---------- La Nova de 1572 Diagramme tiré de l'ouvrage de Tycho Brahé intitulé De Nova Stella (1573), montrant la position de la (super)nova de 1572 par rapport aux étoiles les plus brillantes de la constellation de Cassiopé. L'absence de tout parallaxe détectable força Tycho à conclure que la nova ne pouvait que se situer au delà de la sphère lunaire, soit parmi les sphères célestes, supposément inaltérables d'après la doctrine Aristotélienne. ---------- La comète de 1577 La comète de 1577, visible de novembre 1577 à janvier 1578. Les observations de Tycho ne conduirent à aucune parallxe détectable, impliquant que la comète était située au delà de la sphère lunaire. Sa reconstruction de la trajectoire de la comète, effectué sur la base de ses changements de luminosité et son déplaement apparent par rapport aux étoiles, indiqua que la comète aurait du traverser les sphères planétaires, supposée de nature cristalline. Ces observations étaient donc en contradiction flagrante avec l'idée des sphères planétaires comme était des coquilles sphériques solides, transparente et concentrique, et supportaient plutôt d'un cosmos "fluide". ---------- Les lettres de Galilée concernant les taches solaires Page titre des Lettres Concernant les Taches Solaires publié à Rome en 1613 par Galilée. Ces lettres étaient formellement adressées à Mark Wesler (1558-1614), un riche magistrat d'Augsburg et patron des sciences expérimentales, en réponse à une séries de lettres de Christoph Scheiner à Wesler sur le même sujet, et publiées par ce dernier en 1612. Le lynx de la page titre réfère à l'Académie Lyncéenne (Academia dei Linci), la première académie scientifique d'Europe, et symbolise la vision perçante de ses membres. L'Académie fut fondée en 1603 par le Prince Federigo Cesi, et se distinguait par son inclusion d'une sélection de membres n'étant pas associés à l'intelligensia académique de l'époque. Galilée fut invité à joindre l'Académie en avril 1611, devenant ainsi son sixième membre, et s'identifia par la suite comme "Lyncéen" sur la page titre de tous ses livres publiés subséquemment.

