Grands Moments de la Physique Solaire

1223 BC: La plus ancienne description d'une éclipse   

Les éclipses totales du soleil comptent certainement parmi les plus impressionnants des phénomènes astronomiques visibles à l'oeil nu (voir Diapo 9 et Diapo 10 de la collection The Sun: A Pictorial Introduction du HAO). Elles se produisent lorsque la Lune atteint le point de son orbite coincidant avec la ligne Soleil-Terre. Par une coincidence remarquable, le diamètre angulaire de la Lune vue de la Terre est identique à celui du soleil. Le disque du soleil se retrouve donc entièrement éclipsé, et tombe alors sur Terre une brève nuit de quelques minutes. (Cette explication géométrique du phénomène ne fut mise de l'avant que beaucoup plus tard, au premier siècle avant J.-C.). Tout comme les comètes, les éclipses étaient considérées comme astrologiquement très importantes. Il n'est donc pas surprenant d'en retrouver des mentions dans les plus anciens écrits et chroniques des civilisations anciennes.

Le plus ancien écrit connu référant à une éclipse se trouve sur une tablette d'argile découverte dans l'ancienne cité d'Ugarit (située en Syrie actuelle). Il s'agirait d'une mention soit de l'éclipse du 3 mai 1375 BC, soit de celle du 5 mars 1223 BC, cette dernière date étant préférée par les plus récentes études sur ce sujet. A partir du huitième siècle BC, nul doute n'existe quant à l'intérêt porté par les Babyloniens au catalogage systématique des éclipses. Il semble même qu'ils aient pu les prédire avec une précision notable, à l'aide de règles purement numérologiques cependant.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Fotheringham, J.K. 1933, The Story of Hi and Ho, Journal of the British Astronomical Association, 43, 248-257.

Zirker, J.B. 1995, Total Eclipses of the Sun, Princeton University Press.

Littman, M., Willcox, F., and Espenak, F. 2000, Totality: Eclipses of the Sun, 2nd ed., Oxford University Press.

ca. 800 BC: La première observation plausible d'une tache solaire.   

Les taches solaires se forment là où un fort champ magnétique émerge à travers la photosphère du soleil. Visuellement, elles ont l'apparence de petites taches sombres sur le disque solaire (voir Diapo 1 et Diapo 3 de la collection du HAO). La plupart des taches solaires sont trop petites pour être visibles à l'oeil nu, mais les plus grandes peuvent l'être sans télescope si les conditions d'observations sont favorables (par exemple quand la brilliance du soleil est atténuée par le brouillard ou des couches nuageuses). Parce qu'on leur accordait une importance astrologique, on retrouve des mentions d'observations visuelles de taches solaires dans plusieurs chroniques anciennes et chronologies impériales.

Les deux plus anciennes mentions d'observations visuelles de taches solaires se retrouvent dans le Book of Changes, un des plus anciens écrits de la civilisation chinoise, compilé en 800BC ou avant. Le texte se lit: "Un dou a été vu dans le soleil", et Un mei est dans le soleil". D'après le contexte, les caractères chinois "dou" et "mei" semblent référer à une obscuration ou noircissement.

Les astronomes employés aux cours des empereurs chinois et coréens ont noté régulièrement dans leurs archives des observations de taches solaires, habituellement moins ambigues que celles citées précédemment. Cependant, ces observations solaires ne semblent pas avoir été effectuées de manière systématique, mais plutôt lorsque des divinations astrologiques étaient demandées par les empereurs. Il n'en demeure pas moins que ces observations, couvrant près de 2000 ans, représentent l'archive la plus complète d'observations pré-télescopiques des taches solaires.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Mossman, J.E., 1989, A comprehensive search for sunspots without the aid of a telescope, 1981-1982, in Quarterly J. R. Astr. Soc., 30, 59-73.

Stephenson, F.R. 1990, Historical evidence concerning the Sun: interpretation of sunspot records during the telescopic and pre-telescopic eras, in Phil. Trans. R. Soc. London, A330, 499-512.

Hetherington, B. 1996, A chronicle of pre-telescopic astronomy, John Wiley and Sons.

ca. 350 BC: Le soleil en orbite sous la voute céleste   

Un des sommets intellectuels de la Grèce antique est sans nul doute le modèle physique du cosmos élaboré par Aristote (384-322). Sa caractéristique fondamentale est la position de la Terre au centre de l'univers, et c'est autour de la Terre que tournent les autres planètes, le soleil, ainsi que la sphère des étoiles fixes. Le soleil occupe la quatrième sphère céleste dans ce cosmos géocentrique, et la Terre y est absolument fixe, les mouvements la rotation journalière et la précession de l'orbite étant assignés aux deux sphères extérieures du modèle.


Le cosmos d'Aristote. La Terre est fixe au centre de l'univers, et la sphère extérieure, le Primum Mobile, fait un tour complet sur elle-même en 24 heures.

Ce modèle du cosmos forme la base physique du modèle mathématique du mouvement des planètes perfectionné quatre siècles plus tard par Claudius Ptolémé (ca. 100-170). Le cosmos d'Aristote présuppose des différences physiques fondamentales entre les sphères terrestres et célestes, la ligne de démarcation étant la sphère lunaire. À l'intérieur de la sphère lunaire, toute matière est composée de diverses proportions des quatre éléments fondamentaux Terre, Eau Air et Feu, eux même distribués de manière concentrique par rapport au centre de l'univers, avec lequel coincide le centre de la Terre. Dans les sphères célestes, le mouvement ne peut être que circulaire et uniforme, et la matière composée d'un cinquième élément incorruptible, la "quintessence".

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Grant, E. 1977, Physical Science in the Middle Ages, Cambridge University Press

Crowe, M.J. 1990, Theories of the World from Antiquity to the Copernican Revolution, Dover.

Pedersen, O. 1993, Early Physics and Astronomy, revised ed., Cambridge University Press.

ca. 250 BC: La distance au soleil   

La première détermination mathématique de la distance Terre-Soleil a été effectuée par Aristarche de Samos (ca. 310-230 BC). Son approche est illustrée ci-dessous. Commencons par former un triangle ayant comme sommets la Terre (E), le Soleil (S) et la Lune (M). Au premier ou troisième quartier de Lune, ce triangle est un triangle rectangle, (a=90°). L'angle b peut en principe être mesuré par un observateur sur terre, ce qui permet le calcul de l'angle c (c=90-b si a=90°). Le rapport de la longueur du segment Terre-Lune (EM) et du segment Terre-Soleil (ES) est alors égal à sin(c) (en notation trigonométrique moderne; Aristarche aurait exprimé ce résultat très différemment).


La construction géométrique d'Aristarche, permettant le calcul de la distance Terre-Soleil. Les dimensions du triangle et la taille des corps célestes ne sont pas du tout à l'échelle.
Bien que d'une solidité mathématique incontestable, en pratique cette méthode est très imprécise; en effet, EM étant beaucoup plus petit que ES, l'angle b approche 90° de très près, ce qui en retour implique que c est extrêmement petit. En conséquence de quoi même une très petite erreur dans la détermination de b en une très grande variation du rapport EM/ES (encore une fois en notation moderne, une erreur de mesure sur db est amplifiée d'un facteur 1/(sin c)2, qui est très grand si c est très petit). Aristarche dit avoir déterminé b=87°, alors que la valeur réelle est de 89° 50 minutes. Ceci peut sembler une faible erreur, mais à cause de l'effet d'amplification susmentionné elle conduit à EM/ES=19, plutôt que la valeur réelle EM/ES=397. Il n'en demeure pas moins que le calcul d'Aristarche a établi le premier étalon de la dimension du cosmos.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Van Helden, A. 1985, Measuring the Universe, University of Chicago Press.

Hirschfeld, A.W. 2001, Parallax, Freeman.

968: La première mention de la couronne solaire   

La couronne solaire est la couche atmosphérique la plus étendue et la plus chaude du soleil. Sa luminosité étant beaucoup plus faible que le disque du soleil, elle ne devient visible, mais de manière spectaculaire, que durant les éclipses totales du soleil lorsque le disque est caché par la Lune.

Bien que la couronne solaire soit toujours visible durant une éclipse, sa première description suffisamment peu ambigue remonte à l'historien byzantin Leo Diaconus (ca. 950-994). Ses observations de l'éclipse du 22 décembre 968 à Constantinople (maintenant Istanbul, Turquie), sont incluses dans les Annales Sangallenses, et se lisent comme suit:

"...à la quatrième heure du jour la nuit est tombée sur terre et toutes les étoiles brillantes sont apparues. Et on a pu voir le disque du soleil, sombre et sans lumière, ainsi qu'une faible brilliance ayant la forme d'un mince anneau encerclant le bord du disque.".

Comparez cette description aux photographies récentes d'éclipses présentées sur les Diapo 9 et Diapo 10 de la collection du HAO. Une autre description possible de la couronne, beaucoup plus ancienne, a été trouvée sur un os cérémonial gravé datant de la dynastie Shang (Chine 1766 to 1123 BC), mais est sujette à des interprétations alternatives et beaucoup plus ambigue que celle de Diaconus.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Hetherington, B. 1996, A chronicle of pre-telescopic astronomy, John Wiley and Sons.

1128: Le premier dessin d'une tache solaire   

Le dessin ci-dessous, extrait des Chroniques de John of Worcester (un de plusieurs moines ayant contribué aux Chroniques de Worcester), représente le plus ancien dessin connu à date de taches solaires, remontant au samedi 8 décembre 1128. Comparez ce dessin aux taches visibles sur les Diapo 1 et Diapo 3 de la collection du HAO.


Dessin de taches solaires dans les Chroniques de John of Worcester, douzième siècle. Notez la présence d'une pénombre entourant chacune des deux taches. Extrait de l'ouvrage Medieval Humanism, par W.W. Southern, Harper & Row 1970, [Planche VII].
Le texte relatif à l'image se traduit comme suit: "...du matin jusqu'au soir, apparurent deux cercles sombres dans le dique du soleil, celle dans la partie du haut étant plus grande, celle dans la partie du bas plus petite. Comme sur le dessin." Le fait que les moines de Worcester puissent de toute évidence distinguer l'ombre de la pénombre de ces deux taches suggère que celles-ci étaient d'une taille exceptionnellement grande.

Les plus grandes des taches solaires sont visibles à l'oeil nu sous des conditions d'observations favorables, comme quand le soleil est partiellement obscurci par des nuages ou du brouillard, particulièrement au lever ou coucher du soleil. Il existe bon nombre d'observations de ce genre dans les archives historiques, de l'Europe antique et médiévale, remontant au moins jusqu'à Theophraste (374-287 B.C.) au quatrième siècle BC. C'est cependant en Asie où sont cataloguées le plus grand nombre d'observations pré-télescopiques de taches solaires, en particulier dans les archives officielles de la cour impériale de Chine, à partir de 165 BC. En Europe, la notion d'incorruptibilité des sphères célestes proposée par Aristote, et devenue effectivement un dogme par la suite, rendant les taches solaires "physiquement impossibles". Les quelques observations de la période médiévale ayant survécu furent interprétées comme des transit de Mercure ou Venus.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Van Helden, A. 1996, Galileo and Scheiner on sunspots, in Proc. Am. Phil. Soc., 140, 358-396.

