1645-1715 : Disparition des taches solaires L`observation de taches

1645-1715 : Disparition des taches solaires
L’observation de taches solaires continua durant le dix-septième siècle, dont les plus
importants chercheurs furent l’allemand Johannes Hevelius (1611-1687) et le Jésuite
français Jean Picard (1620-1682). Très peu de taches solaires furent observées de 1645 à
1715 et quand elles apparaissaient, elles étaient documentées comme étant des
observations importantes. À cette époque, un programme d’observation systématique du
soleil était déjà en place, sous la direction de Jean Dominique Cassini (1625-1712) à la
nouvelle Observatoire de Paris, avec au début Picard et plus tard Phillipe La Hire fesant
le gros des observations. Des reconstructions historiques du nombre de taches solaires
indiquent que l’absence de taches était réelle, et non la conséquence d’un manque
d’études sérieuses. Un déclin simultané dans le nombre d’aurores suggère que l’activité
solaire fut grandement réduite durant cette période de temps.
Ce graphique très anachroniste démontre les variations observées dans le nombre de
tâches solaires durant la période1600-1800. La ligne rouge est le nombre de Wolf et la
ligne mauve est le nombre de groupes de taches solaires, une reconstruction de D. V.
Hoyt. Les étoiles vertes sont des aurores, une reconstruction de K. Krivsky et J. P.
Legrand.
Cette période est connue sous le nom de minimum de Maunder, en honneur de
l’astronome E. W. Maunder qui, suivant la trace des découvertes historiques de Gustav
Spörer (1822-1895), fut très actif et inébranlable dans ses investigations sur l’absence
d’observations de taches solaires durant la deuxième moitié du dix-septième siècle. La
récurrence documentée d’hivers très froids à travers l’Europe durant ces années pourrait
être causalement relié au déclin d’activité solaire, sauf que cela reste encre un sujet de
débat et de controverse.
1687 : La masse du soleil
La masse du soleil et sa distance de la terre sont deux quantités fondamentales qui furent
seulement déterminées avec une exactitude raisonnable durant le dix-huitième siècle. La
première estimation quantitative de la masse du soleil est due à Isaac Newton (16421727). Newton présenta ses calculs dans son Principia Mathematica, utilisant sa
nouvelle loi de la gravitation universelle. Newton soutenait qu’une orbite planétaire
stable était causée par un équilibre entre les accélérations centrales et gravitationnelles;
de cette manière il pu finalement donner une explication physique aux trois lois de
mouvements planétaires de Kepler. Le ratio de la masse soleil sur terre peut, en principe,
être déterminé sans savoir la valeur de la constante gravitationnelle de l’univers. Il faut
juste avoir connaissance des périodes orbitales et des [radii]. Cependant, Newton utilisa
une valeur bien trop élevé pour le parallaxe solaire, sous-estimant donc la distance entre
le soleil et la terre et, conséquemment, sous-estimant le ratio de masse terre sur soleil par
plus d’un facteur de dix (M terre/M soleil = 28700 au lieu de 332945). Dans les éditions
subséquentes de son Principia (en 1713 et en 1726), Newton utilisa de meilleures
estimations de la parallaxe solaire et améliora son résultat, maintenant un facteur de deux
trop petit.
1774-1801 : La nature physique de taches solaires
La nature physique des taches solaires demeura un sujet de controverse pour près de trois
siècles. Galilée proposa, avec une réserve inhabituelle, que les tâches solaires pourraient
être des structures, similaires à des nuages, se promenant dans l’atmosphère solaire.
Scheiner les croyait être des objets denses incrustés dans l’atmosphère lumineux du
soleil. À la fin du dix-huitième siècle William Herschel (1738-1822; découvrit la planète
Uranus), suivant une hypothèse de A. Wilson (1774), suggéra que les taches solaires sont
des ouvertures de l’atmosphère du soleil, donnant la vue sur la surface plus froide du
soleil (probablement habité, selon l’opinion très influente d’Herschel).
Reproduction d’un des diagrammes originaux d’Herschel sur la nature des taches
solaires. Cette hypothèse dépend fortement de l’apparence asymétrique des taches
solaires lorsqu’elles sont vues près des membres solaires, comme l’avait observé A.