Dans ses lettres, Galilée se distingue de Scheiner en déduisant (correctement) que les taches sont bel et bien à la surface du soleil. par l'observation de la position de certaines grandes taches suivies d'un jour à l'autre, il en conclut que le Soleil est imbu d'un mouvement de rotation, avec une période d'environ un mois lunaire. Galilée en Scheiner entrèrent rapidement en conflit rangé par rapport à la priorité de la découverte de taches solaires. Il s'avère cependant que la première observation d'une tache solaire pouvant être documentée est celle du 8 décembre 1610 par le britannique Thomas Harriot (1560-1621), et la première publication traitant du phénomène est celle de Johann Fabricius (1587-1616) à l'automne 1611. ---------- Les Sphères de Clavius Page tirée de l'ouvrage de Clavius commentant sur les Sphères de Sacrobosco, publié en 1570. Les éditions subséquentes furent publiées en 1581, 1585, 1593, 1607 et 1611. Ce ouvrage, ainsi qu'un autre très influent ouvrage de Clavois, son Commentaire sur les Éléments d'Euclide, furent reprubliées à maintes reprises dans les décennies qui suivirent le décès de Clavius en 1612. L'ouvrage de 1570 est essentiellement une présentation pédagogique du modèle astronomique de Ptolémé, quoique les éditions subséquentes inclurent une discussion des systèmes dits Copernicien et Tychonique. ---------- Le Dialogue de Galilée Page titre du Dialogue concernant les deux grand systèmes du monde, publié par Galilée à Florence en février 1632. Cet ouvrage est généralement considéré comme le chef-d'oeuvre de Galilée. Bien que Galilée lui-même ait explicitement prétendu le contraire, cet ouvrage est son plus éloquent manifeste en support au système cosmologique de Copernic, au détriment su système de Ptolémé, et s'applique, parois férocemment, à démolir plusieurs dogmes au coeur de la physique Aristotélienne. Image tiré de la traduction de 1967 par S. Drake. Le 25 juillet 1632, les autorités ecclésiatiques romaines ordonnérent l'arrêt des ventes du Dialogues, saisissant même le plus grand nombre de copies déjà en circulation. En 1633, suite à la condamnation formelle de Galilée, le Dialogue fut plaçé sur l'Index des livres interdits, d'où il ne fut exclu qu'en 1835. ---------- Dessin d'Orion par Galilée Dessins d'étoiles de la constellation d'Orion inviisble à l'oeil nu, mais révélées par les observations télescopiques de Galilée. Les plus grandes étoiles, incluant un point central, sont visibles à l'oeil nu, les trois en haut du diagramme définissant la eintue d'Orion. Ces observations démontrèrent que l'univers contenant une quantité d'étoile beaucoup plus grande que reconnue auparavant, suppotant indirectement la conjecture comme quoi le cosmos lui-même pourrait être beaucoup plus grand que considéré jusqu'alors. Cette supposition avant déjà été mise de l'avant par Copernic, comme une explication possible à l'absence de parallaxe détectable dans l'observation des étoiles. Reproduit de l'ouvrage Sidereus Nuncius publié en 1610 par Galilée. ---------- Dessin de la Lune par Galilée Dessin de la Lune telle qu'observée par Galilée au télescope. Galilée lui-même dit avoir observé la Lune au télescope pour la première fois le 30 novembre 1609. Étudiant les patrons de lumière et ombre près du terminateur (la ligne de démarcation entre les portions éclairées et sombre du disque lunaire) au premier et troisième quartier, Galilée put argumenter de manière convaincante que des montagnes existent sur la Lune. La doctrine Aristotélienne, par contre déclarait que tous les corps céleste ont une forme parfaitement sphérique. Dessin tiré du (1610) par Galilée. La première observation connue de la Lune au télescope est attribuée au britannique Thomas harriott (ca. 1560-1621), le soir du 26 juillet 1609. Cependant, à en juger par a correspondance de l'époque et pr ses carnets de notes, comme dans le cas de ses premières observations des taches solaires, il ne semble pas avoir tiré de ses observations aucune conclusion physique spécifique. ---------- Les instruments d'Hévélius Le grand sextant en laiton d'Hévélius. Cette image représete Hévélius lui-même en train d'observer, assisté de sa seconde épouse Elisabetha. Cet instrument était modelé étroitement sur le grand sextant de Tycho Brahé. Le quadrant azimutal d'Hévélius. Un ingénieux système de poulies et contrepoinds permettait à l'observateur de déplacer l'instrument tout en effetuant les mesures. ---------- Dessin des lunes de Jupiter par Galilée Dessin des quatres Lunes de Jupiter itelles que vues par par Galilée à l'iade de son télescope. Ces quatre Lunes de Jupiter sont les plus grandes, maintenant connues sous les noms de Io, Europa, Ganymède et Callisto. Le dessin réfère à des observations effectuées du 7 au 24 janvier 1610. Initialement, Galilée eut beaucoup de difficulté à comprendre ce qu'il voyait. Callisto sortait souvant du champ de vision (restreint) de son télescope, Io était souvent oblitérée par la brilliance de Jupiter, et les Lunes disparaissaient parfois dans l'ombre de Jupiter même.

Galilée baptisa les lunes "étoiles Médicéennes", en l'honneur de la famille Médici lors à la tête de Florence. Cette maneuvre diplomatique attent le but visé par Galilée, soit son rapatriement à Florence. Les noms modernes de ces Lunes furent proposés par il'astronome allemand Simon Mayer (1573-1624), qui pour un temps proclama sa priorité dans leur découverte télescopique. ---------- Le Rosa Ursina de Scheiner Page frontispice de l'ouvrage de Scheiner intitulé Rosa Ursina, publié à Bracciano entre 1626 et 1630. Image reproduite de l'article The history of the discovery of the solar spots, par W.M. Mitchell dans Popular Astronomy, 24 (1916). Dans la trainée de la condamnation de Galilée, évidemment mal reçue dans les milieux scientifiques progressifs, l'ouvrage de Scheiner ne s'attira guère de commentaires très positifs à l'époque, en raison des fécoces attaques verbales visant Galiléei, éparpillés dans ses premiers chapitres.

L'oeuvre de Scheiner est pourtant méritoire à bien des points de vues, et s'est avéré une source de donnée de grande valeur pour la période immédiatement antérieure au Minimum de Maunder. Par contre, le dernier ouvrage écrit par Scheiner, intitulé Prodomus pro Sole Mobile, se borne à une critique rageuse du Dialogue de Galilée, au point où les supérieurs ecclésiastiques de Scheiner en bloquèrent la publication afin d'éviter un scandale.