1185: La première description d'une protubérance   

Les protubérances sont des accumulations de gaz (relativement) froid suspendues dans l'atmosphère du soleil par son champ magnétique (voir les Diapo 6 et Diapo 7 de la collection du HAO). Les plus grandes protubérances peuvent parfois être observées durant une éclipse, sous la forme de filaments ou taches rougeâtres dans la basse couronne. Il est généralement considéré que la première description non-ambigue d'une protubérance est celle retrouvée en Russie dans la Chronique de Novgorod, plus spécifiquement dans cette description de l'éclipse solaire du 1er mai 1185:

"Le soir s'est produit une éclipse du soleil. Le temps s'est assombri et les étoiles sont apparues. Le soleil a pris l'apparence de la lune et de ses cornes sont ressorties quelques chose ressemblant à des braises ardentes."

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Sviatsky, D. 1923, Astronomy in the Russian Chronicles, Journal of the British Astronomical Association, 33, 285-287.

Hetherington, B. 1996, A chronicle of pre-telescopic astronomy, John Wiley and Sons.

1543: Le soleil s'impose au centre   

Le cosmos de l'Europe médiévale chrétienne était basé sur une fusion de la physique d'Aristote et du modèle planétaire de Ptolémé. C'est cette vision du monde qui fut finalement détruite aux seizième et dix-septième siècles. La première salve revient à Nicolas Copernic (1473-1543), par la publication en 1543 de son monumental ouvrage De Revolutionibus Orbium Coelestium. Dans ce livre que Copernic présente son nouveau modèle planétaire, où le Soleil trone au centre du système solaire et toutes les planètes, Terre y comprise, orbitent autour de ce dernier. De surcroit, Copernic assigne à la Terre deux nouveaux mouvements propres: une rotation axiale journalière, et une précession de cet axe orbital. Ce faisant, Copernic se débarasse entièrement des deux sphères extérieures du modèle de Ptolémé, pour produire un système où les mouvements de rotations décroissent en vitesse à mesure qu'augmente la distance au soleil, les étoiles se retrouvant sur une sphère externe véritablement fixe.


Le modèle planétaire de Copernic. Le soleil définit le centre des orbites planétaires, à l'exception de la Lune qui orbite la Terre. Dans cette configuration, la vitesse orbitale des planètes décroit graduellement à mesure qu'augmente la distance au soleil, et la sphère des étoiles est strictement fixe. Dans la version originale du modèle de Copernic, la Terre est imbue de trois mouvements: une rotation axiale en 24 heures, un mouvement annuel autour du soleil, et un troisième mouvement correspondant à un genre de lente précession, requise par Copernic pour harmoniser ses observations à celles provenant de l'antiquité.
Copernic dit avoir mis au point son modèle héliocentrique dans le but de se débarasser des équants et autres artifices géométriques introduits par Ptolémé, ainsi que des mouvements attribués jusqu'alors à la sphère des étoiles. Cependant il semble clair qu'il croyait à la réalité physique de son hypothèse héliocentrique. Cependant, son modèle pouvait tout aussi bien être vu comme rien de plus qu'un nouvel artifice mathématique utile en astronomie. C'est pourquoi le modèle de Copernic pu être utilisé par les astronomes de son temps sans s'attirer les foudres des théologiens et philosophes Aristotéliens ayant promu la fixité de la Terre en dogme. Cette situation allait changer au siècle suivant.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Kuhn, T.S. 1957, The Copernican Revolution, Harvard University Press.

Boas, M. 1962, The Scientific Renaissance 1450-1630, Harper & Row [Dover reprint available].

Gingerich, O. 1993, The Eye of Heaven, New York: American Institute of Physics.

Grant, E. 1994, Planets, Stars, & Orbs. The Medieval Cosmos, 1200-1687, Cambridge University Press

1609: Le soleil au foyer   

Un des premiers astronomes convertis à la réalité physique du modèle de Copernic fut Johannes Kepler (1571-1630). Utilisant les longues séquences d'observations précises des positions planétaires accumulées par Tycho Brahé (1546-1601), et après dix années d'un labeur calculatoire des plus ardus, Kepler en vint à la conclusion que les orbites planétaires ont une forme elliptique, avec le Soleil occuppant un des foyers. Kepler pu également déterminer que le segment de droite reliant chaque planète au soleil balaie une superficie égale durant tous intervalles de temps égal. Ce sont là les première et seconde Lois de Kepler. En 1609 Kepler publia son monumental Astronomia Nova, et en 1619 son Harmonice mundi, où est présenté ce qui est maintenant connue comme la troisième Loi de Kepler (carré de la période orbitale égale au cube de l'axe semi-majeur de l'orbite). Sur la base de ce nouveau modèle mathématique et des observations de Brahé, Kepler produisit en 1627 ses Tables Rudolphine des positions attendues des planètes. Ces Tables s'avérèrent plus précises par plus d'un ordre de grandeur que celles produites antérieurement à partir du modèle original de Copernic.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Thoren, V.E. 1989, Tycho Brahe, in The General History of Astronomy, vol. 2A, eds. R. Taton and C. Wilson, Cambridge University Press, pps. 3-21.

Gingerich, O. 1989, Johannes Kepler, in The General History of Astronomy, vol. 2A, eds. R. Taton and C. Wilson, Cambridge University Press, pps. 54-78.

Gingerich, O., and Voelkel, J.R. 1998, Journal for the History of Astronomy, 29, 1-34. Physics.

1610: Premières observations télescopiques des taches solaires   

À la fin de la première décennie du dix-septième siècle, pas moins de quatre astronomes eurent l'idée d'observer le soleil à l'aide du tout nouvau télescope astronomique, et notèrent l'existence des taches solaires. Il s'agit de Johann Goldsmid (1587-1616, alias Fabricius) en Hollande, Thomas Harriot (1560-1621) en Angleterre, Galilée (1564-1642) en Italie, et le Jésuite Christoph Scheiner (1575-1650) en Allemagne.


Reproduction d'un dessin du soleil par Galilé. L'ombre et la pénombre des taches sont bien représentées sur ce dessin, datant du 23 juin 1612.
À Harriot revient la palme de la première observation télescopique documentée des taches solaires, à en juger par le contenu de ses carnets de notes d'observations en date du 8 décembre 1610. Cependant, à l'époque il ne s'attarda pas longtemps à ces observations. Fabricius fut le premier à publier ses observations, en 1611, et à interpréter correctement le mouvement systématique des taches solaires d'un jour à l'autre comme étant du à une rotation axiale du soleil. Néanmoins, ce sont certainement Galilée et Scheiner qui furent les plus actifs dans l'utilisation des observations des taches pour en déduire des propriétés physiques du Soleil. Galilée su démontrer de manière convaincante que les taches sont bel et bien situées sur la surface du soleil, plutôt que des ombres associées au transit de planètes intra-mercuriennes, (la position initiale de Scheiner). Galilée détailla ses théories sur les taches solaires en 1613 dans ses Lettres sur les taches solaires, écrites en réponse aux vues de Scheiner, publiées sous le pseudonyme d'Apelles en 1612 sous la forme de trois lettres adressées à Mark Welser (1558-1614), un Magistrat d'Augsburg, patron des sciences, et correspondant scientifique à la fois de Galilée et de Scheiner.

L'existence de taches éphémères à la surface du soleil était en complète contradiction avec les dogmes cosmologiques de l'époque, basés sur les écrits de Ptolémé et Aristote en endossés par l'Église Catholique Romaine (après quelques modifications pour éviter tout conflit avec les Saintes Écritures, il va sans dire...). Les vues de Galilée concernant les taches solaires jouèrent une part importante dans la série d'évènements qui le conduisirent finalement, en 1633, face à l'Inquisition. Officiellement, Galilée fut condamné pour désobéissance à l'Église, en raison de son ardent support public au modèle héliocentrique de Copernic. Les recherches historiques ont aussi démontré le rôle qu'ont joué les Jésuites dans la déchéance de Galilé, et ce même si initialement ces derniers, en en particulier leur astronome-en-chef Christophe Clavius (1538-1612), avaient endossé positivement ses premières découverte télescopiques.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Galileo, G. 1613, Letters on Sunspots [in S. Drake (trans.) 1957, Ideas and Opinions of Galileo, Doubleday].

Mitchell, W.M. 1916, The history of the discovery of the solar spots, in Popular Astronomy, 24, 22-ff.

Shea, W.R. 1970, Galileo, Scheiner, and the interpretation of Sunspots, Isis, 61, 498-519.

Drake, S. 1978, Galileo at work: his scientific biography, Chicago: The University of Chicago Press [1995 Dover reprint]

1630: L'axe de rotation du soleil   



Un des nombreux dessins de taches solaires inclus dans l'ouvrage Rosa Ursina de Christoph Scheiner. En combinant sur le même dessins plusieurs observations journalières successives, Scheiner y illustre les trajectoires apparentes sur le disque solaire de deux grandes taches observées à six mois d'intervalle. [tiré de: W.M. Mitchell, The history of the discovery of the solar spots, Popular Astronomy, 24 (1916).]

Si Galilée abandonna assez rapidement l'observation systématique des taches solaires, Christoph Scheiner leur dédia la quasi-totalité de ses efforts. Changeant à maintes reprises d'opinion quant à la nature des taches solaires, il en vint à les considérer comme faisant bel et bien partie du soleil. Ses observations minutieuses lui permirent de mesurer quelquechose qui avait échappé même au talent d'observateur de Galilée: L'inclinaison par 7° de l'axe de rotation du soleil par rapport à l'axe orbital de la terre autour du soleil. Galilée récupéra rapidement cette observation dans son Dialogue comme un argument en faveur du modèle héliocentrique, allant même jusqu'à en réclamer la paternité. Ceci lui mérita évidemment une volée d'accusations de plagiarisme de la part de Scheiner.

1644: Le soleil déchu au rang d'étoile   



Détail d'un diagramme publié en 1644 dans le Principia philosophiae de René Descartes, et illustrant sa vision du cosmos comme étant composé d'un aggrégat de tourbillons, la plupart ayant une étoile en leur centre. S indique ici la position du soleil.

Si le système de Copernic remplaca la Terre par le Soleil au centre de l'univers, il n'en maintient pas moins une distinction marquée entre le soleil et les étoiles "fixes" distribuées sur la voute céleste. Même cette dernière concession à la centralité cosmique de l'humain fut rejetée par la génération des coperniciens qui succédèrent à Kepler et Galilée. Un des plus prominents d'entre eux fut certainement René Descartes (1596-1650) qui, dans son ouvrage Principia philosophiae de 1644, suggéra un modèle du cosmos où le Soleil n'est qu'une étoile parmi tant d'autres, chacune s'étant formée au centre d'un tourbillon primordial. D'après Descartes, les taches solaires sont des aggrégats de matière primordiale flottant à la surface du soleil après avoir été accrétés le long de son axe de rotation, là où la force centrifuge est négligeable.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Aiton, E. J. 1989, The Cartesian Vortex Theory, in The General History of Astronomy, vol. 2A, eds. R. Taton and C. Wilson, Cambridge University Press, pps. 207-221.

1645-1705: Les taches solaires disparaissent   

L'observation des taches solaires se poursuivit de manière plus ou moins continue durant le dix-septième siècle, les astronomes les plus actifs dans ce domaine étant l'allemand Johannes Hevelius (1611-1687) et le francais Jean Picard (1620-1682). Cependant, très peu de taches furent observées entre 1645 to 1705, au point où l'apparition d'une taches était souvent notée comme un "événement" par les astronomes solaires. Durant cette période, un programme systématique d'observations du soleil avait été mis sur pied par Jean Dominique Cassini (1625-1712) au tout nouveau Observatoire de Paris, la majorité des observations étant toutefois effectuées par Picard et plus tard par Philippe La Hire. Les reconstructions historiques démontrent que ce déficit d'observations de taches solaires n'est pas du à un manque d'assiduité ou de compétence de la part des astronomes solaires de l'époque, mais est bel et bien réel. Une baisse marquée dans le nombre d'aurores boréales observées durant cette même époque suggère que l'activité solaire en général était également fortement réduite.