Wilson en 1774 [De : Phil. Trans. 1801, vol. 91, pp. 265-318 (plate 18)]
1796 : L’hypothèse nébulaire et l’origine du soleil
Dans la dernière décennie du dix-huitième siècle, les télescopes de plus en plus puissant
bâtit par l’allemand William Herschel (1738-1822) avaient révélé l’existence d’un
nombre de structures similaires à des nuages, nommés Nebulae. Inspiré de ces
observations, l’astronome français Pierre Simon de Laplace (1749-1827) avança son
hypothèse nébulaire, selon laquelle le soleil et le système solaire avaient été formés par
l’effondrement gravitationnel d’un énorme nuage de gaz faisant des rotations très lentes.
Dessin de Nebulae par William Herschel. Herschel croyait que cet assortiment de
Nebulae pouvait être interprété comme étant différentes parties d’une séquence
évolutionnaire d’un effondrement formant une ou plusieurs étoile(s), selon l’hypothèse de
Laplace. Reproduction de W. Herschel, Philosophical Transations of the Royal Society
of London 101 (1811), 269-336 (p. 336, Plate IV)
Les idées cosmologiques de Laplace furent décrites dans un oeuvre populaire publié en
1796, intitulé Exposition du système du monde. Ceci marqua un point important dans
l’histoire des sciences, puisque dans ces pages il réfute catégoriquement la version
Biblique de la création de l’univers et propose plutôt une théorie basée sur la physique
qui est encore valide aujourd’hui, malgré quelques détails mineurs.
1800 : Les radiations invisibles du soleil
Durant les années 1660, Isaac Newton avait démontré que la lumière du soleil peut être
séparée en composantes chromatiques différentes par la réfraction de la lumière à travers
un prisme. En 1800, William Herschel poussa l’expérience de Newton en démontrant
que des «rayons» invisibles existent au-delà de l’extrémité rouge du spectre solaire. Il le
fit en détectant la hausse de température de thermomètres placés au-delà de l’extrémité
rouge du spectre solaire.
L’arrangement expérimental d’Herschel pour la détection de radiation solaire invisible.
La lumière passe à travers un prisme (CD), formant ainsi le spectre arc-en-ciel habituel
(E). Une rangée de thermomètres est positionnée sur une table (AB) au-delà de
l’extrémité rouge du spectre. Le thermomètre 1, aligné avec le spectre solaire, enregistre
une hausse de température, tandis que les thermomètres 2 et 3 n’affichent rien de
différent.
Herschel conjectura que ces rayons caloriques invisibles, plus tard nommés infrarouges,
étaient fondamentalement semblables à la lumière visible, mais ne pouvait pas être
aperçus simplement parce que l’œil humain n’y est pas sensible. Herschel tenta aussi de
faire la découverte de rayons caloriques au-delà de l’extrémité violet du spectre solaire,
mais sans résultats. Cependant, l’année suivante, Johann Wilhelm Ritter (1776-1810)
utilisa un arrangement expérimental similaire à celui de Herschel, mais plaça une feuille
de papier trempée dans de la chlorite d’argent au-delà de l’extrémité violet du spectre; le
noircissement du papier au-delà du violet visible démontra l’existence de la radiation
ultraviolet. L’année suivante, et en utilisant des moyens photochimiques similaires,
William Hyde Wollaston (1766-1828) redécouvrit indépendamment la radiation
ultraviolet.
1802 : Des lignes noires dans le soleil
L’arrangement expérimental de Wollaston pour l’observation chromatique du spectre
solaire. Wollaston croyait que les lignes B, C et E marquait des bordures naturelles
entre les couleurs, cependant il remarqua aussi d’autres lignes noires (f, g) qui ne
semblaient pas délimiter des couleurs. Reproduction de Philosophical Transactions of
the Royal Society of London, vol.92 (1802), p.380 (Plate XIV)
En investiguant les propriétés réfractives de substances transparentes différentes, le
chimiste et physicien anglais William Hyde Wollaston (1766-1828) aperçu des lignes
noires dans le spectre solaire, quand il est examiné à travers un prisme de verre selon la
méthode d’Isaac Newton. Au-delà de suggérer que ces lignes noires étaient les frontières
de «couleurs naturelles», Wollaston ne poursuivit pas la matière plus loin. Cependant,
ceci marqua le premier pas vers la spectroscopie solaire, science qui allait révolutionner
la physique solaire durant la deuxième moitié du siècle.
1817 : La spectroscopie est née
En ce qui allait plus tard mener à d’autres découvertes encore plus importantes, Joseph
von Fraunhofer (1787-1826) redécouvrit indépendamment les «lignes noires» dans le
spectre solaire trouvées quinze ans auparavant par William Hyde Wollaston (1766-1828).
