HISTORIQUE DES MESURES DU RAYON SOLAIRE A CALERN (OBSERVATOIRE DE LA CÔTE DAZUR) (1975 – 2006) F.LACLARE (2011)

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  • HISTORIQUE DES MESURES DU RAYON SOLAIRE A CALERN (OBSERVATOIRE DE LA CTE DAZUR) (1975 2006) F.LACLARE (2011)
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  • Schma de principe de lastrolabe solaire de CALERN (Mesures visuelles) A partir de 1974, nous dveloppions CALERN un programme dastromtrie destin au raccordement des systmes de rfrence stellaire et dynamique. Dans ce but, lastrolabe de DANJON tait modifi pour permettre lobservation du Soleil. La prcision des rsultats obtenus, concernant notamment les lments de lorbite terrestre ou la position de lquinoxe devaient rapidement (1979) confirmer la qualit instrumentale du nouvel astrolabe. Cest partir de 1978 que la dtermination du rayon solaire devenait laxe principal du programme. Pour ce faire, lobservation du soleil tait gnralise plusieurs distances znithales (11) par lemploi de prismes rflecteurs dangles stables en ZERODUR. Lensemble de loptique tant protg du flux solaire par une lame en silice de densit voisine de 5; un filtre centr sur 538 nm. et de large bande passante (200 nm.) tait situ en amont du micromtre. Les mesures CCD sur cet instrument taient alternes aux mesures visuelles partir de 1989.
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  • Les mesures du rayon solaire lObservatoire de CALERN ont commenc exprimentalement ds 1974 avec lastrolabe de DANJON adapt aux seules observations du Soleil 30 de distance znithale. A partir de 1978 par lemploi de prismes rflecteurs dont le nombre a progress nous avons accs de grandes distances znithales, jusqu 70. La valeur moyenne du rayon observ sur lensemble des 7279 mesures faites entre 1975 et 2006 est de 959.45. Cette valeur moyenne devient 959.52 compte tenu dun effet dpendant de la hauteur du Soleil. Mesures visuelles
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  • Lhistogramme des mesures prsente une lgre dissymtrie ngative, leffectif plus grand des valeurs infrieures la mdiane rend compte du plus grand nombre dobservations grandes distances znithales et par consquent de moindre qualit. Cette dissymtrie sattnue quand lensemble des mesures est ramen au znith.
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  • Un effet systmatique, li la distance znithale dobservation affecte les mesures du rayon observ. Cest ainsi que les valeurs du rayon observ faible distance znithales sont suprieures celles obtenues plus bas sur lhorizon denviron 015. Nous savons, par des mesures CCD, que cet effet est rapprocher de ltalement de limage et du retrait du point dinflexion qui en rsulte quand lpaisseur de latmosphre augmente. Pour tenir compte de cet effet, et donc pour rendre la srie plus homogne, les mesures brutes seront ramenes au znith soit sec.z=1.
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  • Comme on peut sy attendre, les mesures grandes distances znithales sont de moins bonne qualit. Prcisons que sur lensemble de la srie la distance znithale moyenne est de 53.5. Nous navons pas souhait pondrer les rsultats des analyses pour prendre en compte cet effet.
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  • Les observations sont rparties avant et aprs le passage au mridien. Leffectif des mesures faites laprs midi est sensiblement plus faible que celui du matin, denviron 50%. Cette diffrence rsulte de la plus forte nbulosit qui affecte le site de CALERN en deuxime partie de journe. Sur la priode 1983-1992 la valeur moyenne du rayon est de 959.45 lEST et de 959.43 lOUEST. La dispersion des mesures est la mme soit 0.32 pour chaque effectif.
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  • On remarque une bonne cohrence des variations du rayon moyen annuel en fonction des distances znithales dobservation. Celles-ci tant regroupes en trois groupes depuis 30 jusqu 70.
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  • Linclinaison du rayon observ sur lquateur solaire (Inclinaison hliographique) varie dans le temps et avec la distance znithale. On note que les variations du rayon sont quasiment identiques selon que leur inclinaison est suprieure ou infrieure 45. Moyennes annuelles du rayon observ
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  • Ds les premires annes de mesures le rayon observ CALERN prsentait une anti- corrlation apparente avec lactivit magntique du Soleil. La rpartition des valeurs moyennes diurnes tablie annuellement entre 1978 et 2000 montre effectivement cette opposition de phases plus apparente durant les deux premiers cycles 21 et 22; la priode calcule sur deux cycles est denviron 11.2 ans. Plusieurs termes plus court terme et signals ds 1985 sont toujours prsents sur la srie. Parmi eux, le pic de priode 1000 jours qui dominait nettement le spectre mais dont lamplitude denviron 0.06 a diminu sensiblement et la priode sest dcale vers 1350 jours. Dans le mme ordre damplitude, notons galement la prsence de signaux au voisinage de 5.4 ans et 8.2 ans. Rappelons que lanalyse faite au Brsil sur les observations de Sao Paulo, la mme poque, rvlait galement certaines de ces variations. Il convient cependant de souligner, que cette dure de mesures est encore trop brve puisquelle ne couvre que 2 cycles dactivit, et que dautre part, la distribution des observations nest pas suffisamment continue pour garantir la frquence et lamplitude des signaux dtects par les analyses.