Ce diagramme, très anachronique, illustre les variations observées du nombre de taches solaires visibles durant la période 1600-1800. Le trait rouge correspond au nombre de Wolf, et le trait mauve à une reconstruction alternative par D.V. Hoyt, basé sur les groupes de taches. Les croix vertes sont les décomptes d'aurores boréales, telles que reconstruits par K. Krivsky and J.P. Legrand.
Cette période d'activité solaire réduite est maintenant connue sous le nom de Minimum de Maunder, en honneur de l'astronome E.W. Maunder qui, poursuivant les études historiques entreprises par Gustav Spörer (1822-1895), documenta en détail le déficit de taches solaires dans les observations des astronomes actifs durant la seconde moitié du dix-septième siècle. Il est possible que la réduction significative de la température terrestre moyenne durant cette même époque (le "petit âge glaciaire" en climatologie) ait été causée par un niveau réduit de l'activité solaire, quoique ceci demeure un sujet très controversé.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Eddy, J.A. 1976, The Maunder Minimum, Science, 192, 1189-1203.

Eddy, J.A. 1983, The Maunder minimum: a reappraisal, Solar Phys., 89, 195-207.

Ribes, J. C., and Nesme-Ribes, E. 1993, The solar sunspot cycle in the Maunder minimum AD1645 to AD1715, Astronomy and Astrophysics, 276, 549-563.

Hoyt, D.V. & Schatten, K.H. 1997, The Role of the Sun in Climate Change, Oxford University Press.

1666: Les couleurs de la lumière solaire   

Entre 1664 et 1666, inspiré par les écrits de René Descartes et Robert Boyle (1627-1691), Isaac Newton (1642-1727) entreprit une série d'expériences sur la réfraction et la nature de la lumière "blanche". Dans le cadre de ces recherches, Newton fit passer un faisceau de lumière solaire à travers un prisme de verre, séparant ainsi ses composantes chromatiques en spectre "arc-en-ciel". Il put également recombiner ce spectre chromatique en lumière "blanche" à l'aide d'un second prisme inversé placé derrière le premier.


Croquis par Newton de son montage expérimental utilisé par pour séparer la lumière solaire en ses composantes chromatiques. Un faisceau de lumière solaire pénètre une pièce sombre via un petit orifice, traverse un prisme et ses composantes chromatiques réfractées projetées sur un écran. [tiré de: P. Whitfield, Landmarks in Western Science, Routledge, 1999]

Newton expliqua correctement la production de ses arcs-en-ciel artificiels en suggérant que la lumière "blanche" est en fait composé d'une multitude de composantes chromatiques, chacune étant réfractée différemment en traversant une interface entre deux milieux transparents différents, ici le verre et l'air. Jamais Newton n'aurait pu imaginer à quel point, deux siècles plus tard, sa curieuse découverte allait révolutionner l'astronomie et la physique.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Hall, A.R., Isaac Newton, Adventurer in thought, Cambridge University Press reprint, 1996.

1687: La masse du soleil   

La masse du soleil et sa distance de la Terre sont deux quantités fondamentales qui n'ont été déterminées avec une précision raisonnable qu'au dix-huitième siècle. Isaac Newton (1642-1727) a effectué la première détermination quantitative de la masse du soleil, à l'aide de sa très fameuse Loi de la gravitation universelle, calcul qu'il présenta dans son ouvrage Principia Mathematica. Newton partit du principe qu'une orbite planétaire stable n'est possible que s'il existe un équilibre entre les accélérations centrifuge et gravitationnelle. Ceci le conduit à une explication physique des trois Lois des orbites planétaires déterminées empiriquement par Kepler. Le rapport des masses de la Terre et du Soleil peut être établi sans connaitre la valeur numérique de la constante de gravitation universelle, si le rayon et la période d'une orbite sont connus. Malheureusement, Newton utilisa une valeur trop grande pour la parallaxe du Soleil, ce qui conduit à une distance Soleil-Terre beaucoup trop petite, et ainsi à une sous-estimation du rapport des masses Soleil/Terre par plus d'un facteur 10. (MTerre/MSoleil=28700 plutôt que 332945). Dans les éditions subséquentes de son Principia (en 1713 et 1726), Newton utilisa des estimés améliorés de la parallaxe solaire, et ramena ainsi son estimé des rapport de masses à un facteur deux de la valeur réelle.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Wilson, C. 1989, The Newtonian achievement in Astronomy, in The General History of Astronomy, vol. 2A, eds. R. Taton and C. Wilson, Cambridge University Press, pps. 234-274.

Hufbauer, K. 1991, Exploring the Sun, The Johns Hopkins University Press.

1774-1801: La nature physique des taches solaires   

La nature physique des taches solaire demeura un sujet controversé pendant près de trois siècles. Galilée, qui avait des opinions très arrêtées sur presque tout, avait suggéré, avec une réserve inhabituelle, que les taches pourraient être des genres de nuages dans l'atmosphère solaire. Scheiner, pour sa part, changea souvent d'opinion mais finit par les croire être des objets denses et opaques imbriqués dans l'atmosphère du soleil. Vers la fin du dix-huitième siècle, William Herschel (1738-1822; découvreur de la planète Uranus), s'inspirant d'une hypothèse proposée antérieurement par A. Wilson en 1774, suggéra que les taches étaient en fait des ouvertures dans une atmosphère lumineuse permettant de voir la surface plus froide du soleil (que le très influent Herschel considérait habité).


Reproduction d'un dessin par Herschel, illustrant son hypothèse concernant la nature des taches solaires. Celle-ci est fondé principalement sur l'apparence asymétrique des taches solaires visibles près des bords du disque solaire, tel que noté originellement par A. Wilson en 1774 [tiré de: Phil. Trans. 1801, vol. 91, pp. 265-318 (planche 18)].

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Berry, A. 1898, A Short History of Astronomy (Dover Reprint), chap. 12 Hufbauer, K. 1991, Exploring the Sun, The Johns Hopkins University Press.

1796: L'hypothèse nébulaire et l'origine du soleil   

Vers la fin du dix-huitième siècle, les télescopes réflecteurs toujours plus puissants construits par William Herschel (1738-1822), astronome britannique d'origine allemande, avaient démontré l'existence d'objets astronomiques diffus appelés Nébuleuses. Inspiré par ces observations, l'astronome et mathématicien francais Pierre Simon de Laplace (1749-1827) proposa son hypothèse nébulaire, selon laquelle le soleil et le système solaire se seraient formés par effondrement gravitationnel d'un grand nuage de gaz interstellaire imbu d'un faible mouvement de rotation.


Dessins de nébuleuses par William Herschel, qui s'était convaincu que ces diverses nébuleuses capturaient diverses phases d'une séquence évolutive d'effondrement gravitationnel en une ou plusieurs étoiles, tel que proposé par Laplace. [Tiré de: Philosophical Transactions of the Royal Society of London 101 (1811), 269-336 (p. 336, Planche IV)].

Laplace publicisa son hypothèse cosmologique dans un ouvrage populaire publié en 1796 et intitulé Exposition du système du monde. Cet ouvrage marque un point tournant dans l'histoire des sciences, dans son rejet explicite de la narration biblique de la création de l'univers, et la substitution d'une théorie physique qui, dans son ensemble mais pas dans le détail, demeure valide à ce jour.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Herschel, W. 1811, Astronomical Observations Relating to the Construction of the Heavens..., Philosophical Transactions of the Royal Society of London 90, 284-292

Hoskin, M. (ed.) 1997, The Cambridge Illustrated History of Astronomy, Cambridge University Press, chap. 6

1800: La lumière invisible du soleil   

Dans les années 1660 Isaac Newton avait découvert que la lumière solaire pouvait être décomposée en composantes chromatiques par son passage à travers un prisme de verre. En 1800, William Herschel reprit l'expérience de Newton et pu démontrer qu'il existait des "rayons" invisibles au delà de l'extémité rouge du spectre solaire. Il fit cette découverte en mesurant la hausse de température produite dans des thermomètres positionnés plus loin que l'extrémité rouge du spectre visible.


Le montage expérimental utilisé par Herschel pour détecter la présence de rayons solaires invisibles. la lumière solaire traverse un prisme (CD), étalant son spectre en arc-en-ciel (E). Une rangée de thermomètres est placée sur une table (AB), au delà de l'extrémité rouge du spectre. Le thermomètre 1, aligné avec le spectre, enregistre une hausse de température, tandis que les thermomètres de contrôle 2 et 3 demeurent stables.

Herschel proposa que ces rayons caloriques, plus tard rebaptisés radiation infrarouge, ne différent en rien de fondamental de la lumière visible, mais ne sont pas visibles tout simplement parce que l'oeil n'y est pas sensible. Herschel tenta également de détecter des rayons caloriques au delà de l'extrémité violette du spectre visible, toutefois sans y parvenir. Cependant, l'année suivante Johann Wilhelm Ritter (1776-1810) construisit un montage expérimental semblable à celui d'Herschel, mais remplaca les thermomètres par du papier imbibé de chlorure de sodium. Le noircissement du papier placé au delà du violet démontra ainsi l'existence de la radiation ultraviolette, redécouverte indépendamment l'année suivante par William Hyde Wollaston (1766-1828) à l'aide d'un montage expérimental semblable.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Herschel, W. 1800, Experiments on the Refrangibility of the Invisible Rays of the Sun, Philosophical Transactions of the Royal Society of London 90, 284-292

Meadows, A.J. 1970, Early Solar Physics, Pergamon Press.

1802: Les rayures du spectre solaire   




Le montage expérimental utilisé par Wollaston pour ses observations prismatiques du spectre solaire. Wollaston était convaincu que les lignes sombres dénotées ici B, C et E correspondaient à des frontières naturelles entres les couleurs, quoiqu'il nota également l'existence d'autres raies sombres (f,g) qui ne semblaient pas être des frontières chromatiques. [tiré de: Philosophical Transactions of the Royal Society of London, vol. 92 (1802), p. 380 (Planche XIV).]
Occuppé à l'étude de la réfraction dans diverses substances transparentes, le physicien et chimiste britannique William Hyde Wollaston (1766-1828) remarqua la présence de raies sombres dans le spectre du soleil observé à travers un prisme, selon la technique développée par Isaac Newton. Wollaston se borna à suggérer que ces raies marquaient des frontières chromatiques entre les couleurs "naturelles", sans pousser plus loin ces observations. Celles-ci marquent néanmoins les débuts de la spectroscopie solaire, qui allait révolutionner la physique solaire dans la seconde moitié du siècle.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Wollaston, W. H. 1802, A Method of Examinimg Refractive and Dispersive Powers, by Prismatic Reflection Philosophical Transactions of the Royal Society of London 92, 365-380

Meadows, A.J. 1970, Early Solar Physics, Pergamon Press.

1817: Naissance de la spectroscopie solaire   

Initiant accidentellement ce qui allait devenir une des plus importante percée du siècle en physique, Joseph von Fraunhofer (1787-1826) redécouvrit indépendamment en 1807 l'existence des raies sombres dans le spectre solaire, remarquées 15 ans auparavant par William Hyde Wollaston (1766-1828). Fraunhofer s'intéressa plus attentivement à la chose, mais principalement parce qu'il croyait pouvoir utiliser ces raies comme étalons de longueur d'onde dans l'étude des propriétés réfractives des verres optiques. D'autres physiciens, cependant, ne tardèrent pas à réaliser que ces raies pourraient être utilisées pour sonder les propriétés physiques de l'atmosphère solaire, puisque des raies semblables commencaient alors à être observées en laboratoire dans le spectre de la lumière blanche traversant un gaz surchauffé.