Fraunhofer poussa ses recherches principalement parce qu’il y voyait la possibilité
d’utiliser les lignes comme des [wavelenght standards] à être utilisées pour déterminé
l’index de réfraction de verres optiques. D’autres physiciens, par contre, réalisèrent très
vite que les lignes de Fraunhofer pouvaient être utilisées dans le but de donner des
propriétés à l’atmosphère solaire, puisque des lignes similaires étaient entrain d’être
découvertes en laboratoire dans le spectre de lumière blanche passant à travers des gaz
chauffés.
Reproduction du dessin original (de 1817) du spectre solaire. Les lignes noires les plus
proéminentes sont catégorisés alphabétiquement; des parties de cette nomenclature
survivent encore de nos jours [De : Denkschiften der K. Acad. Der Wissenschaften zu
München 1814-15, pp.193-226] Comparez celui-ci au dessin de Wollaston.
Entre les mains de David Brewster (1781-1868), Gustav Kirchhoff (1824-1887), Robert
Wilhelm Bunsen (1811-1899) et Anders Jonas Angström (1814-1874), pour en nommer
quelques-uns, la spectroscopie devint une vraie science qui révolutionna non seulement la
physique solaire, mais bien l’astronomie en général. Même aujourd’hui, la majorité de
l’information récolté sur le soleil et les étoiles l’est fait grâce à des moyens
spectroscopiques.
1838 : La constante solaire
La constante solaire est une mesure de la luminosité du soleil et est définie par
convention comme étant la quantité d’énergie incidente par seconde sur un mètre carré de
l’atmosphère terrestre extérieure, lorsque la terre est à une distance d’une unité
astronomique (149 598 500 Km) du soleil.
Le pyrhéliomètre de Pouillet. De l’eau est gardé dans le contenant cylindrique a, avec le
côté b faisant face au soleil. Le thermomètre d est protégé du soleil par le contenant et le
disque e est utilisé pour assurer que l’ombre du contenant est complètement projeté
dessus, indiquant que le soleil frappe de plein fouet a.
Bien que beaucoup de scientifiques avaient déjà tentés de calculer la production en
énergie du soleil, les premières tentatives d’une mesure directe furent tentées de façon
simultanées et indépendantes par le physicien français Claude Pouillet (1790-1868) et
l’astronome anglais John Herschel (1792-1871). Bien qu’ils aient tous deux conçus des
appareils différents, les principes de base étaient les mêmes : une nasse connue d’eau est
exposé à la lumière du soleil durant une période fixe de temps et la montée de chaleur qui
en résulte est enregistrée avec un thermomètre. L’apport d’énergie de la lumière du soleil
est ensuite calculé, connaissant la capacité de chaleur de l’eau. Les valeurs données par
ces deux chercheurs étaient près de la moitié de la valeur actuelle, soit 1367 ± 4 Watt par
mètre carré; ils n’avaient pas pris en considération l’absorption de l’atmosphère terrestre.
1843 : Le cycle des taches solaires
Les premiers observateurs de tâches solaires avaient noté le fait curieux que les taches
solaires apparaissent rarement en dehors d’une bande latitudinale de ± 30º centré autour
de l’équateur solaire, mais échouèrent de découvrir aucun «motif» d’apparences et de
disparitions des taches solaires. En 1826, l’astronome allemand Samuel Heinrich
Schwabe (1789-1875), se mit en tête de découvrir des planètes intra mercurielles,
l’existence desquelles avait été conjecturée depuis des siècles. Comme plusieurs avant
lui, Schwabe réalisa que sa meilleure chance de détecter ces planètes se trouvait dans
l’observation des ombres qu’elles projetterais en traversant le disque solaire durant la
conjonction; le problème majeur avec ce programme de recherches était le danger très
présent de confondre des petites taches solaires pour ces planètes. En conséquence,
Schwabe commença à noter méticuleusement l’emplacement de chaque tâche solaire
visible sur le disque solaire, quand les conditions météorologiques permettaient l’étude
du soleil. En 1843, après dix-sept ans d’observations, Schwabe n’avait pas trouvé une
seule planète intra mercurielle, mais avait plutôt trouver quelque chose d’une très grande
importance : l’augmentation et la diminution cyclique dans le temps du nombre moyen de
taches solaires visibles sur surface du soleil, sur une période que Schwabe estima
originalement à dix ans.
