Astronomie Québec n°1-3 sep/oct 2012
Astronomie Québec n°1-3 sep/oct 2012
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°1-3 de sep/oct 2012

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Pierre Paquette

  • Format : (216 x 279) mm

  • Nombre de pages : 32

  • Taille du fichier PDF : 2,8 Mo

  • Dans ce numéro : la providence... sommes-nous les seuls ?

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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(16G-tg (16ra- &(T,itdem.ettz avec Stéphane Lemon La photosphère — Deuxième partie NE JAMAIS OBSERVER LE NIGH SOLEIL SANS FILTRE SOLAIRE 1 ADÉQUAT ! L’observation du Soleil remonte à des temps très anciens. Vers 1610 Galilée, en projetant l’image du Soleil sur un papier avec sa lunette astronomique, découvrit que la photosphère du Soleil comportait des taches plus ou moins sombres, de formes plus ou moins complexes, et relativement persistantes mais non permanentes. Les nombreux dessins de Galilée montrent bien la structure des taches solaires avec leurs zones d’ombre et pénombre. En fait, l’ombre est la cavité de la tache et la pénombre est la partie qui entoure la tache ; cette dernière est composée de structures radiales, communément appelées fibrilles, qui mesurent en moyenne 150–180 km de largeur. Les fibrilles sont poussées par le déplacement du champ magnétique des profondeurs de la cavité jusqu’à la surface pour atteindre la granulation et probablement légèrement au-dessus. Par comparaison, la force du champ magnétique d’une tache solaire présente des intensités allant jusqu’à 5 000 gauss, tandis que celui de la Terre a une intensité d’environ 0.5 gauss 1. Image 1 – La photosphère du Soleil. Crédit : National Solar Observatory/AURA/NSF Site du National Solar Observatory (en anglais) : http://www.nso.edu/sites/www.nso.edu/files/files/press/archive/UltrasharpSunspot.pdf La photosphère mesure environ 300 km d’épaisseur, et elle émet un rayonnement dont le maximum de puissance est situé dans le vert à (λ ≈ 500 nm), mais aussi dans le rouge et le bleu, c’est pourquoi elle parait blanche (sur l’Image 2, le disque solaire parait orangé dû au filtre utilisé). Un autre phénomène observable est l’assombrissement des bords du disque (Image 2) : le bord du disque solaire est moins brillant que sa région centrale. La lumière qui nous parvient du centre du disque solaire apparent traverse la photosphère perpendiculairement, et au passage elle est très légèrement affaiblie et nous observons presque la totalité de la lumière émise depuis la partie inférieure de la photosphère. Par contre, la lumière qui nous parvient de la périphérie du disque traverse la photosphère tangentiellement, et à cause de l’absorption on ne peut pas voir aussi « profondément » qu’au centre du disque. On voit donc une couche d’une altitude plus élevée de la photosphère du Soleil. Or, la température diminue très rapidement avec l’altitude dans la photosphère, et on observe donc une couche moins chaude en s’éloignant du centre du disque, de l’ordre de 8 000 K à 5 000 K environ. 1 Gauss : Unité CGS électromagnétique d’induction magnétique. 1 gauss (symbole G) correspond à 0,000 1 tesla Image 2 – Assombrissement des bords du disque solaire 16 Astronomie-Québec Septembre-octobre 2012
Max Waldmeier, personnalité éminente de la physique solaire du 20 e siècle, a établi en 1938 un système qui est encore aujourd’hui largement utilisé pour classifier les taches solaires en 9 principaux groupes : t CO A Tache isolée ou groupe de taches sans pénombre ni structure bipolaire. B Groupe de taches avec structure bipolaire mais sans pénombre. C Groupe de taches bipolaires, dont l’une des taches principales est entourée par une pénombre. W D Groupe bipolaire, les taches principales sont entourées de pénombre, au moins l’une d’elles possède une structure simple (un seul noyau d’ombre). L’extension du groupe est en général inférieure à 10°. E F Grand groupe bipolaire de plus de 10°. Les taches principales sont entourées de pénombre et montrent une structure complexe, avec plusieurs petites taches entre les taches principales. Très grand groupe bipolaire ou complexe, s’étendant sur plus de 15°. Selon leur complexité magnétique, ces régions peuvent produire des éruptions majeures. X (.9 G Grand groupe bipolaire de plus de 10° mais sans petites taches entre les principales. H Large tache entourée de pénombre et de petites taches éparses, supérieur à 3,5°. J Tache monopolaire avec pénombre, inférieure à 3,5°, et se manifestant lors de la phase de disparition d’un groupe de taches. Il existe aujourd’hui de nouvelles méthodes de classification déterminant même le type d’ombre, la compacité, etc. Précisons que ces nouvelles méthodes de classification permettent aux astronomes d’améliorer les prédictions des éruptions solaires. Photos : Stéphane Lemon http://www.astrosurf.com/luxorion/sysol-soleil-ha2.htm http://www.xtec.cat/mmulet/natuscopi/cat/as/ts/M_waldm.htm http://fr.wikipedia.org/wiki/Gauss_%28unit%C3%A9%29 Septembre-octobre 2012 www.astronomie-quebec.com 17



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