Reproduction du spectre solaire tel que dessiné en 1817 par Fraunhofer. Les raies sombres les plus marquées sont notées alphabétiquement, cette nomenclature arbitraire ayant survécu en partie à ce jour. [tiré de: Denkschriften der K. Acad. der Wissenschaften zu München 1814-15, pp. 193-226]. Comparez ceci au dessin de Wollaston.
Aux mains de David Brewster (1781-1868), Gustav Kirchhoff (1824-1887), Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899), et Anders Jonas Ångström (1814-1874), entre autres, la spectroscopie devint une véritable science qui révolutionna non seulement la physique solaire, mais l'astronomie dans son ensemble. Encore aujourd'hui, la majorité de nos connaissances empiriques du soleil et des étoiles sont basées sur une forme ou autre de spectroscopie.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Meadows, A.J. 1970, Early Solar Physics, Pergamon Press.

1838: La constante solaire   

La constante solaire est une mesure de sa luminosité, et est définie comme la quantité d'énergie illuminant un mètre carré de la haute atmosphère de la Terre lorsque cette cette dernière est située à une unité astronomique (149,598,500 km) du Soleil.
Le pyrrhéliomètre de Pouillet. Un récipient cylindrique a rempli d'eau est pointé vers le soleil, la face exposée b étant peinte en noir. Le thermomètre d est protégé du soleil par l'ombre du récipient. Cette ombre est projetée sur la plaque circulaire e, l'alignement de l'instrument étant effectué en s'assurant que l'ombre couvre entièrement et symétriquement la plaque. [tiré de: A.C. Young's The Sun (édition révisée de 1897).

Bien que plusieurs chercheurs aient, au fil des années, tenté de calculer la quantité d'énergie lumineuse émise par le soleil, les premières tentatives de mesures directes furent effectuées indépendamment et presque simultanément par le physicien francais Claude Pouillet (1790-1868) et l'astronome britannique John Herschel (1792-1871). Bien que ces deux chercheurs aient développé et utilisé des instruments de conception très différentes, l'idée de base était la même dans les deux cas: une masse connue d'eau est exposée au soleil durant un intervalle de temps donné, et la hausse de température ainsi produite mesurée à l'aide d'un thermomètre. Connaissant la capacité thermique de l'eau, il est alors possible de calculer le flux d'énergie solaire incidente. Cependant, les valeurs de la constante solaire ainsi calculées par Pouillet et Herschel se retrouvèrent à environ la moitié de la valeur moderne de 1367 ± 4 Watt par mètre carré, en raison de l'absorption par l'atmosphère terrestre.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Young, C.A. 1897, The Sun (revised ed.), Appleton and Co., chap. 8

Hufbauer, K. 1991, Exploring the Sun, The Johns Hopkins University Press.

1843: Le cycle des taches solaires   

Les premiers astronomes à observer systématiquement le Soleil au télescope notèrent le fait que les taches solaires n'apparaissent que très rarement à l'extérieur d'une bande latitudinale large d'environ ± 30° centrée sur l'équateur. Ils ne détectèrent cependant aucune autre régularité dans l'apparition et disparition des taches solaires. En 1826, un astronome amateur allemand, Samuel Heinrich Schwabe (1789-1875), se lanca dans un programme d'observation solaire visant à découvrir des planètes intra-mercuriennes, dont on conjecturait l'existence depuis déjà des siècles. Comme bien d'autres avant lui, Schwabe comptait découvrir de telles planètes via leur transit devant le disque solaire en phase de conjonction. La difficulté principale associée à cette approche est le danger de confondre un tel transit avec le passage d'une tache solaire. Schwabe se mit donc à dessiner toutes les taches solaires visibles sur le disque solaire, chaque matin où la météo le permettait, et à mesurer avec précision leur position, dans l'espoir de découvrir une petite tache ronde se déplacant à une vitesse différente. En 1843, après 17 ans d'observations, Schwabe n'avait pas découvert une seule planète intra-mercurienne, mais avait découvert autre chose de grande importance: la variation cyclique dans le temps du nombre moyen de taches solaires visibles sur le soleil, avec une période de variation que Schwabe estima à 10 ans.


Variations du nombre de taches solaires observées sur le soleil en fonction du temps, durant la période 1800-présent. Le trait rouge correspond au Nombre de Wolf, et le trait mauve à une reconstruction alternative par D.V. Hoyt, basé sur les groupes de taches. Les croix vertes sont les décomptes d'aurores boréales, telles que reconstruits par K. Krivsky and J.P. Legrand.

References and further readings:

Stix, M. 1989, The Sun, Springer.

1845: La première photographie du Soleil   

La première technique photographique fut développée dans les années 1830 par J. N. Niepce (1765-1833) et Louis Daguerre (1789-1851). Elle était basée sur l'illumination d'une mince couche d'iode déposée sur un substrat d'argent, l'image étant fixée par la suite par immersion dans un bain de mercure. Les images ainsi produites prirent le nom de daguerrotypes. Cette technique fut rapidement appliquée à la photographie astronomique, en particulier à travers le support enthousiaste de l'astronome et politicien francais Francois Arago (1786-1853), et de l'astronome britannique John Herschel (1792-1871, fils de William Herschel). C'est d'ailleurs ce dernier qui proposa le terme "photographie", et qui introduit la terminologie "positif" et "négatif" pour caratériser les images produites à divers étapes du processus photographique.

Le premier daguerrotype visuellement valable du soleil, reproduit ci-dessous, fut obtenu le 2 avril 1845 par les physiciens francais Louis Fizeau (1819-1896) and Léon Foucault (1819-1868) (mieux connus pour leur travail de pionniers dans la mesure de la vitesse de la lumière). Sur cette image, obtenue dans un temps d'exposition de 1/60 de seconde, on note clairement la structure ombre/pénombre des taches, ainsi que le noircissement centre-bord.


Reproduction du premier daguerrotype du Soleil. L'image originale a un diamètre dépassant de peu 12 centimètres. [tiré de: G. De Vaucouleurs, Astronomical Photography, MacMillan, 1961 [Planche 1].
Le processus photographique de Daguerre se retrouva rapidement supplanté par une nouvelle technique développée à partir de 1851 et basée sur l'utilisation d'une supension colloidale déposée sur un substrat de verre, à toutes fins pratiques l'ancêtre direct du film photographique. Débutant en 1858, un programme de photographie solaire journalière utilisant un télescope spécialement concu à cette fin fut mis sur pied à l'observatoire de Kew (Angleterre), sous la direction de Warren De la Rue (1815-1889). La photographie fut bientôt utilisée dans l'étude des protubérances, de la granulation, en en spectroscopie. La première photographie d'une protubérance fut obtenue par Charles A. Young (1834-1908) en 1870, mais de manière générale les résultats les plus spectaculaires en photographie solaire à cette époque reviennent à Jules Janssen (1824-1907) à l'observatoire de Meudon (France).

Le premier Daguerrotype raisonnable d'une éclipse totale du soleil fut obtenu le en 28 juillet 1851 par le photographe et astronome allemand Berkowski à l'observatoire de Königsberg (alors en Prussie, maintenant Kalinigrad en Russie). Par la suite, une équipe menée par De la Rue réussit aussi à obtenir plusieurs excellentes photographies de l'éclipse totale du 18 juillet 1860 en Espagne. Les techniques photographiques spécifiques aux éclipses conduirent au développement de filtres dans lesquels l'opacité décroit radialement, de facon à atténuer graduellement la portion basse et plus lumineuse de la couronne. Ceci permet de capturer photographiquement des structures coronales moins brillantes, s'étendant jusqu'à plusieurs rayons solaires au dessus des bords du disque; les Diapo 9 et Diapo 10 de la collection du HAO ont été obtenues avec de tels filtres.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

De Vaucouleurs, G. 1961, Astronomical Photography, New York: MacMillan.

Lankford, J. 1984, The impact of photography on astronomy, in The General History of Astronomy, vol. 4A, ed. O. Gingerich, Cambridge University Press, pps. 16-39.

1848: Le Nombre de Wolf   



Dessin d'un groupe de taches solaires par Johann Hieronymus Schroeter (1745-1816), un astronome solaire actif entre entre 1785 et 1795. Les dessins de Schroeter furent une des principale source de données pour la reconstruction du cycle 4 (1785-1798) par Wolf.

À mesure que la nouvelle de la découverte du cycle des taches par Schwabe se répandit dans la communauté astronomique, la question fut immédiatement soulevée, à savoir si le cycle des taches pouvait être retracé dans le passé à l'aide des nombreuses observations existantes. Le plus assidu des chercheurs s'étant lancé dans cette entreprise de reconstruction historique fut sans nul doute l'astronome Suisse Rudolf Wolf (1816-1893). Face à l'immense tâche de mettre sur la même échelle quantitative les observations de taches solaires effectuées par une multitude d'observateurs utilisant une vaste gamme d'instruments et de techniques observationelles, Wolf en vint à se définir un Nombre relatif de taches donné par l'expression:

r=k(f+10g)

où g est le nombre de groupe de taches visibles sur le disque solaire, f est le nombre de taches individuelles (incluant celles faisant parties des groupes), et k est un facteur de correction variant d'un observateur à l'autre (avec k=1 par définition pour les observations effectuées par Wolf lui-même). Cette définition demeure en usage aujourd'hui, r étant maintenant connu sous le nom de Nombre de Wolf ou Nombre de Zürich. Wolf put ainsi reconstruire les variations du nombre de taches solaires en remontant dans le passé jusqu'au cycle de 1755-1766, depuis numéroté comme le "Cycle 1", les suivants l'étant en ordre ascendant. Nous sommes présentement (décembre 2007) dans la phase d'activité minimale séparant le cycle 23 du cycle 24.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Hoyt, D.V. & Schatten, K.H. 1997, The Role of the Sun in Climate Change, Oxford University Press.

Hoyt, D.V. & Schatten, K.H. 1998, Group sunspot numbers: a new solar activity indicator, Solar Physics, 181, 491-512.

Solar Influences Data Center

1852: Taches solaires et activité géomgnétique   

En 1852, soit moins d'un an arès la publication de la découverte du Schwabe dans Kosmos, Edward Sabine (1788-1883) déclara la période du cycle des taches "absolument identique" à celle de l'activité géomagnétique, pour laquelle des données précises et fiables s'accumulaient depuis plus de deux décennies. Trois autres chercheurs arrivèrent indépendamment à la même conclusion à peu près au même moment: Rudolf Wolf (1816-1893) et Jean-Alfred Gautier (1793-1881), tous deux basés en Suisse, et Johann von Lamont (1805-1879) en Allemagne. C'était le coup d'envoi dans l'étude des interactions soleil-terre.


Correlation entre le nombre de Wolf et l'activité géomagnétique. [tiré de: A.C. Young, The Sun (revised edition, 1897)].

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Hoyt, D.V. & Schatten, K.H. 1997, The Role of the Sun in Climate Change, Oxford University Press. Kivelson, M.G., and Russell, C.T. (eds.) 1995, Introduction to Space Physics, Cambridge University Press, chap. 1.

1858-1859: La rotation différentielle du Soleil   

Les astronomes solaires du début du dix-neuvième siècle étaient de plus en plus intrigués par le fait que les déterminations de la période de rotation du soleil basées sur le mouvement apparent des taches solaires, effectuées depuis alors plus de deux siècles, produisaient toujours des résultats variant entre 25 et 28 jours. Cet écart, bien que modeste, n'en demeurait pas moins beaucoup plus grand que la précision à laquelle les bons observateurs pouvaient déterminer la position et le mouvement des taches.