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  • Le coefficient de corrlation calcul sur lensemble des moyennes annuelles des valeurs du rayon et du nombre de taches (Sunspot Numbers) est de 0.71
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  • Les observations du rayon, rparties en moyennes de 40 mesures et approximes par un polynme de degr 9, prsentent sur lensemble de la srie lapparente anti-corrlation avec le cycle dactivit ; celle-ci tant plus marque pendant les 10 premires annes. Les droites ajustes sur le rayon et lactivit ont des coefficients de pente voisins mais de signes opposs. (+2.3*(10^-5) pour le rayon et -2.0*(10^-5) ) pour lactivit. Sur cette priode de 28 ans le rayon crot de 0.23 tandis que le SUNSPOT NUMBER dcrot de 63.
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  • Sur les phases en baisse des cycles 21, 22 et 23 lopposition de phase est prsente. Le dclin moyen de lactivit sur les 3 sries est de 111 taches tandis que le rayon solaire crot denviron 0.17.
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  • Sur les phases en hausse des cycles 21, 22 et 23 lopposition de phase est encore prsente. Llvation moyenne de lactivit sur les 3 sries est denviron 96 taches tandis que le rayon solaire dcrot denviron -0.25.
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  • Les maxima et minima de lactivit solaire confirment ici encore lapparente anti-corrlation entre rayon observ CALERN et le cycle dactivit solaire.
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  • On observe que les plus grandes valeurs du rayon se situent dans la zone royale pour dcrotre haute latitude. Notons que cette rgion voisine du ple, partir de 80dinclinaison hliographique, correspond aux effectifs de mesures les moins nombreux et quelle nest jamais accessible pendant les mois dt mais seulement a lEst, en dbut de campagne jusquau dbut du mois de mai, et a lOuest en fin de campagne a partir de la fin du mois daout. Ces priodes dobservations ne comprennent alors que de grandes distances znithales et par consquent des mesures de moindre qualit. La zone dinclinaisons quatoriales nest pas accessible depuis la latitude du site de CALERN. Les mesures faites au Brsil, Sao Paulo prsentaient un bon accord avec celles de CALERN.
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  • Lapparente gomtrie observe ne semble pas affecte par lactivit magntique exprime en SUNSPOT NUMBERS.
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  • A la srie continue dobservations visuelles, nous alternions sur le mme astrolabe solaire, partir de 1989, un programme de mesures CCD. Les mesures groupes mensuellement prsentaient alors une bonne cohrence pour leur valeur moyenne identique, soit 959.39 et des dispersions voisines (0.08 pour les observations visuelles et 0.06 pour les mesures CCD). La numrisation des mesures CCD partir de 1996 confirmera encore leur accord avec les observations visuelles.
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  • Sur cette priode commune, de 1989 1995 et sur le mme instrument, les distributions des mesures visuelles et CCD prsentent un trs bon accord quant aux valeurs moyennes et les carts types. Notons cependant une lgre dissymtrie avec des sens contraires sur les histogrammes visuels et CCD.
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  • De manire multiplier le nombre de mesures, nous dveloppions CALERN ds 1987, un prototype de prisme dangle variable. Les premiers rsultats obtenus nous conduisaient raliser avec laide du service des prototypes du CNRS un prisme motoris permettant lobservation entre 30 et 60 de distance znithale. Lexprimentation de cet instrument sur un deuxime astrolabe (N2)tait concomitante au programme de mesures continu (N1). Le bon accord obtenu sur les valeurs observes, leurs tendances sur 5 ans et leur prcision nous conduisaient installer ce prisme variable sur le nouvel instrument: DORAYSOL. 611 mesures499 mesures
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  • Le nouvel instrument DORAYSOL (Dfinition et Observation du RAYon SOLaire) a t dvelopp en gardant le principe de lobservation des bords du disque solaire hauteurs gales et en utilisant le prisme dangle variable qui permet un grand nombre de mesures le mme jour. La motorisation des principales fonctions rend linstrument quasi automatique et lusage dune camra CCD au foyer permet dvaluer de manire objective certains paramtres atmosphriques ou instrumentaux affectant la qualit des images. Le tlescope est de type Cassegrain dont le primaire a un diamtre de 110 mm et une focale de 3450 mm. Lensemble de linstrument est protg par une lame en B.K.7 de densit voisine de 4.5. Un filtre centr sur 548 nm et dune largeur de 60 nm est plac devant la camra.
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  • A partir de 1999, linstrument DORAYSOL tait install au v