Le livre décrit de manière succinte les découvertes télescopiques de Galilée, incluant ses observations de la lune, d'étoiles invisibles à l'oeil nu, et sa découverte des lunes de Jupiter. Initialement considérées avec scepticisme par les astronomes et philosophes de l'époque, ces observations télescopiques de Galilée reçurent néanmoins le support (enthousiaste) de Kepler, ainsi que celui plus posé de Christophe Clavius et son groupe d'astronomes Jésuites au Collège Romain. ---------- GRANDS MOMENTS ADDITIONNELS ----------

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.

The Sun's rotation axis




One of the great many sunspot drawings to be found in Christoph Scheiner's Rosa Ursina. By combining on the same drawing observations made on many successive days, it illustrates the apparent path traced by two sunspots observed six months apart. [reproduced from: W.M. Mitchell, The history of the discovery of the solar spots, Popular Astronomy, 24 (1916).] While Galileo rapidly abandonned the systematic observation of sunspots, to Christoph Scheiner they became his lifelong labor. Waffling back and forth regarding the physical nature of sunspots, he finally settled on Galileo's interpretation, namely that they were objects of some sort tied to the solar surface. The accuracy of his observations led him to a discovery that had eluded even the observationally-talented Galileo: the inclination by some 7° of the Sun's rotation axis with respect to the Earth's orbital axis. Galileo made good use of this observation as further support to the copernican world system, going as far as claiming the discovery as his own, naturally triggering ferocious accusations of plagiarism on the part of Scheiner. ----------

The butterfly diagram




Photograph of the first sunspot butterfly diagram, drawn in 1904 by Walter and Annie Maunder. Over each successive solar rotation, a vertical line segment spanning the range of latitudes where sunspots are observed is drawn on a time-latitude diagram. This results in a striking visual depiction of the wave-like spatiotemporal progression of magnetic activity in the course of the solar cycle. [Source: T.J. Bogdan/High Altitude Observatory]

While the equatorward drift of sunspot emergences as the cycle proceeds had been noted already in the mid-nineteenth century by Spörer and Carrington, it was put on his most graphicaly striking form by the husband-and-wife team of E. Walter Maunder and Annie Maunder. It occurred to them to plot, on a time-latitude diagram, the latitude at which sunspots are observed, independently of their heliographic longitude, over a time span covering a complete solar cycle. This graphical depiction remains in use today, although what is commonly plotted is the fractional area coverage of sunspots as a function of latitude (see for example this butterfly diagram, produced by D. Hathaway at NASA's Marshall Space Flight Center). The sequential "butterflies" defined by successive cycles are tracking the equatorward progression of a cyclic "magnetic wave" produced deep within the solar interior by a hydromagnetic dynamo mechanism. http://www.ucar.edu/communications/quarterly/summer00/chart.html

Le diagramme papillon




Photographie du premier diagramme dit "papillon" des taches solaires, produit en 1904 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 et Annie Maunder. qui en produisit la représentation graphique la plus saisissante. Ils portèrent en graphique, sur un diagramme latitude-temps et indépendamment de la longitude héliographique, petit trait vertical 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 cycle cycle successifs révèle la progression équatoriale d'une "onde magnétique" cyclique produite profondément à l'intérieur du soleil par une dynamo hydromagnétique. http://www.ucar.edu/communications/quarterly/summer00/chart.html Ref: Tom's paper; Hufbauer?

The colors of sunlight

Between 1664 and 1666, stimulated by the writings of René Descartes and Boyle (), Isaac Newton launched into a series of experiments aimed at investigating the physical nature of "white light". In the course of one of these experiments, Newton let a narrow beam of sunlight through glass prims, separating its chromatic component into it's "rainbow" spectrum. Use of a second inverted prism could then recombine these colors into the original "white light".