L'énigme fut résolue en 1858, quand Richard C. Carrington (1826-1875) en Angleterre, et un peu plus tard Gustav Spörer (1822-1895) en Allemagne, firent indépendamment deux découvertes-clef. Premièrement, les latitudes auxquelles les taches sont le plus souvent observées décroissent systématiquement d'environ 40° jusqu'à 5° à mesure que le cycle progresse d'un minimum au suivant (voir diagramme ci-dessous). Deuxièmement, les taches à plus hautes latitudes ont un mouvement apparent plus lent que les taches situées à plus basses latitudes. Carrington en conclut que le soleil tourne de manière différentielle, offrant ainsi un autre argument supportant la nature fluide ou gazeuses des couches externes du Soleil. De ceci découlent naturellement les différences dans les déterminations antérieures de la période de rotation du Soleil, puisque les observations des taches n'étaient pas toujours effectuées à la même phase du cycle.


La Loi de dérive des taches de Spörer. Le trait épais indique la latitude à laquelle la majorité des taches sont observées (axe vertical, zéro correspondant à l'équateur) en fonction du temps (axe horizontal). Le trait pointillé montre l'évolution correspondante du cycle solaire, tel que mesuré par le Nombre de Wolf.

Le développement rapide des techniques spectoscopiques durant la seconde moitié du dix-neuvième siècle offrit bientôt une seconde méthode de mesure de la rotation différentielle de surface, de surcroit applicable à des latitudes plus élevées que celles où apparaissent les taches. Il s'agit du décalage en longueur d'onde des raies spectrales associé à l'effet Doppler causé par la différence de vitesse dans la ligne de visée que produit la rotation aux bords est et ouest du disque solaire. Ce décalage fut mesuré pour la première fois en 1871 par Hermann Vogel (1841-1907), et indépendamment quelques années plus tard par Charles Young (1834-1908). Ces résultats spectroscopiques démontrèrent également que les taches tournent essentiellement à la même vitesse que la photosphère. Vers la fin des années 1880, Nils Dúner (1839-1914) avait obtenu des données spectroscopiques suffisamment précises pour pouvoir démontrer que les régions polaires du soleil tournent environ 30% plus lentement que les régions équatoriales.

Fait à noter, Christoph Scheiner avait déjà remarqué, dans son ouvrage Rosa Ursina de 1630, que les périodes de rotation des taches solaires tendent à augmenter systématiquement avec la latitude héliosphérique. Cependant, sa vision aristotélienne du cosmos ne pouvait permettre au Soleil de tourner autrement que comme un corps solide; Scheiner en conclut donc que les taches ne pouvaient pas être fixées à la surface du soleil, mais devaient plutôt être des formes de nuages flottant au dessus de la surface, puisqu'un Soleil fluide était pour lui "physiquement absurbe". C'est pourquoi l'histoire tend à attribuer à Carrington et Spörer la découverte de la rotation différentielle du soleil.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Mitchell, W.M. 1916, The History of the Discovery of Solar Spots, Popular Astronomy, 24, 22-ff.

Eddy, J.A., Gilman, P.A., and Trotter, D.E. 1977, Science, 198, 824-829

1859: La première observation d'une éruption solaire   

Le 1er septembre 1859, durant une de ses observations journalières des taches solaires, l'astronome amateur Richard C. Carrington (1826-1875) remarqua soudainement deux taches lumineuses devenant de plus en plus brillantes et étendues, au centre d'un groupe de taches solaires qu'il était en train d'étudier (indiquées par A et B sur la reproduction de son dessin ci-dessous). Dans les minutes qui suivirent ces deux taches lumineuses pâlirent graduellement, tout en dérivant vers les positions C et D où elles finirent par disparaitre. Cet événement très particulier fut également observé indépendamment par R. Hodgson (1804-1872), un autre astronome britannique.


Reproduction d'un dessin par R.C. Carrington, illustrant la position et le déplacement de l'éruption solaire qu'il observa accidentellement pendant qu'il dessinait un groupe de taches solaires. [tiré de: Carrington, R.C., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (1860, vol. 20, p. 13).
Cette observation accidentelle représente la première description non-ambigue d'une éruption solaire, causée par un surchauffage intense et localisé du plasma composant l'atmosphère solaire, et déclenché par un processus de reconnexion magnétique. L'éruption observée par Carrington serait aujourd'hui caractérisée comme étant une éruption de type "two-ribbons". Seules les plus intenses éruptions peuvent être ainsi observées en lumière visible. Aux longueurs d'onde plus courtes, cependant, même les éruptions moins intenses sont plus facilement détectables, et ce de manière très spectaculaire (voir la Diapo 15 de la collection du HAO). Une autre observation possible d'une éruption solaire, précédant celle de Carrington et Hodgson, a été identifiée dans les carnets d'observations de l'astronome amateur britannique Stephen Gray (1666-1736), qui le 27 décember 1705 note avoir observé un ``éclair de lumière'' près d'une tache solaire.

Carrington et Hodgson notèrent tous les deux que les instruments magnétiques enregistrèrent de fortes perturbations au moment de l'éruption observée. Il est cependant difficile d'évaluer si ces perturbations furent directement causées par l'éruption, ou par d'autres phénomènes associés à une activité solaire intense, dont l'éruption observée n'ait été qu'une manifestation spécifique.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Carrington, R.C. 1860, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 20, p. 13.

Lang, K.R. 2000, The Sun from Space, Springer, chap. 6

1859: La composition chimique du Soleil   

À la fin des années 1850, le chimiste Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899) et le physicien Gustav Kirchhoff (1824-1887), tous deux à Heidelberg, reprirent le problème de l'identification des raies sombres dans le spectre solaire où l'avait laissé Fraunhofer 40 ans auparavant. Étudiant à la fois le spectre solaire ainsi que les spectres de flammes produites en laboratoire, ils purent démontrer que les raies (brillantes) émises par des gaz chimiquement purs et chauffés coincidaient en longueur d'onde avec les raies (sombres) observées dans un faisceau de lumière blanche traversant ce même gaz à basse température. Ils fournirent ainsi les bases empiriques requises pour l'identification des raies dans le spectre solaire en termes de la présence de tel ou tel élément chimique. Kirchoff démontra ainsi la présence dans l'atmosphère du soleil de plusieurs éléments chimiques, principalement des métaux, déjà connus sur Terre. L'hydrogène fut identifié spectroscopiquement en 1862 par A. Ångström (1814-1874), mais ce n'est que beaucoup plus tard, dans les années 1920, que l'hydrogène fut reconnu comme le plus abondant des constituants chimiques du Soleil.


Reproduction d'une partie de la "carte" du spectre solaire publiée en 1863 par Kirchoff. On y note l'identification spécifique de plusieurs éléments chimiques avec diverses raies spectrales, en particulier pour le fer (Fe).

Propulsé par ces études ainsi que celles de David Brewster (1781-1868) et Ångström, la spectroscopie continua de progresser rapidement durant la seconde moitié du dix-neuvième siècle. Dans le domaine spécifique de la physique solaire, les observateurs les plus actifs et innovateurs furent J. Norman Lockyer (1836-1920) Jules Janssen (1824-1907), Hermann Carl Vogel (1841-1907), William Huggins (1824-1910), Angelo Secchi (1818-1878), Charles Young (1834-1908), et Samuel Langley (1834-1906). Fait à noter, à cette époque la spectroscopie demeurait une science purement empirique sans bases physiques solides, la mécanique quantique ne devant faire son apparition qu'un demi-siècle plus tard.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Meadows, A.J. 1984, The Origins of Astrophysics, in The General History of Astronomy, vol. 4A, ed. O. Gingerich, Cambridge University Press, pps. 3-15.

1860: Premières observations d'une éjection coronale   

L'éclipse solaire totale du 18 juillet 1860 fut probablement la plus observée de l'époque. Les six dessins ci-dessous ne sont qu'un petit échantillon des observations de cette éclipse. On y note une structure de forme particulière dans le quadrant SW (en bas à droite) de la couronne. À la lumière des observations coronographiques modernes, on pourrait en conclure qu'il s'agit ici d'une première observation d'une éjection coronale saisie en pleine expansion.



Cliquer pour des images à pleine grandeur
Dessins de l'éclipse de 1860 par G. Tempel (en haut à gauche), von Feilitzsch (en haut au centre), F.A. Oom (en haut à droite), E.W. Murray (en bas à gauche), F. Galton (en bas au centre), et C. von Wallenberg (en bas à droite). [tiré de: Ranyard, C.A 1879, Mem. Roy. Astron. Soc., 41, 520, chap. 44.]
Aujourd'hui, les éjections coronales sont reconnues comme étant une des manifestations les plus énergétiques et géoeffectives de l'activité solaire, pouvant propulser plus de 10 milliards de tonnes de plasma à des vitesses pouvant dépasser 1000 kilomètres par seconde. Pour plus de détails sur les éjections coronales, voir les Diapo 13 et Diapo 14 de la collection du HAO).

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Eddy, J.A. 1974, A Nineteenth-century Coronal Transient, in Astronomy and Astrophysics, 34, 235-240.

1865: Le premier modèle du cycle solaire   

Durant les deux décennies qui suivirent la découverte du cycle des taches solaires par Schwabe, l'origine physique dy cycle demeura un mystère complet. À la recherche d'un processus physique, son aspect cyclique pointait naturellement vers une autre classe de phénomènes astronomiques répétitifs: les orbites planétaires. Déjà en 1852, Rudolf Wolf avait remarqué la coincidence numérique approximative entre la période de 11.1 ans du cycle des taches, et la période orbitale de Jupiter (11.86 ans). Il en vint à tenter de reproduire sa séquence temporelle du Nombre relatif des taches à l'aide d'une fonction quadri-périodique basée sur les périodes orbitales de Jupiter, Saturne, la Terre et Vénus. Cependant, Wolf lui-même continua d'exprimer de sérieux doutes quant au bien-fondé de cette approche à la modélisation du cycle des taches, et ne s'hasarda pas à essayer d'en tirer des conclusions physiques trop catégoriques. D'autres cependant n'allaient pas tarder à pousser cette idée beaucoup plus loin, dans le contexte des effets de marées solaires produites par les planètes.
La méthodologie développée par l'équipe de l'observatoire de Kew dans leur études des influences planétaires sur les taches solaires. Le diagramme est tracé dans le plan équatorial du soleil, et la portion du disque solaire faisant face à la Terre (en bas) est divisé en 10 secteurs longitudinaux contigus larges de 14 degrés. À mesure que les taches traversent les secteurs sous l'influence de la rotation solaire, les surfaces totales couvertes par les taches dans chaque secteur sont calculées et regroupées en fonction de la position relative de telle ou telle planète, dans le quadrant centré sur la conjonction (A), l'opposition (C) et les quadratures (B et D). [tiré de: P. Charbonneau, Journal for the history of astronomy, 33, Fig. 4]
Le premier modèle physique quantitatif détaillé du cycle solaire fut développé entre 1865 et 1872 par un trio disparate travaillant à l'Observatoire de Kew en Angleterre: Balfour Stewart (1828-1887), expert en géomagnétisme et directeur de l'observatoire; Warren De La Rue (1815-1889), en charge du programme de photographie solaire et bailleur de fonds occasionnel du projet; et Benjamin Loewy, un jeune astronome éduqué à Hambourg et engagé comme assistant-calculateur pour le programme solaire à Kew. Donnant suite à une idée mise de l'avant auparavant par Stewart, ils s'intéressèrent à l'existence de corrélations possibles entres les longitudes écliptiques planétaires, et l'émergence, évolution et désagrégation des taches solaires en fonction de leur longitude héliosphérique. Leurs travaux initiaux suggérèrent quelques corrélations prometteuses impliquant Venus, Jupiter et Mercure, mais ces corrélations s'effondrèrent toutes les unes après les autres à mesure que s'accumulaient les observations. En 1874, le trio avait essentiellement abandonné ce programme de recherche. Cependant, leur modèle des influences planétaires sur les taches solaires demeura le seul modèle physique du cycle pour près d'un demi-siècle, et se retrouva discuté dans la majorité des ouvrages traitant de physique solaire jusqu'au début du vingtième siècle.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Charbonneau, P., The rise and fall of the first solar cycle model, in Journal for the history of astronomy, 33, 351-372, 2002.