Variations dans le nombre d’observations de taches solaires durant la période de temps
1800-aujourd’hui. La ligne rouge est le nombre de Wolf et la ligne mauve est le nombre
de groupes de taches solaires, une reconstruction de D. V. Hoyt. Les étoiles vertes sont
des aurores, une reconstruction de K. Krivsky et J. P. Legrand.
1845 : La première photographie solaire
La première technique photographique fut développée durant les 1830 par J. N. Niepce
(1765-1833) et Louis Daguerre (1789-1851), puis se résumait à l’exposition d’une mince
couche d’iodine déposé sur un substrat d’argent, et mit par la suite dans un bain de
mercure. Les images produite furent nommées daguerréotypes. Cette technique imagière
fut bientôt appliquée en astronomie, par l’entremise du support enthousiaste du politicien
et astronome français François Arago (1786-1853) et l’astronome anglais John Herschel
(1792-1871; fis de William Herschel) qui fut le premier à utiliser le terme
«photographie», en plus d’images «positives» et «négatives».
Le premier daguerréotype du soleil à succès, reproduit ci bas, fut pris le 2 avril 1845 par
les physiciens français Louis Fizeau (1819-1896) et Léon Foucault (1819-1868) (les deux
étant probablement mieux connus pour leurs contributions pionnières en ce qui attrait à la
vitesse de la lumière). L’exposition fut 1/60 de seconde. Cette image montre la structure
ombre/pénombre des taches solaires, en plus du noircissement de membres.
Reproduction du premier daguerréotype du soleil. L’image originale avait un peu plus
de douze centimètres de diamètre. Reproduction de G. De Vaucouleurs, Astronomical
Photography, Macmillan, 1961 [Plate 1]
Le processus photographique de Daguerre fut bientôt supplanté par une nouvelle
technique développée en 1851, basé sur la suspension colloïdal sur un substrat de verre,
l’ancêtre directe du film photographique moderne. En 1858, des comptes rendus
photographiques quotidiens utilisant un télescope spécialement conçu pour la
photographie débutèrent à Kew, en Angleterre, sous la direction de Warren de la Rue
(1824-1907) à Meudon, près de Paris. La première photographie d’une protubérance fut
prise par Charles A.Young (1834-1908) en 1870.
Le premier daguerréotype utile d’une éclipse solaire fut pris le 28 juillet 1851 par le
photographe/astronome Berkowski à l’observatoire de Königsberg (autrefois en Prusse;
maintenant Kaliningrad en Russie). Le groupe de la Rue obtint aussi plusieurs belles
images le 18 juillet 1860, durant l’éclipse totale en Espagne. Les techniques
photographies pour éclipses furent améliorées par l’introduction de filtres gradient
radiaux, développés pour atténuer de façon différentielle la partie la plus brillante de la
couronne solaire. Les photographies qui en son le produit laissent observer des détails de
la structure coronale à plusieurs [radii] solaire. Comme exemple, voir slide 9 et slide 10
du diaporama HAO.
1848 : Le nombre de taches solaires
Dessins de taches solaires de Johann Hieronymus Schroeter (1745-1816), observateur du
soleil actif entre 1785 et 1795. Les dessins de Schroeter furent une source primaire pour
Wolf et sa reconstruction du cycle d’activité numéro 4 (1785-1798).
Comme la découverte du cycle des taches solaires par Schwabe gagnait plus en plus
d’acceptation, la question de savoir si le cycle pouvait être retracé dans le temps fut
immédiatement soulevée. Dans cet effort, l’astronome le plus actif fut sans aucun doute
le suisse Rudolf Wolf (1816-1893). Devant la tâche écrasante de comparer les
observations de taches solaires de plusieurs astronomes différents utilisant différents
instruments et techniques, Wolf définit le nombre relatif de taches solaires (r) comme
suit :
r = k(f+10g)
Où g est le nombre de groupes de taches solaires visibles sur le disque solaire, f est le
nombre de taches solaires individuelles (incluant celles distinguables dans les groupes) et
k est un facteur de correction qui varie d’un observateur à l’autre (k = 1 dans le cas de
Wolf, par définition). Cette définition est encore utilisée aujourd’hui, mais r est appelé le
nombre Wolf (ou Zürich) de taches solaires. Wolf réussit de reconstruire de façon fiable
les variations dans le nombre de taches solaires jusqu’au cycle 1755-1766, qui est
maintenant connu sous l’appellation de «cycle 1»; tous les cycles suivant son nommés
conséquemment. Au moment présent (janvier 2000), nous nous trouvons dans la phase
montante du cycle 23.