Sketch made by Newton in his notebook, illustrating his experimental setup used to separate sunlight into its chromatic spectrum. A narrow beam of sunlight enters a dark room through a small hole, traverses a glass prism and its refracted chromatic components projected onto a screen. [Reproduced from: P. Whitfield, Landmarks in Western Science, Routledge, 1999]

Newton explained correctly the production of his artificial rainbow by suggesting that white light is made of a variety of fundamental colors, which are refracted to varying degrees when they cross an interface between two different transparent media, here glass and air. Newton would have never guessed how his curious discovery would, some two centuries later, lead to a true revolution in physics and astronomy. Hall, A.R., Isaac Newton, Adventurer in thought, Cambridge University Press reprint, 1996.

Les couleurs de la lumière solaire

Entre 1664 et 1666, inspiré par les écrits de René Descartes et Boyle (), Isaac Newton entreprit une série d'expérience 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 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 composante chromatiques, chacune étant réfractée différemment en traversant une interface entre deux milieux transparents différent, 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. Hall, A.R., Isaac Newton, Adventurer in thought, Cambridge University Press reprint, 1996.

1926: The internal structure of the sun, again

The theory of solar internal structure originally developped by Lane in 1870, and later elaborated upon by many researchers including most notably August Ritter (1826-1908) and Robert Emden (1862-1940), reached its mature form in the all-encompassing theory of stellar structure developped by Arthur Stantley Eddington over a ten year period starting in 1916, and culminating with the publication in 1926 of his book The Internal Constitution of the Stars.


The mass-luminosity relation predicted by Eddington's stellar structure theory, compared to then-available data for various types of stars. The good agreement provided strong empirical evidence in support of Eddington's theory. [Reproduced from A.S. Eddington, The internal constitution of the stars, 1926 (1959 Dover reprint), Fig. 2]

In the late ninetenth century, it had been realized that for the kinds of internal temperature suggested by the early structural models of Lane and others, outward energy transport within the solar interior most likely took place via radiation, rather than convective currents. Capitalized on recent advances in the theory of radiative transfer, notably by Arthur Schuster (1851-1934) in England and Karl Schwarzschild (1873-1916) in Germany, Eddington set forth what remain to this days the basic theory of stellar structure. Because he focused on radiative equilibrium, Eddington's models gave their best results when compared to stars more massive than the sun, convection being indeed needed to properly described the solar outer layers. One vital missing piece still remained, namely the internal source of the Sun's energy...

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

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, 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, plaçant l'emphase sur le transport radiatif de l'énergie, se comparèrent le plus favorablement aux étoiles plus massives que le soleil, où la convection est en fait un mécanisme essentiel dans les couches externes. La dernière pièce manquante à l'édifice demeurait toujours la source ultime de l'énergie irradiée par le Soleil...

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

1865: The first solar cycle model

For nearly two decades the sunspot cycle uncovered by Schwabe begged for an explanation. In the quest for a physical explanation, its Its apparent cyclicity lead naturally to a well-known piece of celestial clockwork: planetary motions. Already in 1852, Rudolf Wolf took due note of the approximate numerical coincidence between the sunspot cycle period of 11.1 years with the orbital period of Jupiter (11.86 yr), and later proceeded to fit his time series of relative sunspot number to a quadruple-harmonic function based on the orbital periods of Jupiter, Saturn, Earth and Venus. However, Wolf himself was not overly impressed with his fits, and he wisely refrained from drawing strong conclusions from his results. However, others would soon discover what looked for a while like a very appealing variation on this theme, based on planetary tidal influences.


The method used by the Kew team to link the variations of sunspot areas with planetary positions. The diagram is drawn in the solar equatorial plane. The portion of the solar disk facing Earth (bottom) is divided into 10 contiguous longitudinal sectors each 14 deg wide. As solar rotation carries sunspots across the sectors, the total sunspot areas in each sector are computed and grouped according to this or that planet being in the quadrant centered on conjunction (A), opposition (C) and quadrature (B and D). [Reproduced from: P. Charbonneau, Journal for the history of astronomy, 33, Fig. 4]

The first detailed, quantitative physical model of the solar cycle was developped between 1865 and 1872 by an odd trio of solar observers working at Kew Observatory in England: the terrestrial magnetism expert and observatory's director Balfour Stewart (1828-1887); The head of the solar photographic program and oftentimes financial backer Warren De La Rue (1815-1889); and the human computer Benjamin Loewy, a young astronomer trained in Hamburg and hired specifically for data reduction work on the various solar projects ongoing at Kew. Following up on an earlier idea by Stewart, they looked for correlations between planetary ecliptical longitudes and the appearance, growth and decay of individual spots located at specific heliographic longitudes. While they originally found a number of promising correlations involving Venus, Jupiter and Mercury, these all fail to hold as more extended data became available. By 1874 they had largely abandoned the idea, although for half century theirs remained the only extant physical model of the solar cycle, and as such was often discussed in solar physics textbooks into the first decades of the twentieth century. times.

