Champ: Soleil
Niveau: **
Temps: de 30 minutes à 2 heures selon niveau
Le but du TP est de mettre en évidence (niveau primaire) et mesurer (niveau secondaire) la rotation différentielle du Soleil en suivant lévolution de taches solaires sur un jeu d'images de la photosphère.
L'essentiel de la lumière visible qui nous vient du Soleil est émis par la photosphère. C'est la couche la plus profonde de l'atmosphère et également la zone la plus froide, entre 6000 K et 4200 K. Elle s'étend sur environ 330 km de profondeur. La photosphère est composée de granules plus brillantes et plus chaudes que la moyenne de la photosphère entourées de zones inter-granules plus froides. Ces structures sont les témoins de la convection de la matière sous la surface visible. La durée de vie des granules est de l'ordre d'une dizaine de minutes.
En plus de ces structures, on distingue des zones beaucoup plus sombres et donc froides (environ 3900 K), de quelques milliers à quelques dizaines de milliers de kilomètres, appelées taches solaires. Elles sont le résultat de la déformation de boucles du champ magnétique interne qui sont déformées par la rotation différentielle du Soleil et atteignent l'atmosphère. Le champ magnétique intense dans les taches bloque le mouvement convectif et diminue les apports d'énergie, ce qui explique l'absence de granule et la température plus basse.
Les taches apparaissent généralement par couple de polarités opposées, les lignes de champ magnétique semblant se boucler de l'une à l'autre. Il existe également des taches isolées ainsi que des groupes complexes pouvant contenir plus d'une dizaine de taches.
La durée de vie des taches est varie de un à quelques mois, ce qui permet de suivre leur évolution sur plusieurs rotations solaires. C'est cette durée de vie qui va nous permettre de mettre en évidence et de mesurer la rotation du Soleil.
Il faut tout d'abord récupérer et imprimer les images ci-contre (cliquer sur l'image pour la voir en grand et l'imprimer).
Ces images ont été prises du 20 au 29 août 1990 par le spectrohéliographe de Meudon. Cet instrument utilise des filtres très étroits (dit filtres interférentiels) qui permettent d'observer le Soleil à une température particulière et donc, à une profondeur donnée. Le filtre utilisé pour ces clichés particulier permet d'observer la zone de la photosphère où les taches sont bien visibles (bande Ca KIvl proche de la raie du calcium une fois ionisé). Chaque image est orientée de manière à avoir le nord en haut et une grille de coordonnées a été superposée pour pouvoir repérer les taches.
Nous pouvons procéder de différentes façons. La plus simple est d'utiliser un papier calque et de reproduire chaque tache en utilisant les photocopies du disques solaire jointes. On prendra soin de numéroter les jours d'observation et de les indiquer à cté de chaque tache.
Une fois que l'on aura décalqué les taches visibles sur les 12 photos du Soleil, on verra clairement le mouvement de chaque tache au cours du temps sur le calque. En regardant les positions extrêmes de deux taches prises à des latitudes différentes, on verra que la tache dont la latitude est la plus grande a "avancé" plus vite que l'autre.
Une autre manière de procéder est d'utiliser des diapositives et de les projeter sur un papier blanc ou, mieux, sur une demi-sphère blanche sur lesquels on dessinera les taches à chaque date d'observation.
Nous allons maintenant mesurer la vitesse de rotation des taches et essayer de mettre en évidence la rotation différentielle du Soleil. Pour cela, il faut mesurer précisément la position des taches à plusieurs latitudes et à plusieurs époques.
Numéro du cliché | Date jj/mm/aa | heure | écart par rapport au 18/08/1990 à 00H00 | longitude de la tache numéro | |||||||
1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | 7 | 8 | ||||
1 | 18/08/1990 | 15h32 | 0.647 jours | ||||||||
2 | 19/08/1990 | 13h35 | 1.566 jours | ||||||||
3 | 20/08/1990 | 10h08 | 2.422 jours | ||||||||
4 | 21/08/1990 | 09h31 | 3.396 jours | ||||||||
5 | 22/08/1990 | 08h01 | 4.334 jours | ||||||||
6 | 23/08/1990 | 07h51 | 5.327 jours | ||||||||
7 | 24/08/1990 | 06h56 | 6.289 jours | ||||||||
8 | 25/08/1990 | 13h16 | 7.553 jours | ||||||||
9 | 26/08/1990 | 08h35 | 8.358 jours | ||||||||
10 | 27/08/1990 | 11h50 | 9.493 jours | ||||||||
11 | 28/08/1990 | 09h53 | 10.412 jours | ||||||||
12 | 29/08/1990 | 07h47 | 11.324 jours | ||||||||
latitude de la tache |
Choisir une belle tache que l'on peut suivre sur plusieurs jours. Mesurer, en interpolant dans la grille superposée au disque solaire, la latitude de la tache ainsi que sa longitude à différentes dates. Les porter dans le tableau 1. Recommencer pour d'autres taches à d'autres latitudes.
