ci est proportionnelle à la fréquence, ou inversement proportionnelle à la longueur d’onde. On appelle l’ensemble de ces émissions spectre électromagnétique. On peut classer les ondes par ordre d’énergie décroissante : rayons γ, X, UV, visible, IR, Radio. Nos yeux sont sensibles au domaine visible de 0.4 à 0.7 microns (couleurs de l’arc en ciel), c’est-à-dire à une infime partie du spectre, bien plus riche que ce que nous voyons ! L’IR représente la moitié de l’émission solaire. Le peu d’UV qui parvienne au sol est responsable du bronzage de la peau. Les ondes radio ont des longueurs d’onde allant du mm au km : la télévision, la radiophonie, le Wifi, le four à micro ondes et les téléphones portables les utilisent. Les rayons γ et X sont les plus énergétiques, leur longueur d’onde est voisine des dimensions atomiques ; ils sont produits par les éruptions solaires. Les rayons X, absorbés par les os, servent à radiographier le corps humain. 

Naissance des techniques d’observation du Soleil

Le Soleil et la Lune sont les premiers objets dont la lunette astronomique s’est emparée en 1610 ; puis la physique solaire est née de l’apparition de la photographie et de la spectroscopie dans la seconde moitié du XIXème siècle. 

Le XVIIème siècle et les taches

Le « grand siècle » a joué un rôle majeur dans l’exploration du Soleil grâce à l’invention de la lunette. On a découvert les taches (ou confirmé leur existence, car des groupes de grosseur exceptionnelle semblent avoir été aperçus à l’œil nu) ; on a décrit leur forme, leur mouvement La loi de Wien et le rayonnement thermique Tout corps rayonne ! Pour connaître la longueur d’onde λ du rayonnement thermique d’un corps de température absolue T (en Kelvin ou K), on applique la loi de Wien λ T = 0.0029. Notre corps est à la température absolue de 310 K. Il rayonne des ondes électromagnétiques IR à 10 microns. La Terre et les objets familiers émettent dans l’IR. L’effet de serre est dû à la réflexion du rayonnement IR terrestre par l’atmosphère vers le sol ; il permet d’entretenir une température compatible avec la vie, car sans lui la Terre serait un désert glacé. Les étoiles rayonnent dans le visible car elles sont chaudes (3000 à 15000 K). La surface solaire à 6000 K émet dans le visible ; mais la couronne, 200 fois plus chaude (le million de K), rayonne à des longueurs d’onde 200 fois plus courtes, dans l’UV, que seuls les satellites peuvent observer (car l’atmosphère terrestre les arrête). 8 apparent, leur répartition sur le disque, étudié la rotation solaire ; à partir de 1650 une anomalie est survenue (quasi absence de taches durant 50 ans) en même temps qu’un refroidissement climatique, dont l’explication n’est toujours pas établie. C’est le Roi Soleil qui a structuré le développement des sciences en France, sous l’impulsion de Colbert, par la création de l’Académie des Sciences en 1666, et qui a organisé l’astronomie, par la fondation de l’Observatoire de Paris en 1667. Colbert présente l’Académie des Sciences au Roi. Jean-Dominique Cassini (à la tête de l’Observatoire) est à gauche parmi les académiciens. Dans le fond, l’Observatoire Royal (architecte Claude Perrault). Peinture d’Henri Testelin (1616-1695). Château de Versailles. Wikimedia Commons. Plusieurs astronomes eurent l’idée d’observer le Soleil à l’aide de la lunette de Galilée (1564- 1642), mise au point en 1609, puis perfectionnée par Johannes Kepler (1571-1630). Ils s’intéressèrent aux taches, sujet de choix à la portée de ces lunettes. Il s’agit de Johannes Fabricius (1587-1616) en Hollande, Thomas Harriot (1560-1621) en Angleterre, Galilée en Italie, Christoph Scheiner (1575- 1650) en Allemagne et Johannes Hevelius (1611-1687) en Pologne. Harriot aurait effectué la première observation des taches solaires en Décembre 1610. Fabricius comprit que la dérive des taches d’un jour à l’autre (décalage moyen de 13° par jour) était dû à la rotation du Soleil sur lui même. Néanmoins, ce sont Galilée, Scheiner et Hevelius qui furent les plus assidus dans les observations des taches. Galilée démontra que les taches sont bien des structures solaires, et ne peuvent être attribuées au transit de planètes intérieures passant entre le Soleil et la Terre. Le Soleil étant très lumineux, il convenait de prendre des précautions pour ne pas se brûler les yeux : on observait les taches par projection sur un écran en papier sur lequel on dessinait. Ces instruments étaient appelés « machines héliotropiques » par Hevelius, qui compte 4000 journées d’observations entre 1642 et 1684. Christoph Scheiner a décrit les variations des trajectoires des taches en fonction de la saison d’observation, qui résulte d’effets géométriques de projection sur le ciel, liés à l’inclinaison de l’axe des pôles terrestres sur le plan de l’écliptique (23.5°) et à celle de l’axe des pôles solaires (7°). Ses dessins montrent que la trajectoire des taches n’est pas rectiligne mais incurvée, matérialisant des parallèles imaginaires sur la surface solaire. Scheiner a aussi inventé la monture équatoriale, permettant de suivre le mouvement des astres en n’agissant que sur un seul axe pour compenser la rotation de la Terre. C’est un progrès par rapport au montage présenté par Hevelius où il fallait agir simultanément sur deux axes pour maintenir l’image solaire fixe au foyer de la lunette.