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 behavoir of the sun-spots with regard to increase and diminution, Proceedings of the Royal Society of London, 14, 59-63, 1865.

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 a 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 détaillé en quantitatif du cycle solaire fut développé entre 1865 et 1872 par un trio disparate travaillant à l'Observatoire de Kew en Angleterre: solar observers working at Kew Observatory in England: 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 en engagé comme assistant-calculateur pour le programme solaire à Kew. Donnant suite à une idéee mise de l'avant auparavant par Stewart, ils s'intéressèrent à l'existence de corrélations possibles entres les longitudes écliptiques planétaires, et les émergences, évolution et désaggrégation 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 toute les unes aprèes 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.

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 behavoir of the sun-spots with regard to increase and diminution, Proceedings of the Royal Society of London, 14, 59-63, 1865.

1870: The internal structure of the sun

Throughout the eighteenth and nineteenth century, ideas regarding the internal constitution of the sun and stars ranged high and wide. By the 1860's, the spectroscopic work of Kirchoff and collaborators had offered strong evidence that at least the solar atmosphere was in gaseous form, and quite hot at that, but ideas regarding the solar interior remained in the realm of pure speculation. This first began to change with the groundbreaking work Jonathan H. Lane (1819-1880), who in 1870 published a paper in the American Journal of Sciences and Arts (vol. 50, p. 57) presenting a first mathematical model of the solar interior. Lane assumed that the sun's interior was gaseous and chemically homogeneous throughout, and in a state of hydrostatic equilibrium, whereby the inward gravitational pull of the sun's mass is everywhere balanced by an outward gradient in gas pressure. Further assuming that thermal equilibrium enforced by convective motions would lead to an adiabatic stratification, Lane obtained mathematical relationship describing the rise of density and temperature as one moves from the surface towards the sun's center.


Diagrams illustrating the internal structure of Lane's polytropic spheres. The two sets of concentrics spherical shells drawn here correspond to ten equally spaced isolevels of temperature (left) and fractional mass (right), and illustrate graphically the internal stratification of stars in simultaneous hydrostatic and convective equilibrium. [Reproduced from A.S. Eddington, The internal constitution of the stars, 1926 (1959 Dover reprint), Fig. 1]

Knowing the Sun's mass and radius, Lane could integrate the density profile to set the density scale, leading to a surface density of 0.000363 gram per cubic centimeters. Then, using then the perfect gas law, he could estimate the sun's atmospheric temperature, arriving at at 30,000K. Though some five times too high by modern standard, this confirmed the high temperartures inferred by spectroscopic means.

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

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 soleils 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 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 équilibrés 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 relation mathématiques décrivant la hausse de la température et 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.

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

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.

1941: The temperature of the solar corona

In the mid-1930's, coronagraphic observations of the solar corona by Lyot had revealed that the faint coronal emission lines were much broader in wavelength than expected. Under the assumption that this broadening was of a thermal nature, Lyot boldly inferred a coronal temperature of around 600,000 K. However, since alternate broadening mechanisms existed, his estimate of the high coronal temperature was met with due caution at the time.


Schematic representations of the atomic energy levels and transitions responsible for the coronal emission lines. Young's 1869 green line is the 2P transition of FeXIV on the lower right. [Tiré de: B. Edlen, Monthly Not. Roy. Astr. Soc., 105, 1945; Fig 4, p. 328 (George Darwin Lecture)]


Acceptance of the very high coronal temperature ended up coming through the spectroscopic work of atomic physicists Walter Grotrian (1890-1954) and Bengt Edlén (1906-1993). The breakthrough came when it was realized that a large number of unidentified coronal emission lines, attributed starting in 1869 by Young and others to a hitherto unknown chemical element tentatively named "coronium", were in fact associated with high ionization stages of Iron (Fe) and Nickel (Ni). In fact, Edlén could show that 90% of all coronal emission lines could be attributable to FeX, FeXI, FeXIII and FeXIV. The required coronal temperatures, initially estimated greater than 250,000K, rapidly rose to the modern value of 1-2 million K.