La vitesse de rotation Ω est définie par Ω = [d l / dt] ou l est la longitude. La période de rotation P est alors donnée par P = 360 / Ω. À partir des valeurs portées dans le tableau 1, on peut calculer la vitesse de rotation de plusieurs manières selon le niveau des élèves.
La manière la plus simple (pour le collège) consiste à prendre la différences des valeurs extrèmes de la longitude d'une tache et de la diviser par la durée séparant les taches. Par exemple, si la longitude d'une tache est -26,0 degrés le 18/08/1990 à 15h32 et 36,0 degrés le 23/08/1990 à 07h51, la vitesse de la tache est [36,0 - (-26,0)] / [5,327 - 0,647] = 13.24 °/jour ce qui donne une période de rotation de 27,2 jours.
Une estimation de l'erreur pourra être donnée si l'on connait l'incertitude sur les mesures individuelles de la longitude. Si, par exemple, on donne les longitudes à un demi degré près, l'incertitude sur la vitesse de rotation sera [2 x 0,5] / [5.327 - 0.647] = 0,2 °/jour. La période sera donc comprise entre [360 / (13.24 + 0,2)] et 360 / [13.24 - 0,2] c'est-à-dire entre 26,8 et 27,6 jours.
Une deuxième méthode (toujours niveau collège) consiste à tracer sur du papier millimétré la latitude des taches en fonction de la date. Pour chaque tache, les points sont alignés et la pente de la droite est égale à la vitesse de rotation de la tache. À l'aide d'une règle, on peut tracer la droite reliant au mieux les points. En menant des parallèles aux axes horizontaux et verticaux, on peut tracer un triangle rectangle dont l'hypothénuse est un segment de la droite reliant les points. La pente de la droite est alors égale au rapport des deux ctés formant l'angle droit.
Une méthode plus précise (niveau lycée-prépa) consiste à effectuer une régression linéaire par moindre carrés. On utilise ainsi l'information sur toutes les observations d'une tache et on obtient également une estimation de la précision de la vitesse de rotation calculée.
Toutefois, les calculs, qui sont plus du niveau 1er cycle universitaire ou prépa que du niveau lycée peuvent être remplacés par l'utilisation des fonctions statistiques d'une calculatrice (que les élèves savent parfaitement utiliser au lycée).
Pour les braves, les équations (un peu compliquées) sont les suivantes :
Supposons que la longitude li (l1, l2, ... ln) d'une tache ait été observée n fois à des dates ti (t1, t2, ... tn) et on cherche à exprimer l comme une fonction affine de t
l = Ωt + t0, où Ω est la pente de la droite et t0 est une constante dépendant de l'origine des temps choisie. Le calcul par moindres carrés consiste à chercher Ω et t0 qui minimisent la somme des écarts quadratiques .
Calculons les sommes suivantes
La pente de la droite est alors donnée par
et la constante t0 est donnée par la formule
et une estimation de l'erreur sur Ω est
Une fois que l'on a mesuré, par l'une des trois méthodes, la période de rotation du Soleil à différentes latitudes, on vérifiera que le Soleil tourne plus vite à l'équateur.
Les périodes trouvées varient de 27 jours environ à l'équateur à 30 jours environ à 60 degrés de latitude.
La structure d'une tache évolue avec le temps, ce qui rend un peu délicat la mesure de sa position. Plutt que de mesurer la position des bords de taches, il vaut mieux essayer de mesurer leur centre.
Évitez de mesurer des taches trop au bord du Soleil car l'effet de perspective rend la mesure de la longitude moins précise.
La Terre tournant autour du Soleil dans le même sens que la rotation du Soleil sur lui-même, les périodes que nous avons mesurées sont rapportées à un repère tournant à la vitesse de révolution de la Terre et dont un axe est dirigé dans la direction Terre-Soleil. Elles sont appelées périodes synodiques. Si l'on veut des périodes dans un repère absolu galiléen, ou périodes sidérales, il faut effectuer la correction suivante :
Appelons ω, la vitesse angulaire de rotation de la Terre autour du Soleil, ΩS la vitesse de rotation synodique que l'on vient de mesurer, c'est-à-dire par rapport à un repère tournant avec la Terre, et PS la période synodique correspondante, et ΩG la vitesse de rotation sidérale, par rapport à un repère galiléen, et PG la période correspondante.
En posant :
ω = 360 / 365,25 la Terre faisant un tour (360°) en un an (365,25 jours).
ΩS = 360 / PS
ΩG = 360 / PG
On a la relation :
ΩG = ΩS + ω
ce qui donne
PG = (365,25 x PS) / (365,25 + PS)
PG est 7-8 % plus petit que PS.
Utiliser un logiciel simple de traitement d'images pour faire ressortir les taches sur les images avant de les imprimer.
Un petit cours complet de physique solaire proposé par le DASOP (Département d'Astrophysique Solaire de l'Observatoire de Paris) est disponibleici
Les images servant de support à ce TP ont été extraites de la BAse Solaire Sol 2000 (BASS2000). De nombreuses autres images sont disponibles sur ce site.