De La Rue, W., Stewart, B., and Loewy, B., Researches on solar physics. Second series. On the behavior of the sun-spots with regard to increase and diminution, Proceedings of the Royal Society of London, 14, 59-63, 1865.

1868: La découverte de l'Hélium   

En raison de l'extrême luminosité du disque solaire, l'observation de la haute atmosphère du soleil et de la couronne ne fut longtemps possible que durant les éclipses totales. Cependant, la courte durée de ces éclipses rendait ces études très difficiles, et à la merci des aléas de la météo. En 1868, J. Norman Lockyer et Jules Janssen eurent tous les deux indépendamment la même idée: en utilisant un spectroscope à haute dispersion, ils observèrent le soleil sur une mince gamme de longueur d'onde dans le rouge, où des structures atmosphériques comme les protubérances montrent un fort contraste. Lockyer et Janssen purent ainsi observer sans difficulté les protubérances en plein jour, mettant fin une fois pour toute au débat sur l'association physique des protubérances à l'atmosphère lunaire.

J. Norman Lockyer observant les protubérances solaires à travers un spectroscope remplacant l'oculaire habituel d'un télescope. On note les sept prismes montés sur la roue en c, produisant collectivement une très haute dispersion du spectre. [tiré de: K. Hufbauer's Exploring the Sun (Johns Hopkins, 1991; Fig. 2.8).

C'est cependant durant l'éclipse totale, soit celle du 18 aout 1868, que fut effectué ce qui en rétrospective fut certainement un des grands coups d'éclat du dix-neuvième siècle en physique solaire. Travaillant cette fois en collaboration, Lockyer et Janssen (parmi d'autres) observèrent dans le spectre d'une protubérance une raie spectrale dans le jaune, ne coincidant avec aucune raie d'aucun élément chimique connu. Janssen et Lockyer poursuivirent leurs observations les jours suivants utilisant leur nouvelle technique, et Lockyer en déduit hardiement qu'il s'agissait là d'un élément chimique inconnu sur Terre, qu'il baptisa Hélium (en l'honneur du dieu solaire Hélios de la mythologie grècque). L'Hélium ne fut isolé en laboratoire qu'en 1895 par William Ramsay (1852-1916).

La possibilité d'observer les couches extérieures du soleil en tout temps conduisit à une véritable révolution dans l'étude de l'atmosphère solaire. L'Académie des Sciences de Paris émit même une médaille à la double effigie de Lockyer et Janssen pour commémorer cette percée instrumentale.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Meadows, A.J. 1970, Early Solar Physics, Pergamon Press.

1869: La raie verte coronale   

Durant l'éclipse du 7 août 1869, visible d'Amérique du Nord, les astronomes américains Charles A. Young (1834-1908) et William Harkness (1837-1903) notèrent indépendamment la présence d'une faible raie en émission dans la partie verte du spectre coronal, jusqu'alors considéré un simple continu.


Carte du spectre coronal de la fin du dix-neuvième siècle, dans la région de la mystérieuse raie verte, indiquée par un "x", attribuée au "coronium". L'échelle numérique du haut correspond à l'échelle moderne d'Angstrom, et l'identification "1474" à celle proposée par Kirchhoff. Toutes les raies indiquées ici sont en émission, se superposant à un continu de plus faible intensité. [Tiré de A.C. Young, The Sun, seconde édition 1896, Fig. 93 (p. 258)]

Young, un des grands spectroscopistes de son temps, n'aurait certainement jamais imaginé à l'époque que sa découverte allait poser aux astronomes solaires une énigme qui allait lui survivre par plus de trente ans. Young lui-même mis beaucoup d'efforts au fil des ans à l'identification de cette mystérieuse "raie verte coronale", l'attribuant originellement à une raie du fer observée en laboratoire, puis en 1876 la résolvant en un doublet dont l'une des composantes ne coincidait tout simplement pas avec aucune raie spectrale connue. Young en vint à suggérer qu"il s'agisait là d'une raie appartenant à un élément chimique inconnu sur Terre, qui fut nommé coronium.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Meadows, A.J. 1970, Early Solar Physics, Pergamon Press.

More on Coronium, from laserstars.org

1870: La structure interne du soleil   

Durant les dix-huitième et dix-neuvième siècles, les idées et hypothèses concernant la structure interne du Soleil couvraient un grand domaine de possibilités. Vers la fin des années 1860, les travaux spectroscopiques de Kirchoff et collaborateurs avaient démontré hors de tout doute la nature gaseuse de l'atmosphère solaire, suggérant de surcroit de très hautes températures. Cependant, les profondeurs cachées du soleil ne demeuraient qu'un sujet de spéculations. Ceci commença à changer grâce aux travaux novateurs de Jonathan H. Lane (1819-1880), qui en 1870 publia un article de recherche dans le American Journal of Sciences and Arts (vol. 50, p. 57) présentant un modèle mathématique de la structure interne du soleil. Partant de l'hypothèse que le soleil est une sphère gaseuse et chimiquement homogène jusqu'en son centre, Lane supposa que ce gaz est maintenu dans un état d'équilibre hydrostatique, où l'attraction gravitationnelle de la masse du soleil est équilibrée par une poussée extérieure associée à un gradient de la pression. Supposant de plus que des mouvements convectifs produisaient un équilibre thermique caractérisé par une stratification adiabatique, Lane put dériver une série de relations mathématiques décrivant la hausse de la température et de la densité à mesure que l'on s'enfonce de la surface vers le centre du soleil.


Diagrammes illustrant la structure interne des sphères polytropiques de Lane. Les deux séries de cercles concentriques correspondent chacune à dix isosurfaces de température (gauche) et fraction de masse (droite), et offrent une représentation visuelle de la stratification interne des étoiles satisfaisant simultanément à l'équilibre hydrostatique et convectif. [tiré de: A.S. Eddington, The internal constitution of the stars, 1926 (réimpression Dover 1959), Fig. 1]
Connaissant la masse et le rayon du soleil, Lane intégra son profil de densité pour en établir l'échelle absolue, arrivant à une densité à la surface de 0.000363 gramme par centimètre cube. À l'aide de la Loi des gaz parfaits, il put ensuite estimer la température de surface à 30,000K. Quoique cinq fois trop élevée par rapport à la valeur réelle, ceci confirma néanmoins les estimés du temps, obtenus spectroscopiquement.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Powell, C.S., J. Homer Lane and the internal structure of the sun, in Journal for the history of astronomy, 19(3), 183-199, 1988.

Tassoul, J.-L., and Tassoul, M., A concise history of solar and stellar physics, Princeton University Press reprint, 2004.

1881: La constante solaire, bis   

Dans la seconde moitié du dix-neuvième siècle, il était devenu clair que l'atmosphère de la Terre absorbe une fraction importante de l'énergie lumineuse incidente. Les chercheurs tentant de mesurer la constante solaire en vinrent donc à effectuer leurs mesures aux plus hautes altitudes accessibles aux équipes scientifiques.
Le camp de base de l'expédition menée par Langley au Mt Whitney (Californie) en juillet 1881. Certains des instruments n'arrivèrent jamais au camp, d'autres y arrivèrent endommagés, incluant le plus important des instruments, soit le bolomètre spectral, qui ne put être remis en état de marche qu'à la fin du mois d'aout. Les observations stoppèrent prématurément le 8 septembre, en raison d'une forte dégradation des conditions d'observation due au déclenchement de plusieurs feux de forêt ailleurs en Californie. Malgré toutes ces difficultés, l'expédition réussit néanmoins à obtenir des données valables. [tiré de: Eddy, J.A. 1990, J. Hist. Astron., 21, p. 115.]

À cette époque, c'est le scientifique américain Samuel Langley (1834-1906) qui effectua les mesures les plus élaborées de la constante solaire, et en particulier dans le cadre d'une expédition au au Mt Whitney (Californie) en juillet 1881. Langley y utilisa, entre autres, un nouvel instrument qu'il avait récemment mis au point, le bolomètre (basé sur les variations de la conductivité électrique des métaux avec la température). Langley effectua des mesures à différentes longueurs d'onde et à différentes altitudes, démontrant ainsi la dépendance marquée de l'absorption atmophérique terrestre sur la longueur d'onde. Cependant, la valeur de la constante solaire à laquelle il arriva à l'époque, soit 2903 Watt par mètre carré, est presque le double de la valeur moderne acceptée (1367 W/m2). Le problème semble avoir été relié à la procédure de réduction et d'analyse des données; plusieurs années plus tard, Charles Abbot (1872-1973), un ancien assistant de Langley ayant repris son programme de recherche, effectua une réanalyse des données originales du Mt Whitney et arriva à 1465 W/m2.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Hufbauer, K. 1991, Exploring the Sun, The Johns Hopkins University Press.

Eddy, J.A. 1990, Journal for the History of Astronomy, 21, p. 115.

Foukal, P.V. 1990, Solar Astrophysics, John Wiley and Sons.

1899: Soleil et aurores boréales   

L'étude des interactions Soleil-Terre remonte à la corrélation notée par William Herschel entre les taches solaires et le climat. Bien que renforcie par la découverte en 1852 du lien entre l'activité géomagnétique et le cycle des taches, durant tout le dix-neuvième siècle l'idée était considérée comme des plus suspecte par l'establishment scientifique du temps. L'ère moderne de ce domaine de recherche fut inaugurée par un remarquable et novateur scientifique norvégien, Kristian Birkeland (1867-1917), qui dans le cadre de l'Expédition Polaire Norvégienne de 1899-1900 s'appliqua à l'étude détaillée de la vaste gamme de phénomènes auroraux. Birkeland en vint à la conclusion que les aurores boréales sont causées par l'arrivée épisodique de faisceaux de particules chargées provenant du soleil, déviées et canalisées vers les hautes latitudes par le champ magnétique terrestre.