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

1942: Solar radio emission

The possibility of radio emission (or "Hertzian waves" as it was known at the times) by the Sun was contemplated as early as 1890 by the American scientist Thomas A. Edison (1847-1931), but the first actual attempts were carried out in England by Sir Oliver Lodge (1851-1940). As with subsequents attempts by others in the opening decades of 20th century, no detection were made. The difficulty was not just one of sensitivity, but also of plain luck with timing of observations, since the strongest radio emission occurs in very intermittent bursts associated with large solar flares.


Lodge's experimental setup for detecting solar radio waves. The cylinder "A" is filled with metal filings, making a relatively poor conductor. The large drop in resistance caused by the absorption of a radio wave is readily detectable via the enhanced electrical current flowing through the circuit. The piece of wire "B" acts as an antenna to increase absorption. [reproduced from the collection of paper edited by W.T. Sullivan cited below, Fig. 4 (p. 142)]


The conjunction of required conditions materialized serendipitously during World War II, as a side effect of military radar development and research. WWII radars were sensitive, operated nearly continuously, and did so at a time spanning cycle's 17 maximum phase, during which solar radio bursts are more frequent. By the early 1940, numerous episodes of enhanced background noise and interference picked up by radar equipment had been noted. Fearing that Germans were developing and testing radar jamming systems, the British High Command instructed their radar experts to look into the matter. In February 1942 James S. Hey (XXXX-YYYY) detected a burst of radio emission from the Sun, and a second one was detected by George C. Southworth (1890-1972) the following June. In America an independent detection was carried out in November 1943 by the pioneer radioastronomer Grote Reber (1911-2002). Radar research being then a militarily sensitive and highly classified subject, Hey and Southworth could only publish their findings after the end of WWII, and even then only in censored form.

Later solar radio observations were to confirm the million-degree temperature of the solar corona, inferred earlier by Grotrian and Edlén by spectroscopic means. Regular radio monitoring continued after World War II, with the so-called 10.7cm flux monitoring program at Canada's Herzberg Institute for Astrophysics, started in 1946, now providing the longest time series of a quantitative solar activity measurement other than counts of sunspots or faculae.

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

The Solar Radio Monitoring Programme at the Herzberg Institute of Astrophysics.

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 tentativesi 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 de systèmes de brouillages anti-radar. Les experts radars britanniques se virent assigner la tâche d'étudier le problème. En février 1942 James S. Hey (XXXX-YYYY) detecta 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 Solar Radio Monitoring Programme à l'Institut Herzberg d'Astrophysique.

1906: The structure of the solar atmosphere

Since Kirchhoff, it was generally believed that the solar atmosphere was made of a layer of cool gas, illuminated from below by the hotter, luminous solar interior. Such an inert atmosphere would appear darker near the solar limbs than at disk center, since in the former situation a greater thickness of atmosphere is traversed along the line-of-sight. This limb darkening had indeed been observed since Galileo's time, but the accurate quantitative measurements made in the second half of the nineteenth century, in particular by Langley, yielded results incompatible with a simple inert, absorbing atmosphere.


Modern plot of the numerical results tabulated in the landmark 1906 paper by Schwarzschild cited below. The plots shows the expected center-to-limb darkening, the green line corresponding to an atmosphere in radiative equilibrium, and the red line to the adiabatic stratification expected from convective equilibrium. The solid dots are the measured values. Disk center is at r/R=0 and the limb at r/R=1.

Progress first took place at the hand of the german-born british physicist Arthur Schuster (1851-1934), who in a series of papers written between 1903 and 1905 investigated the passage of radiation through an atmosphere that can not only absorp, but also emit and scatter and re-emit the light traversing it. A full model of the solar atmosphere based on radiative equilibrium was soon put calculated by the german astrophysicist Karl Schwarzschild (1873-1916), who could also show that the observed limb solar darkening profile pointed to a state of radiative equilibrium, rather than the adiabatic stratification expected to result from convective equilibrium. Schwarzschild's remarkable 1906 paper opened the door to the physical interpretation of stellar spectra, and more generally to the construction of realistic structural and evolutionary models of the sun and stars.