1858 : Le cycle des taches solaires est relié à l’activité géomagnétique
En 1852, en dedans d’un ans de la publication des résultats de Schwabe dans Kosmos,
Edward Sabine (1788-1883) annonça que la période du cycle des taches solaires était
«absolument identique» à celle de l’activité géomagnétique, dont il y avait eu
accumulation de données fiables depuis le milieu des années 1830. Trois autres
chercheurs arrivèrent à la même conclusion plus ou moins simultanément et
indépendamment : Rudolf Wolf (1816-1893) et Jean-Alfred Gautier (1793-1881) en
Suisse, et Johann von Lamont (1805-1879) en Allemagne. Ceci marqua le début d’études
sur l’interaction solaire/terrestre.
Cliquez ici pour voir un diagramme pleine page.
La corrélation entre le nombre de taches solaires et l’index d’activité géomagnétique.
Diagramme reproduit de The Sun (édition révisé, 1897) de C. A. Young.
1858-1859 : La rotation différentielle du soleil
Les astronomes du début dix-neuvième siècle furent de plus en plus intrigués par le fait
étrange que la détermination de la période de la rotation solaire obtenu en traçant le
cheminement de taches solaires exécuté pendant les deux siècles précédents variaient
entre 25 et 28 jours. Cette différence, bien que minime, était beaucoup plus grande que
l’exactitude avec laquelle de bons observateurs pouvaient suivre le mouvement de taches
solaires.
La réponse à cette énigme vint en 1858, quand Richard C. Carrington (1826-1875) en
Angleterre et Gustav Spörer (1822-1895) en Allemagne firent indépendamment deux
découvertes clé. Premièrement, la latitude à laquelle les taches solaires sont plus souvent
aperçues diminue systématiquement de 40º à 5º de latitude pendant que le cycle des
taches procède d’un minimum à un autre (voir le diagramme ci bas). Deuxièmement, les
taches solaires situées à des latitudes plus hautes font le tour du soleil plus lentement que
celles situées à des latitudes moins élevées. À partir de ceci, Carrington conclu que le
soleil accomplie des rotations différentielles; encore un autre argument en faveur de la
nature fluide ou gazeuse des couches extérieures du soleil.
Loi de la migration des taches solaires de Spörer. Les lignes plus épaisses montrent la
latitude à laquelle la majorité des taches solaires sont observées (axe vertical, l’équateur
est à zéro), comme fonction du temps (axe horizontal). La ligne pointillée est le nombre
de Wolf, montrant l’augmentation et la diminution du cycle solaire.
Le développement rapide des techniques spectroscopiques durant la deuxième moitié du
dix-neuvième siècle offrit un autre moyen de mesurer la rotation différentielle de la
surface, un moyen qui n’est pas contraint aux latitudes auxquelles les taches solaires sont
présentes : mesures du [wavelenght shift] des lignes spectrales entre le [solar limb],
comme conséquence de l’effet Doppler. Les premiers à tenter ceci furent Hermann
Vogel (1841-1907) en 1871 et quelques années plus tard Charles Young (1834-1908).
Ces résultats furent assez exacts pour démontrer que les taches solaires tournent à peu
près à la même vitesse que la photosphère solaire. À la fin des années 1880, Nils Dùner
(1839-1914) avait fait des déterminations spectroscopiques de la période de rotation à des
latitudes deux fois plus élevées que la ceinture des taches solaires, démontrant que les
régions polaires du soleil tournent à peu près 30% moins rapidement que l’équateur.
Fait intéressant, Christoph Scheiner avait déjà noté que la période de rotation trouvé en
suivant des taches solaires à différentes latitudes héliocentriques augmentait
systématiquement avec la latitude. Cependant, dans la structure aristotélique de Scheiner
le soleil était une sphère solide avec une rotation rigide et cru conséquemment que les
taches solaires n’étaient pas des marques sur la surface solaire, mais plutôt des structures
ressemblant à des nuages et mouvant au-dessus du soleil, puisque un soleil fluide était
«physiquement absurde». Pour cette raison, la plupart des historiens continuent
d’attribuer la découverte de la rotation différentielle du soleil à Carrington et Spörer.