La photographie de gauche montre le montage expérimental de la "terella" de Birkeland (avec Birkeland lui-même aux commandes). Un faisceau d'électrons est projeté sur un aimant de forme sphérique, et produit une émission lumineuse ayant la forme d'arcs d'apparence aurorale (photographie de droite). [Images téléchargées du document sur les courants de Birkeland sur www.answers.com]

Durant la première décennie du vingtième siècle, Birkeland réussit à produire des aurores artificielles en laboratoire, en projetant des rayons cathodiques (soit des faisceaux d'électrons) sur un aimant de forme sphérique (voir photographies ci-dessus). A la lumière des connaissances actuelles, l'explication avancée par Birkeland concernant l'origine des aurores boréales s'est avérée essentiellement correcte, quoiqu'erronée ou incomplète dans certains détails. Il demeure navrant que les travaux novateurs de Birkeland en physique aurorale aient été considérés trop spéculatifs ou même inconséquents par la majorités des chercheurs de l'époque, n'étant finalement appréciés à leur juste valeur que durant la seconde moitié du vingtième siècle.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Projet NORDLYS - Northern Lights - Birkeland

Jago, L., The Northern Lights, Penguin Press, 2002

Kivelson, M.G. and Russel, C.T. (éds), Introduction to Space Physics, Cambridge University Press, 1995; chap. 1

1904: Le diagramme papillon   



Photographie du premier diagramme dit "papillon" des taches solaires, produit originellement en 1904 et mis à jour en 1913 par Walter et Annie Maunder. Pour chaque rotation solaire successive, ils tracèrent sur un diagramme latitude-temps un petit trait vertical couvrant l'intervalle de latitude où sont observées les taches solaires. Le diagramme en résultant illustre la progression spatiotemporelle de l'activité magnétique au cours du cycle solaire. [Source: T.J. Bogdan/High Altitude Observatory]
Bien que la dérive systématique des taches vers l'équateur au cours du cycle ait été remarquée déjà au milieu du dix-neuvième siècle par Spörer et Carrington, c'est l'équipe conjugale formée par E. Walter Maunder (1851-1947) et Annie Maunder (1868-1947) qui en produisit la représentation graphique la plus saisissante. Ils portèrent en graphique, sur un diagramme latitude-temps et indépendamment de la longitude héliographique, un petit trait vertical couvrant l'intervalle des altitudes des taches solaires observées, pour chaque rotation et pour une durée couvrant près de trois cycles solaires. Cette représentation graphique est toujours en usage aujourd'hui, quoiqu'on représente maintenant plutôt la fraction de la surface solaire couverte par les taches en fonction de la latitude (voir par exemple ce diagramme papillon produit par D. Hathaway au Marshall Space Flight Center de la NASA). La séquence de "papillons" résultant de l'application de cette représentation pour plusieurs cycles successifs révèle la progression équatoriale d'une "onde magnétique" cyclique produite profondément à l'intérieur du soleil par une dynamo hydromagnétique.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Century-old sunspot chart is restored, UCAR Quarterly Communication, summer 2000.

Maunder, E.W., Month. Not. Roy. Astr. Soc., 64, 747 (1904)

1906: La structure de l'atmosphère solaire   

Depuis Kirchhoff, il était généralement admis que l'atmosphère du soleil était constituée d'une couche de gaz relativement froid, illuminé du dessous par le coeur lumineux du soleil. Une telle atmosphère inerte devrait apparaitre plus sombre près des bords du disque, puisque la lumière nous parvenant de ces régions doit traverser une plus grande épaisseur de l'atmosphère le long de la ligne de visée. Un tel noircissement centre-bord était en effet observé depuis l'époque de Galilée, mais les mesures quantitatives de la brillance du disque effectuées durant la seconde moitié du dix-neuvième siècle, en particulier par Langley, avaient révélé un profil de noircissement incompatible avec l'idée d'une simple atmosphère absorbante.
Représentation graphique moderne des résultats numériques tabulés par Schwarschild dans son fameux article de 1906 traitant de l'équilibre de l'atmosphère solaire. Le graphique montre le profil de noircissement centre-bord attendu pour une atmosphère en équilibre radiatif (vert) ou convectif (rouge). Les points noirs correspondent aux déterminations observationnelles. Le centre du disque est à r/R=0, et le bord à r/R=1.
La situation commenca à débloquer grâce au travaux d'Arthur Schuster (1851-1905), un physicien britannique émigré d'Allemagne dans sa jeunesse. Dans une série de recherches publiées entre 1903 et 1905, Schuster s'intéressa au passage de la lumière à travers une atmosphère qui est non seulement absorbante, mais qui en plus peut disperser et réemettre la radiation la traversant. C'est cependant le physicien allemand Karl Schwarzschild (1873-1916), qui le premier put calculer un modèle structurel complet de l'atmosphère solaire en équilibre radiatif, et montrer que le profil de noircissement centre-bord observé ressemblait le plus à celui attendu d'une telle atmosphère, plutôt qu'à une atmosphère stratifiée adiabatiquement résultant d'un équilibre convectif. Les remarquables travaux de Schwarzschild, publiés en 1906, ouvrirent la voie à l'interprétation en termes physique des spectres stellaires, et, plus généralement, au développement de modèles physiquement réalistes de la structure et évolution du soleil et des étoiles.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Meadows, A.J. 1970, Early Solar Physics, Pergamon Press.

Tassoul, J.-L., and Tassoul, M., A concise history of solar and stellar physics, Princeton University Press, 2004.

1908: La nature magnétique des taches solaires   

Séparation d'une raie en trois composantes distinctes dans le spectre d'une tache solaire produit par effet Zeeman associé à la présence d'un champ magnétique. [tiré de: G.E. Hale, F. Ellerman, S.B. Nicholson, and A.H. Joy (dans The Astrophysical Journal, vol. 49, pps. 153-178, 1919)].

L'étude des taches solaires et de leur cycle de 11 ans fut finalement mise sur une base physique solide au début du vingtième siècle, principalement par les remarquables percées produites par les travaux novateurs de George Ellery Hale (1868-1938) et de ses collaborateurs. En 1907-1908, ils mesurèrent la séparation des composantes spectrales de certaines raies dans le spectre des taches solaires, qu'ils identifièrent comme étant due à un effet Zeeman associé à la présence d'un champ magnétique. Ceci fut confirmé par leurs mesures de la polarisation dans chaque composante spectrale séparée. Hale put ainsi prouver de manière indubitable et quantitative que les taches solaires sont le site de très intenses champs magnétiques (voir également les Diapo 4 et Diapo 5 de la collection du HAO The Sun: a Pictorial Introduction). C'était là non seulement la première détection d'un champ magnétique ailleurs que sur Terre, mais de surcroit l'intensité de ce champ magnétique, 3000 Gauss, était près de mille fois plus élevée que le champ magnétique terrestre. On comprit par la suite que la pression associée à ce champ magnétique, et son interférence avec le transport convectif de l'énergie, conduit naturellement aux températures plus basses mesurées spectroscopiquement dans les taches solaires, par rapport à la photosphère.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Hale, G.E. 1908, On the probable existence of a magnetic field in sunspots, The Astrophysical Journal, 28, pps. 315-343,

Stix, M. 1989, The Sun, Springer.

1919: Le cycle magnétique du soleil   

Diagramme tiré de l'article de 1919 par G.E. Hale, F. Ellerman, S.B. Nicholson, and A.H. Joy (dans The Astrophysical Journal, vol. 49, pps. 153-178), illustrant ce qui est maintenant connu comme les Règles de polarité de Hale. C'était la première démonstration empirique de l'existence d'un champ magnétique organisé aux grandes échelles spatiales à l'intérieur du soleil, inversant sa polarité tous les 11 ans approximativement.

Durant la décennie suivant leur remarquable découverte du champ magnétique des taches solaires, George Ellery Hale (1868-1938) et ses collaborateurs poursuivirent leurs travaux et purent démontrer que les paires de grandes taches solaires (1) montrent presque toujours le même patron de polarité magnétique dans chaque hémisphère solaire, (2) que ce patron de polarité est inversé d'un hémisphère à l'autre, et (3) que ces patrons de polarité s'inversent d'un cycle des taches au suivant. Ils en conclurent que le mécanisme physique sous-jacent au cycle des taches est un cycle magnétique ayant une période du double de celui des taches. Ces observations empiriques, connues depuis sous le nom de Lois de polarité de Hale, demeurent valides à ce jour, et leur origine physique est maintenant comprise comme étant due à une dynamo hydromagnétique opérant à l'intérieur du soleil, quoique plusieurs détails du processus sont encore loin d'être bien compris. Parce que le champ magnétique produit par la dynamo solaire est ultimement à la source de toutes les manifestations de l'activité solaires (éruptions, éjections coronales, etc), la modélisation de la dynamo demeure à ce jour un sujet de recherche des plus actif en physique solaire.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Hale, G.E., Ellerman, F., Nicholson, S.B., and Joy, A.H. 1919, The Astrophysical Journal, 49, pps. 153-178,

Stix, M. 1989, The Sun, Springer.

1926: La structure interne du soleil, bis   

La théorie de la struture interne du soleil proposée par Lane en 1870 fut subséquemment développée de manière plus approfondie par plusieurs chercheurs, particulièrement August Ritter (1826-1908) et Robert Emden (1862-1940). Elle atteint cependant sa pleine maturité sous la forme de la théorie générale de la structure stellaire développée entre 1916 et 1926 par Arthur Stantley Eddington (1882-1944), culminant en 1926 par la publication de son ouvrage The Internal Constitution of the Stars.


Diagrammes illustrant la relation masse-luminosité prédite par la théorie de la structure stellaire d'Eddington (trait plein), en comparaison avec les déterminations observationnelles disponibles à l'époque pour divers types d'étoiles. L'excellent accord fournit un solide support empirique à la théorie d'Eddington. [tiré de: A.S. Eddington, The internal constitution of the stars, 1926 (réimpression Dover 1959), Fig. 1]

Déjà vers la fin du dix-neuvième siècle, il avait été réalisé que pour le genre de températures internes prédites par les modèles structuraux de Lane et autres, plutôt que les mouvement convectifs c'est la radiation qui devrait être le principal mécanisme de transport de l'énergie du coeur du soleil vers la surface. Prenant avantage de percées récentes dans la théorie du transfert radiatif, dues particulièrement à Arthur Schuster (1851-1934) en Angleterre et Karl Schwarzschild (1873-1916) en Allemagne, Eddington développa la forme essentiellement moderne de la théorie de la structure stellaire. Les modèles stellaires d'Eddington, placant l'emphase sur le transport radiatif de l'énergie, se comparèrent le plus favorablement aux étoiles plus massives que le soleil, pour lequel la convection est en fait le mécanisme dominant dans les 30% extérieurs en rayon. La dernière pièce manquante à l'édifice demeurait toujours la source ultime de l'énergie irradiée par le Soleil...

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Tassoul, J.-L., and Tassoul, M., A concise history of solar and stellar physics, Princeton University Press reprint, 2004.

1929: Un soleil d'Hydrogène   

La coincidence des raies spectrales solaires avec des raies produites en laboratoire dans des gaz surchauffés avait permis à Kirchhoff et ses contemporains d'identifier quels éléments chimiques sont présents dans l'atmosphère du soleil, mais leurs abundances relatives demeurèrent un mystère pendant plus d'un demi-siècle, jusqu'au développement de la mécanique quantique et de la physique atomique s'y rattachant. La première percée essentielle fut l'oeuvre de Meghnad Saha (1894-1956), qui développa la la thermodynamique statistique de l'atome de Bohr, pour en déduire une théorie permettant de calculer les états d'ionisation atomiques en fonction des variables thermodynamiques globales (température, pression, etc). Sa théorie fut rapidement généralisée par E. Arthur Milne (1896-1950) et Ralph Howard Fowler (1889-1944) aux mélanges chimiques incluant divers états d'ionisation.


Compilation par des fractions en masse de différents éléments chimiques présent dans le spectre solaire, résultant des calculs de Henry Norris Russell. L'axe vertical est le logarithmique de la densité surfacique de chaque élément, et les cercles vides correspondent aux éléments pour lesquels Russell juge ses déterminations d'abondance "moins fiables". [Reproduit de l'article de 1929 par Russell cité ci-dessous (Fig. 3)].