1906: La structure de l'atmosphère solaire

Depuis Kirchhoff, il était généralement admis que l'atmosphère soleil était constitué d'une couche de gaz 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-neuviéme siècle, en particulier par Langley, avait 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.

14XX: The first solar model

1845: The Sun's energy source

1869: The coronal green line

At the 7 August 1969 solar eclipse, visible in North America, the american astronomers Charles A. Young (1834-1908) and William Harkness (1837-1903) both independently noted the presence of a faint emission line in the green part of the otherwise featureless coronal spectrum.


Late nineteenth century Map of the coronal spectrum in the vicinity of the so-called "green line" ascribed to the mysterious chemical element "coronium". The numerical scale on top corresponds to the modern scale introduced by Angstrom, while the "1474" label refers to a scale introduced earlier by Kirchhoff. These are all emission lines superimposed on a fainter continuum. [Reproduced from: A.C. Young, The Sun, second edition 1896, Fig. 93 (p. 258)]


Young, one of the leading spectroscopists of his times, would have never imagined that this discovery would offer solar astronomers a puzzle that would survive him by over three decades. Young himself put a lot effort in identifying the mysterious "coronal green line", first tentastively identifying it with a laboratory iron line, then in 1876 resolving iit into a doublet of which one component did not coincide with anything known in the laboratory. Young and others thus suggested the possible existence of a new chemical element unknown on Earth, which they named coronium.

Meadows

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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 attribuée au "coronium". L'échelle numérique du haut correspond à l'échelle moderne d'Angstrom, et l'identification "1474" à celle proposée par Kirchoff. 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 observées 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.

1854: The age of the Sun

1899: The Sun and the Aurora Borealis

The idea of solar-terrestrial interactions, going back to William Herschel's suggestion of a correlation between sunspots and climate, was buttressed somewhat by the 1852 discovery of the link between geomagnetic activity and the sunspot cycle, but throughout the nineteenth the overall idea was considered suspicious by the scientific establishment. The modern era of solar-terrestrial interaction studies was launched by the pioneer norwegian scientist Kristian Birkeland (1867-1917) who, in the course of the 1899-1900 Norwegian Polar Expedition, set out to study in detail the Aurorae Borealis. Birkeland concluded from his various observations that aurorae are caused by the episodic arrival of beams of charged particles from the Sun, deflected and guided to high geographic latitudes by the Earth's magnetic field.


The photograph on the left shows Birkeland's so-called terella experiment (with Birkeland himself operating the apparatus). Beams of electrons are shot at a spherical magnet to produce light emission concentrated in auroral-like arcs (photograph on right). [Images downloaded from Birkeland current document on www.answers.com]

In the first decade of the twentieth century Birkeland went on to produce artificial aurorae in his laboratory, by sending cathode rays (beams of electrons) on a spherical magnet, as depicted on the above photographs. By modern standards, Birkeland explanation of the origin of aurora borealis is correct in the main although not in all details. Unfortunately, Birkeland's groundbreaking contribution to auroral physics were dismissed by most other researchers at the time as overly speculative or even irrelevant, and only gained proper appreciation in the second half of the twentieth century.

Project NORDLYS - Northern Lights - Birkeland

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

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 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 détaillés 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.

Projet NORDLYS - Northern Lights - Birkeland

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

Kivelson and Russel, chap. 1

=============================================================================== GM Futurs: 14XX: Le premier modèle solaire (Nicolas de Cues) 1845: La source d'énergie du soleil (Waterston, Mayer) -> Tassoul 1854: L'age du soleil (Helmholtz + Kelvin) -> Tassoul 1868: Helium (Lockyer+Janssen) 1877: La granulation [Meadows] (Janssen) 1892: Le spectrohéliographe [Meadows] 1894: The effective temperature of the Sun [Meadows] 1946: Granddaddy eruptive prominence 1951: a solar outflow ? (Biermann) 1953: Magnetographs (Horace W. Babcock +Babcock) 1958: the solar wind (Parker) Bios: Eddington Schuster Picard Birkeland Grotrian Edlén Pouillet Kelvin De La Rue Schwarzschild Images: Kelvin Helmholtz Waterston (Tassoul²) Correction; Bio. de Young: re. Harkness Bio de Carrington: Sun Kings Coronagraphe en français? (voir article Lyot ADS) crédit image infrarouge Herschel.