La première application systématique de la théorie de Saha-Fowler-Milne en astrophysique fut effectuée par Cecilia H. Payne (1900-1979) dans le cadre de sa thèse de Doctorat. Travaillant sur une large variété de spectres stellaires, Payne en déduit que l'Hydrogène et l'Hélium sont de loin les constituants les plus abondants dans toutes les étoiles étudiées. Cette découverte était contraire aux croyances de l'époque, voulant que la composition chimiques des corps célestes soit essentiellement identique à celle de la Terre. En 1928, Albrecht Unsöld (1905-1995) établissait la forte abondance de l'Hydrogène dans l'atmosphère solaire sur la base d'une étude de quelques raies spectrales. Cependant la première étude détaillée du spectre solaire utilisant une version plus élaborée de la nouvelle spectroscopie quantitative fut l'oeuvre de Henry Norris Russell (1877-1957) qui, malgré son opinion originellement très négative des résultats de Payne, ne put que conclure que l'Hydrogène est bel et bien le principal constituant de l'atmosphère solaire, suivi de l'Hélium, les métaux n'étant présent qu'en beaucoup plus faibles quantités.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Hufbauer, K. 1991, Exploring the Sun, The Johns Hopkins University Press, chap. 3

Tassoul, J.-L., and Tassoul, M., A concise history of solar and stellar physics, Princeton University Press, 2004: chap. 4.

Russell, H.N., On the composition of the sun's atmosphere, dans The Astrophysical Journal, 70, 11-82 (1929).

1931: Le coronographe   

Jusqu'aux années 1920, la majorité des percées effectuées dans l'étude de la couronne continuèrent d'être basées sur des observations effectuées durant des éclipses totales du soleil. Cependant, la rareté relative de ces éclipses, la courte durée de l'éclipse totale, les difficultés logistiques relatives au transport d'instruments à des endroits souvent difficilement accessibles, et les aléas de la météo, offraient une forte motivation au développement de techniques observationnelles permettant l"étude de la couronne en plein jour. Ce but fut atteint en 1931 par le physicien francais Bernard Lyot (1897-1952), par sa mise au point d'un instrument maintenant appelé coronographe.


Schéma du premier coronographe concu par Lyot. Le disque occulteur est en B, et les diaphragme et écran en D et E sont requis pour masquer la lumière diffusée et diffractée par la lentille primaire et le diaphragme en A. [tiré de: L'Astronomie, 66 (1952) (Fig. 113, p. 269).]

À prime abord, un coronographe n'est qu'un téléscope muni d'un disque occulteur au plan focal. L'idée semble triviale, mais sa réalisation pratique est techniquement ardue. Une très grande précision dans l'alignement optique est requise, ainsi qu'une grande stabilité mécanique de l'instrument lui-même; sinon, la lumière dispersée et/ou diffractée masque la faible luminosité coronale. Lyot réussit à surmonter ces difficultés, et put ainsi pour la première fois photographier la couronne en plein jour. Son succès lui valu plusieurs émules, dont les plus industrieux furent Max Waldmeier à l'ETH/Zürich, et Donald H. Menzel (1901-1976) au Harvard College Observatory.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

D'Azambuja, L. 1952, L'oeuvre de Bernard Lyot, L'Astronomie, 66, 265-277.

Hufbauer, K. 1991, Exploring the Sun, The Johns Hopkins University Press.

1941: La température de la couronne solaire   

Au milieu des années 1930, les observations coronographique de la couronne par Lyot avaient révélé que les faibles raies coronales en émission étaient beaucoup plus larges en longueur d'onde que prévu. Sous l'hypothèse que cet élargissement était d'origine thermique, Lyot en déduit une température coronale d'environ 600,000 K. Cette audacieuse conclusion fut loin de faire l'unanimité cependant, d'autant plus que divers autres mécanismes possibles d'élargissement des raies étaient déjà connus à l'époque.
Représentation schématique des niveaux et transitions électroniques produisants les raies d'émissions observées dans le spectre coronal. La raie verte découverte par Young en 1869 correspond à la transition 2P du FeXIV, indiquée en bas à droite. [Tiré de: B. Edlen, Monthly Not. Roy. Astr. Soc., 105, 1945; Fig 4, p. 328 (George Darwin Lecture)]

La haute température coronale fut finalement acceptée via les études spectroscopiques de Walter Grotrian (1890-1954) et Bengt Edlén (1906-1993). La clef de l'énigme fut la réalisation qu'un grand nombre de raies d'émission coronales, dont plusieurs avaient été assignées depuis 1869 par Young et d'autres à un mystérieux élément chimique inconnu sur Terre, le "coronium", étaient en fait associées à des états d'ionisation très élevés du Fer (Fe) et du Nickel (Ni). Edlén put montrer que 90% de toutes les raies d'émission coronale pouvaient être attribuées au FeX, FeXI, FeXIII et FeXIV. Les températures coronales requises pour produire ces ions, initialement estimées à un minimum de 250,000K, montèrent rapidement la valeur moderne de 1-2 million K.

Shapley, H. (ed.), Source book in Astronomy, 1900-1950, Harvard University Press, 1960: paper 8.

1942: L'émission radio du soleil   

La possibilité d'émission radio (appelées "ondes Hertziennes" à l'époque) fut considérée dès 1890 par Thomas A. Edison (1847-1931), mais la première tentative expérimentale de détection fut effectuée en Angleterre par Sir Oliver Lodge (1851-1940). Tout comme les tentatives subséquentes par d'autres chercheurs au début du vingtième siècle, aucune détection concluante ne résulta de ces tentatives. Le problème n'était pas seulement une question de sensibilité des instruments, mais aussi de chance pure et simple; en effet, l'émission radio solaire la plus intense se produit de manière très intermittente, sous forme de "bursts" associés aux grandes éruptions solaires.


Montage expérimental de Lodge utilisé dans ses dernières tentatives de détection d'ondes radio solaires. Le cylindre "A", rempli de limaille métallique, est normalement un mauvais conducteurs électrique. L'absorption d'une onde radio cause une chute marquée de la résistance, facilement détectable via les variations causées dans l'intensité du courant électrique traversant le circuit. Le fil "B" agit comme une antenne augmentant l'absorption. [Tiré de l'ouvrage de W.T. Sullivan cité ci-dessous, Fig. 4 (p. 142)]
La combinaison de conditions gagnantes s'est matérialisé durant la seconde guerre mondiale, comme une conséquence inattendue du développement des radars militaires et de la recherche y étant associée. Ces radars militaires étaient sensibles, opéraient de manière quasi-continue, et ce durant la phase d'activité maximale du cycle 17, soit au moment ou les bursts radio provenant du soleil sont les plus fréquents. Déjà au début des années 1940, plusieurs épisodes mystérieux d'interférence et de bruit élevé dans les signaux radar laissaient croire au Haut Commandement Britannique que l'Allemagne développait des systèmes de brouillage anti-radar. Les experts radars britanniques se virent assigner la tâche d'étudier le problème. En février 1942 James S. Hey détecta un premier burst radio solaire, et George C. Southworth (1890-1972) un second en juin 1942. Aux États-Unis Grote Reber (1911-2002), un des grands pionniers de la radioastronomie, en détecta un troisième en novembre 1943. La recherche radar tombant sous le couvert du secret militaire, Hey et Southworth ne purent publier leurs observations qu'après la fin de la guerre, et encore seulement sous une forme éditée par les censeurs militaires.

Les observations subséquentes en radioastronomie solaire purent, entre autre, confirmer indépendamment la haute température coronale déduite spectroscopiquement par Grotrian et Edlén. Le suivi régulier de l'émission radio solaire continue depuis la fin de la seconde guerre mondiale, et le programme de suivi du flux F10.7 à l'Institut d'Astrophysique Herzberg du Canada, ayant débuté en 1946, représente maintenant la plus longue séquence temporelle d'une mesure quantitative de l'activité solaire autre que reliée aux comptes des taches ou facules.

Sullivan, W.T. III (ed.), Classics in Radio Astronomy, D. Reidel Publishing Co., 1982: sections III-G à III-J.

Le Programme d'Observation Radio Solaire à l'Institut Herzberg d'Astrophysique.

1946: Le spectre ultraviolet du soleil   

Les astronomes solaires avaient rapidement réalisé qu'il est impossible d'obtenir du sol des spectres solaires dans l'ultraviolet à des longueurs d'onde plus petites que 3000 Å environ, en raison de la forte absorption associée à l'oxygène et l'ozone dans la haute atmosphère terrestre. Cependant une occasion unique pris forme dès la fin de la seconde guerre mondiale, en conséquence des efforts de développement de fusées par l'armée américaine. Durant ses premières années, ce programme fut basé exclusivement sur les fusées V2 allemande, dont une centaine purent être assemblées à partir de composantes saisies à la fin de la guerre quand Werner von Braun et son équipe se rendirent aux américains afin d'éviter la capture par les troupes soviétiques. Afin de favoriser le développement rapide d'instrumentation et techniques appropriées aux fusées, l'armée décida de permettre le lancement de charges utiles de nature scientifique.

Préparations pour le lancement d'une fusée V2 au White Sands Proving Grounds (maintenant connu sous le nom de White Sands Missile Range), au Nouveau Mexique. [Image téléchargée du site Web du WRMR, voir lien ci-dessous]

Au cours du vol du 10 octobre 1946, une équipe du Naval Research Laboratory menée par le physicien Richard Tousey (1908-1997) réussit à obtenir le premier spectre solaire s'étendant jusqu'à 2100 Å dans l'ultraviolet. Ce spectre fut obtenu photographiquement, le substrat étant une lamelle métallique enduite d'une préparation de phosphore fluorescent. C'était là également la première observation astronomique effectuée dans l'espace. Un autre vol de V2 le 19 septembre 1949 permit par la suite à une autre équipe du NRL, menée cette fois par Herbert Friedman (1916-2000), de détecter pour la première fois la raie d'émission Lyman-alpha (1216 Å) ainsi que l'émission en rayons-X à 8 Å. Ces mesures furent effectuées à l'aide de photomètres munis de filtres. Ce n'est qu'en 1952 que de véritables spectres s'étendant jusqu'à Lyman-alpha furent obtenus, suite à la mise au point de systèmes de pointage suffisamment stable et précis pour les instruments à bord des fusées.

Bibliographie et lectures supplémentaires:

Hufbauer, K. 1991, Exploring the Sun, The Johns Hopkins University Press.

Le programme V2 au White Sands M issile Range (en anglais)

Lectures recommandées

Historique:

Boas, M. 1962, The Scientific Renaissance 1450-1630, Harper & Row [Dover reprint available].

Crowe, M.J. 1990, Theories of the World from Antiquity to the Copernican Revolution, Dover.

Hall, A.R. 1963, From Galileo to Newton 1630-1720, Harper & Row [1981 Dover reprint].

Hoskin, M. 1997 (ed.), The Cambridge illustrated History of Astronomy, Cambridge: Cambridge University Press.

Hufbauer, K. 1991, Exploring the Sun, The Johns Hopkins University Press.

Meadows, A.J. 1970, Early Solar Physics, Pergamon Press.

Moore, P. 1974, Watchers of the Stars, Putnam.

Pannekoek, A. 1961, A History of Astronomy, New York: John Wiley Interscience.

Physique solaire, Non-Technique:

Lang, K.R., Cambridge Encyclopedia of the Sun

Physique solaire, Technique:

Foukal, P.V. 1990, Solar Astrophysics, John Wiley and Sons.

Lang, K.R. 2000, The Sun from Space, Springer.

Stix, M. 1989, The Sun, Springer.

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Dernière modification effectuée le 18 janvier 2008 par paulchar@astro.umontreal.ca

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